1什么是超新星？
超新星是某些恒星在演化接近末期时经历的一种剧烈爆炸。这种爆炸都极其明亮，过程中所突发的电磁辐射经常能够照亮其所在的整个星系，并可能持续几周至几个月才会逐渐衰减。而在此期间，一颗超新星所释放的辐射能量可以与太阳在其一生中辐射能量的总和相当。
超新星比新星活动性更剧烈。超新星的英文名称为supernova，nova在拉丁语中是“新”的意思，这表示它在天球上看上去是一颗新出现的亮，super-是为了将超新星和一般的新星有所区分，也表示超新星具有更高的亮度。超新星这个名词是沃尔特·巴德和弗里茨·兹威基在1931年提出的。
扩展资料
超新星的命名惯例
当国际天文联合会收到发现超新星的报告后，他们都会为它命名。名字是由发现的年份和一至两个拉丁字母所组成：一年中首先发现的26颗超新星会用从A到Z的大写字母命名，如超新星1987A就是在1987年发现的第一颗超新星；而第二十六以后的则用两个小写字母命名，以aa、ab、ac这样的顺序起始。
专业和业余天文学家每年能发现几百颗超新星（2005年367颗，2006年551颗，2007年572颗），例如2005年发现的最后一颗超新星为SN 2005nc，表示它是2005年发现的第367颗超新星。
历史上的超新星则只需要按所发现的年份命名，如SN 185、SN 1006、SN 1054、SN 1572（第谷超新星）和SN 1604（开普勒超新星）。自1885年起开始使用字母命名，即使在那一年只有一颗超新星被发现（如SN 1885A和1907A等）。表示超新星的前缀SN有时也可以省略。
上面说的都是常见得命名，还有些大家不熟悉的，有4个大型天文台的发现不用上报国际天文联合，他们分别是Nearby Supernova Factory，Catalina Real-Time Transient Survey，ROTSE collaboration，Palomar Transient Factory。
这4大天文台都有独立的超新星命名规则，有时候一些发现也会有得到常规命名，或者用个超新星的坐标来表示，再或者有些超新星都不会有命名。如世界著名的帕洛玛山天文台的Palomar Transient Factory发现的超新星，都以PTF为开头，我国天文爱好者孙国佑和高兴发现的大陆首颗业余超新星，就获得了帕洛玛山天文台给予的编号PTF10acbu。
参考资料来源：百度百科—超新星
2超新星爆发是甚么
楼主您好。图为真实的超新星爆发。
超新星爆发就是一颗大质量恒星的“暴死”过程。在恒星演化的后期，星核和星壳彻底分离的时候，往往要伴随着一次超级规模的大爆炸，这种爆炸都极其明亮，过程中所突发的电磁辐射经常能够照亮其所在的整个星系，并可持续几周至几个月才会逐渐衰减变为不可见。往往会诞生新的恒星。
今年9月8日夜晚，天文爱好者们就能观测到百年一遇的超新星爆炸过程，这是1954年以来能用肉眼看到的最明亮的一次超新星爆炸。如果天气晴朗，人们可用双目望远镜在远离灯光的地方直接观测到这一震撼人心的天体活动。据专家称，观测的方位应该是北斗七星“勺柄”的东方。
由于即将爆炸的恒星据银河系仅有2100万光年的距离，所以爱好者们才能观赏到这一奇景。牛津大学的教授表示，根据哈勃望远镜8月底抓拍到的景象，这颗恒星如今应该到了超新星爆发的临界点。爆炸结束后直到10月中旬光芒才会渐渐消失。天体学家马克·萨利文教授说：“任何人都能只用一个双目望远镜看到，对于很多人来说，这或许是一辈子也看不到的震撼场景。下一次或许要等到100年以后了。”
详见参考资料，希望对您有帮助。
3超新星的命名惯例
