天文照片里的超新星，往往只是星系旋臂上一个不起眼的白点。这个白点却很值钱：它的光谱能告诉你，爆炸的是一颗被剥掉外层的大质量星，还是一颗被同伴喂到超重的白矮星。分类系统就是这么长出来的，先看有没有氢，再看有没有硅。听起来像植物检索表，背后却是两种完全不同的死法。
超新星按光谱分两大类：出现氢巴耳末线的是 II 型，没有的是 I 型；I 型再按是否出现约 635.5 nm 的硅 II 线分为 Ia 与 Ib/Ic。Ia 是白矮星的热核爆炸，峰值绝对星等约 −19.3；Ib/Ic 与 II 型都是大质量星核坍缩，动能约 10⁵¹ erg，其中约 99% 的能量由中微子带走。
分类的起点是一条氢线
1941 年，明科夫斯基把超新星光谱分成两类：有宽氢发射线的叫 II 型，没有的叫 I 型。
这个划分标准很朴素，物理含义却明确。氢是宇宙里最丰富的元素，大质量星的外层大多是氢。能看到氢线，说明爆炸时外层还没被剥光。
看不到氢线，要么前身星本来就没有氢外层，要么氢层太薄，被爆炸早期的高速抛射埋掉了。
硅线把 I 型劈成两半，物理含义完全不同
I 型里有一组光谱在约 635.5 nm 处出现强烈的硅 II 吸收，这就是 Ia 型。没有这条线的，再按氦线有无分成 Ib 与 Ic。
Ia 的前身是白矮星。白矮星主要由碳和氧组成，几乎没有氢，硅则是在爆炸中合成的。硅线因此成了热核爆炸的指纹。
Ib 与 Ic 则是大质量星失去了氢包层，甚至失去了氦层。它们的核心照样坍缩，只是外面裹的东西不同。
II 型的光变曲线形状，记录的是外包层大小
II 型还能再分。光变曲线在峰值附近出现约 100 天平缓平台的，叫 II-P；峰后近似线性下降的，叫 II-L。
平台的形成靠氢复合。爆炸抛出的氢在冷却过程中释放潜热，把亮度暂时稳住。氢层越厚，平台越长。
IIb 型更特殊：早期有氢线，后期氢线消失，光谱逐渐变得像 Ib。这说明它的氢层很薄，几十天后就被剥离干净了。
光谱分类与物理机制不是同一张表
按光谱分出来的类，与按机制分出来的类，边界并不重合。
Ia 是热核爆炸，结局是把白矮星整个炸碎，不留致密残骸。II 型与 Ib/Ic 是核坍缩，中心会留下中子星或黑洞。
还有一批光谱奇特的天体，比如 IIn 的窄线来自与周围物质的相互作用，超亮超新星的亮度超出常规模型。它们提醒我们，分类表是工具箱，不是自然界的目录。
| 参数 | 数值 | 口径与来源 |
|---|---|---|
| I 型与 II 型的分界 | 氢巴耳末线有无 | Minkowski 1941 |
| Ia 的判别线 | 约 635.5 nm 的硅 II 吸收 | 光谱分类惯例 |
| Ia 峰值绝对星等 | 约 −19.3 | 观测统计 |
| II-P 平台长度 | 约 100 天 | 光变曲线统计 |
| 典型爆炸动能 | 约 10⁵¹ erg | 观测与模型 |
| 核坍缩中微子能量占比 | 约 99% | SN 1987A 等观测约束 |
哪些是观测，哪些还是推断
常见问题
因为前身是白矮星。白矮星在演化早期就把氢包层丢掉了，剩下的碳氧核心在爆炸时自然没有氢线。
新星是白矮星表面的氢薄层发生热核燃烧，星体还在；超新星是整颗星被炸碎，或核心彻底坍缩，两者能量差好几个数量级。
无法准确预测。历史上平均每世纪几颗，但多数被银河尘埃遮挡，肉眼能看到的要靠运气。
延伸阅读
- Minkowski, R. 1941, Spectra of Supernovae, PASP 53, 224
- Filippenko, A. V. 1997, Optical Spectra of Supernovae, ARA&A 35, 309
- NASA 钱德拉 X 射线天文台超新星遗迹页面（nasa.gov）