白矮星减速将变超新星 银河潜伏“定时炸弹
http://www.astronomy.com.cn/bbs/viewthread.php?tid=183166&highlight= Our galaxy might hold thousands of ticking "time bombs"
http://www.astronomy.com/en/News-Observing/News/2011/09/Our%20galaxy%20might%20hold%20thousands%20of%20ticking%20time%20bombs.aspx===
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錢德拉塞卡極限（Chandrasekhar極限） 是無自轉恆星以電子簡併壓力阻擋重力塌縮所能承受的最大質量，這個值大約是1.4倍太陽質量
電子簡併壓力是其抵抗重力的唯一力量，因此這個值也是白矮星的質量上限。主序星的質量若超過8倍的太陽質量，
在演化結束前不能"拋掉"足夠的質量成為穩定的白矮星，因此會成為中子星或是黑洞
超新星supernova
http://zh.wikipedia.org/wiki/%E8%B6%85%E6%96%B0%E6%98%9F一般認為質量小於9倍太陽質量左右的恆星在經歷引力塌縮的過程後是無法形成超新星
通過核融合產生能量的過程終止或突然啟動。當一個衰老的大質量恆星核無法再通過熱核反應產生能量時，
它有可能會通過引力塌縮的過程塌縮為一個中子星或黑洞。引力塌縮所釋放的引力勢能會加熱並驅散恆星的外層物質。
另一種形成機制為一顆白矮星可能會從其伴星 (雙星) 那裡獲取並積累物質 通常是通過吸積，少數通過合併
從而提升核心的溫度，以至能夠將碳元素點燃並由此導致熱失控下的核融合，最終將恆星完全摧毀。
當質量超過錢德拉塞卡極限（約為1.38倍太陽質量 這是電子簡併壓力所能支撐的質量上限）的恆星內部的核融合爐無法提供足夠的能量時，
恆星將走向塌縮；而當吸積過程中的白矮星質量達到這一極限時它們將會質量過高而燒毀。需要注意的是，
白矮星還會通過碳氮氧循環在其表面形成一種與上述有所不同的並且規模小很多的熱核爆炸，這被稱作新星
大質量恆星引力場的引力比小恆星的大，在這種較强引力的作用下，其核也積壓得比較緊，因此核更熱，
熱核反映超越較小恆星的氧、氖階段後，氖更進一步結合形成鎂，鎂又能結合形成矽，然後矽再結合形成鐵。
這時恆星的中心温度可達攝氏30億～40億度 恆星一旦開始形成鐵，它就到達了死亡的終點，因為鐵原子的穩定性很高而所含的能量
當恆星開始崩潰時，它的鐵核仍被大量尚未達到最大穩定性的原子包圍著。随着外層的崩潰，原子的温度升高，
這些仍然可以結合的物質一下子全部“點火”，引起大爆發，将恆星外層物質從恆星體内噴出去。
這種爆發就是超新星。蟹状星雲就是由這種爆發形成的
超新星是生成比氧重的元素的關鍵來源。這些元素中，鐵-56以及比它輕的元素的生成來自核融合，
而比鐵重的元素都來自超新星爆炸時進行的核合成 .. 核心會變 中子星嗎 ?
那磁星 何情況下會變磁星
=> 在它們演變成超新星前，自身需擁有強大磁場及高自轉速度，方有機會演化成磁星
磁星 是中子星的一種，它們均擁有極強的磁場，透過其產生的衰變，使之能源源不絕地釋出高能量電磁輻射，以X射線及伽瑪射線為主。
脈衝星（Pulsar），是中子星的一種，為會週期性發射脈衝信號的星體
Ia型超新星 Ia超新星 沒有氫譜線，在光譜峰值附近615奈米處有電離矽（Si II）的譜線
==> 第一類 是靠近密近雙星系統 ,較大的恆星開始 在這一對恆星中的主星先演變成漸近巨星分支的恆星，
恆星的外層擴展成非常的巨大。如果這一對恆星分享共同的外層，那麼系統可能會因為角動量的減少、軌道半徑和超出洛希瓣等因素，
失去相當大的質量。在主星演化成白矮星之後，伴星也演化成為紅巨星，並且質量逐漸因吸積而累積至主星上。在最後的共享包層階段，
角動量的丟失使兩顆星呈螺旋狀的型式更為靠近，最後，公轉的軌道週期縮短至只有幾個小時。 如果吸積持續的時間夠長，
白矮星的質量最終可能接近錢德拉塞卡極限 , 白矮星末期 吸積停後旋轉變慢 自旋不足以抵抗自身重力
第二種Ia超新星的可能是 兩顆白矮星發生合併引發的機制 而合併後的質量超過錢德拉塞卡極限（這種稱為超錢德拉塞卡質量白矮星）
Ib超新星 有未游離的氦原子（He I）的587.6奈米譜線，沒有強烈的矽615奈米吸收譜線
=> 類似於大質量恆星內部核反應燃料耗盡而形成II型超新星的過程；
形成Ib或Ic型超新星的恆星由於強烈的恆星風或與其伴星的交互作用而失去了由氫元素構成的外層
Ib型超新星被認為是大質量的沃爾夫-拉葉星塌縮後的產物。
沃爾夫-拉葉星 正在演化的大質量恆星，質量都超過太陽質量的20倍。因其自身強勁的恆星風 ,導致恆星質量的高速流失
Ic超新星 沒有或僅有微弱的氦線，沒有強烈的矽615奈米吸收譜線。
==> 大質量恆星內部核反應燃料耗盡而形成II型超新星的過程； 有一些證據認為少量的Ic型超新星是伽瑪射線暴的產生原因，但也有觀點認為任何氫元素外層被剝離的Ib或Ic型超新星在爆炸的
幾何條件允許的情形下都有可能生成伽瑪射線暴
II-P超新星 在光度曲線上有一個"高原區"。
=> 質量不小於九倍太陽質量的大質量恆星 當恆星核心的氫元素消耗殆盡 會使核心的溫度和壓力急劇升高並能夠將氦元素點燃。
由此恆星核心的氦聚變為碳元素，並能夠產生相當的輻射壓來中止塌縮。這使得核心膨脹並稍微冷卻，
此時的核心具有一個氫融合的外層和一個更高溫高壓的氦融合的中心。 其他元素如鎂、硫、鈣也會產生並在某些情形下在後續反應中燃燒
上述的過程會反覆幾次，每一次的核心塌縮都會由下一個更重的元素的聚變過程而中止，並不斷地產生更高的溫度和壓力。
星體由此變成了像洋蔥一樣的層狀結構 不斷增加的重元素參與了核融合 重元素的不斷合成在鎳-56處終止
這一融合反應中不再有能量釋放但能夠通過放射性衰變產生鐵-56
II-L超新星 光度曲線呈"線性"的衰減（視星等與時間呈線性關係）
大多數II型超新星都因每秒幾千千米的物質膨脹速度而有很寬的發射譜線，但也有一些超新星的發射譜線較窄，
它們被稱作IIn型超新星，這裡n代表narrow（窄）的含義
極超新星 hypernova
http://zh.wikipedia.org/zh-hant/%E6%A5%B5%E8%B6%85%E6%96%B0%E6%98%9F 是年老的極超巨星在臨終前的爆發。這種超新星的威力比起一般的超新星要大得多 > 100倍，剩下的核心會直接塌縮為黑洞，
伽瑪射線暴的可能源頭之一
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