当国际天文联合会收到发现超新星的报告后，他们都会为它命名。名字是由发现的年份和一至两个拉丁字母所组成：一年中首先发现的26颗超新星会用从A到Z的大写字母命名，如超新星1987A就是在1987年发现的第一颗超新星；而第二芹坦扰十六以后的则用两个小写字母命名，以aa、ab、ac这样的顺序起始。专业和业余天文学家每年能发现几百颗超新星（2005年367颗，2006年551颗，2007年572颗），例如2005年发现的最后一颗超新星为SN 2005nc，表示它是2005年发现的第367颗超新星。 历史上的超新星则只需要按所发现的年份命名，如SN 185、SN 1006、SN 1054、SN 1572（第谷超新星）和SN 1604（开普勒超新星信宴）。自1885年起开始使用字母命名，即使在那一年只有一颗超新星被发现（如SN 1885A和1907A等）。表示超新星的前缀SN有时也可以省略。 上面说的都是常见得命名，还有些大家不熟悉嫌旦的，有4个大型天文台的发现不用上报国际天文联合，他们分别是Nearby Supernova Factory，Catalina Real-Time Transient Survey，ROTSE collaboration，Palomar Transient Factory。这4大天文台都有独立的超新星命名规则，有时候一些发现也会有得到常规命名，或者用个超新星的坐标来表示，再或者有些超新星都不会有命名。如世界著名的帕洛玛山天文台的Palomar Transient Factory发现的超新星，都以PTF为开头，我国天文爱好者孙国佑和高兴发现的大陆首颗业余超新星，就获得了帕洛玛山天文台给予的编号PTF10acbu。
4超新星的当前模型
这一类的超新星的形成途径有多种，但这些途径都共有一个相同的内在机制：如果一个以碳-氧[nb 2]为主要成分的白矮星吸积了足够多的物质并达到了约为1.38倍太阳质量的钱德拉塞卡极限（对于一个不发生自转的恒星而言），它将无法再通过电子简并压力来平衡自身的引力从而会发生坍缩。不过，当今天体物理学界普遍认为在一般情形下这个极限是无法达到的：在坍缩发生之前随着白矮星内核温度和密度的不断上升，在白矮星质量达到极限的1%时就会引爆碳燃烧过程。在几秒钟之内白矮星的相当一部分物质会发生核聚变，从中释放足够的能量（1-2×1044焦耳）而引起超新星爆发。一束向外扩散的激波会由此产生并可达到5000-20000千米/秒的速度，其大约相当于光速的3%。同时恒星的光度会有非常显著的增加，绝对星等可达-19.3等（相当于比太阳亮五十亿倍），并且这一光度几乎不会变化 。 研究此类超新星形成的模型之一是一个密近双星系统。双星中质量较大的一颗恒星在演化过程中会更早地离开主星序并膨胀为一颗红巨星。随着双星的共同轨道的逐渐收缩，红巨星最终将其绝大多数外层物质向外喷射，直到它内部不能继续进行核聚变。此时它演化为一颗主要由碳和氧构成的白矮星。其后系统中的另一颗恒星也将演化为红巨星，并且这颗红巨星的质量会被临近的白矮星吸积，使后者质量不断增长。在轨道足够接近的情形下，白矮星也有可能从包括主序星在内的其他类型的伴星吸积质量。 Ia型超新星爆发形成的另一种模型是两颗白矮星的合并，届时合并后的质量将有可能超过钱德拉塞卡极限，但此类情形较前者发生几率较低。 Ia型超新星具有特征性的光度曲线，在爆炸发生后它的光度是时间的函数。它所发出的光辐射来自内部从镍-56经钴-56到铁-56的放射性衰变所释放的能量。，从而用于测量距它们宿主星系的距离。不过，最近的观测表明它们的光度曲线的平均宽度也会发生一定的演化，这意味着Ia型超新星的固有光度也会发生变化，尽管这种变化在一个较大的红移尺度上才表现得较为显著。 质量不小于九倍太阳质量的大质量恒星具有相当复杂的演化风格。在恒星内核中的氢元素不断地通过核聚变产生氦元素，其中释放的能量会产生向外的辐射压，从而保证了内核的流体静力学平衡而避免恒星自身巨大的引力导致的坍缩。 而当恒星内核的氢元素消耗殆尽而无法再产生足够的辐射压来平衡引力时，内核的坍缩开始，这期间会使内核的温度和压力急剧升高并能够将氦元素点燃。由此恒星内核的氦元素开始聚变为碳元素，并能够产生相当的辐射压来中止坍缩。这使得内核膨胀并稍微冷却，此时的内核具有一个氢聚变的外层和一个更高温高压的氦聚变的中心。（其他元素如镁、硫、钙也会产生并在某些情形下在后续反应中燃烧。） 上述的过程会反复几次，每一次的内核坍缩都会由下一个更重的元素的聚变过程而中止，并不断地产生更高的温度和压力。星体由此变成了像洋葱一样的层状结构，越靠近外层的元素越容易发生聚变反应。每一层都依靠着其内部下一层的聚变反应所产生的热能和辐射压力来中止坍缩，直到这一层的聚变燃料消耗殆尽；并且每一层都比其外部一层的温度更高、燃烧更快——从硅到镍的燃烧过程只需要一天或几天左右的时间。 在这样过程的后期，不断增加的重元素参与了核聚变，而生成的相关元素原子的结合能也在不断增加，从而导致聚变反应释放的能量不断减少。并且在更高的能量下内核会发生光致蜕变以及电子俘获过程，这都会导致内核的能量降低并一般会加速核聚变反应以保持平衡。这种重元素的不断合成在镍-56处终止，这一聚变反应中不再有能量释放（但能够通过放射性衰变产生铁-56） 这样的结果导致了这个镍-铁成分的内核无法再产生任何能够平衡星体自身引力的向外的辐射压，而唯一能够起到一定平衡作用的是内核的电子简并压力。如果恒星的质量足够大，则这个内核的质量最终将有可能超过钱德拉塞卡极限，这样电子简并压力也不足以平衡引力坍缩。最终在星体自身强大的引力作用下，内核最内层的原本将原子核彼此分开的力也无法支撑，星体由此开始毁灭性的坍缩，并且此时已没有任何聚变反应能够阻止坍缩的发生。 超新星内核的坍缩速度可以达到每秒七万千米（约合0.23倍光速），这个当原始恒星的质量低于大约20倍太阳质量（取决于爆炸的强度以及爆炸后回落的物质总量），坍缩后的剩余产物是一颗中子星；对于高于这个质量的恒星，剩余质量由于超过奥本海默-沃尔科夫极限会继续坍缩为一个黑洞（这种坍缩有可能是伽玛射线暴的产生原因之一，并且伴随着大量伽玛射线的放出在理论上也有可能产生再一次的超新星爆发），理论上出现这种情形的上限大约为40-50倍太阳质量。 对于超过50倍太阳质量的恒星，一般认为它们会跳过超新星爆发的过程而直接坍缩为黑洞，不过这个极限由于模型的复杂性计算起来相当困难。但据最近的观测显示，质量极高（140-250倍太阳质量）并且所含重元素（相对氦元素而言）比例较低的恒星有可能形成不稳定对超新星而不会留下黑洞遗迹。这类相当罕见的超新星的形成机制可能并不相同（而可能部分类似于Ia型超新星爆发），从而很可能不需要铁核的存在。这类超新星的典型代表是II型超新星SN 2006gy，据估计它具有150倍太阳质量，对它的观测表明如此巨大质量恒星的爆炸与先前的理论预测有着基础性的差异。 过程会导致内核的温度和密度发生急剧增长。内核的这一能量损失过程终止于向外简并压力与向内引力的彼此平衡。在光致蜕变的作用下，γ射线将铁原子分解为氦原子核并释放中子，同时吸收能量；而质子和电子则通过电子俘获过程（不可逆β衰变）合并，产生中子和逃逸的中微子。 在一颗典型的II型超新星中，新生成的中子核的初始温度可达一千亿开尔文，这是太阳核心温度的六千倍。如此高的热量大部分都需要被释放，以形成一颗稳定的中子星，而这一过程能够通过进一步的中微子释放来完成。这些“热”中微子构成了涵盖所有味的中微子-反中微子对，并且在数量上是通过电子俘获形成的中微子的好几倍。大约1046焦耳的引力能量——约占星体剩余质量的10%——会转化成持续时间约10秒的中微子暴，这是这场事件的主要产物 。中微子暴会带走内核的能量并加速坍缩过程，而某些中微子则还有可能被恒星的外层物质吸收，为其后的超新星爆发提供能量。 内核最终会坍缩为一个直径约为30千米的球体，而它的密度则与一个原子核的密度相当，其后坍缩会因核子间的强相互作用以及中子简并压力突然终止。向内坍缩的物质的运动由于突然被停止，物质会发生一定程度的反弹，由此会激发出向外传播的激波。计算机模拟的结果指出这种向外扩散的激波并不是导致超新星爆发的直接原因；实际上在内核的外层区域由于重元素的解体导致的能量消耗，激波存在的时间只有毫秒量级 。这就需要存在一种尚未了解的过程，能够使内核的外层区域重新获得大约1044焦耳的能量，从而形成可见的爆发。当前的相关研究主要集中在对于作为这一过程基础的中微子重新升温、自旋和磁场效应的组合研究。 由于氢光谱中的巴耳末吸收线的存在，II型超新星的光度曲线特征明显：与I型超新星的光度曲线相比，II型超新星的光度曲线平均每天降低0.008等，较前者要低很多。按照光度曲线的特征，II型超新星可分为两个子类，一类在光度曲线上有一个平坦的高原区（II-P型），另一类的光度曲线则只存在线性衰减（II-L型）。如此II-L型超新星的总体衰减率为每天0.012等，高于II-P型超新星的每天0.0075等。对于II-L型超新星而言，产生这种差别的原因是在原始恒星中的大部分氢元素外层都被抛射出了。 II-P型超新星的光度曲线中的高原区是由于其外层不透明度的变化。爆炸中产生的激波电离了外层中的氢原子，阻止了内部爆炸产生的光子透过外层逸出，从而显著提高了外层的不透明度。当外层的氢离子冷却后重新组合成原子，外层区域的透明度又会回升。 长久以来一个围绕着超新星研究的谜团是，如何解释爆炸后产生的剩余致密物质相对内核会有一个如此高的速度 。（已经观测到作为中子星的脉冲星具有很高的速度，理论上黑洞也会有很高的速度，但当前还很难通过孤立的观测来证实。）不管怎样，能够推动物质产生如此速度的作用力应该相当可观，因为它能够使一个质量大于太阳的物体产生500千米/秒甚至以上的速度。有些解释认为，这种推动力包含了星体坍缩时的对流和中子星形成时产生的喷流。 这张由X射线和可见光的合成图描述了从蟹状星云核心区域发出的电磁辐射。从中心附近的脉冲星所释放的粒子速度可接近光速。这颗中子星的速度约为375千米/秒[78]具体而言，这种内核上方产生的大尺度对流能够造成局部的元素丰度变化，从而在坍缩期间导致不均衡分布的核反应，经反弹后产生爆炸。而喷流解释则认为，中心的中子星对气体的吸积作用会形成吸积盘，并产生高度方向性的喷流，从而将物质以很高的速度喷射出去，同时产生横向的激波彻底摧毁星体。这些喷流可能是导致超新星爆发的重要因素。（一个类似的模型也被用来解释长伽玛射线暴的产生。） 不过随着时间的推移这种爆炸会变得更为对称。通过对初始状态的出射光的偏振进行测量，这种不对称性就可以被探测到。 由于Ib、Ic以及多种II型超新星具有类似的机制模型，它们被统称为核坍缩超新星。而Ia型超新星与核坍缩超新星的基本区别在于在光度曲线峰值附近所释放的辐射的能量来源。核坍缩超新星的原始恒星都具有延伸的外层，并且这种外层达到一定透明度所需的膨胀量较小。光度曲线峰值处的光辐射所需的大部分能量都来自于加热并喷射外层物质的激波。 而与之不同的是，Ia型超新星的原始恒星是致密的，并且要比太阳小得多（但质量仍然大得多），因此这种致密星体如要变得透明需要进行大幅的膨胀（以及冷却）。爆炸产生的热在星体膨胀的过程中被消耗，从而无法促使光子产生。事实上，Ia型超新星所辐射的能量完全来自爆炸中产生的放射性同位素的衰变，这主要包括镍-56（半衰期6.1天）和它的衰变产物钴-56（半衰期77天）。从放射性衰变中辐射的伽玛射线会被喷射出的物质吸收，这些物质因此被加热到白炽状态。 在核坍缩超新星中，随着喷射出的物质逐渐膨胀并冷却，放射性衰变最终也会成为光辐射的主要能量来源。一颗明亮的Ia型超新星能够释放出0.5至1倍太阳质量的镍-56，但核坍缩超新星所释放的镍-56通常只有0.1倍太阳质量左右。
5超新星的颁奖典礼
2007年11月17日韩国MKMF颁奖典礼 第26届大阪金唱片奖颁奖典礼(The 26th Golden Disk Awards In Osaka) 第38、39届韩国CYWORLD数码音乐颁奖礼 2011年12月04日首届《韩国音乐版权大奖》颁奖典礼 2012年12月06日第20届韩国文化艺术演艺大赏 2012年第26届金盘奖数字音乐行业韩流图标奖 2011年第一届韩国音乐版权目标韩流音乐奖
6什么是超新星
新星和超新星 新星是一类能爆发的恒星。爆发时，光度能暂时上升到原来正常光度的数千乃至10万倍。在爆发后的几个小时内，新星的光度就能达到极大，并在数天内(有时在数周内)一直保持很亮，随后又缓慢地恢复到原来的亮度。能变成新星的恒星在爆发前一般都很暗，肉眼看不到。然而，光度的突增有时会使它们在夜空中很容易被看到，因而对观测者来说，这种天体就好像是新诞生的恒星。据认为，多数新星都存在于两颗子星彼此靠得很近并互相绕转的双星系中。这种通常被称为密近双星的系统由两颗年龄不同的子星构成，一颗是红巨星，一颗是白矮星(一种临近恒星溶化终点的致密星)。在某些情况下，红巨星会膨胀到子星的引力范围以内。这样，引力场很强的白矮星就会把红巨星外层大气中的富含氢物质吸引到较小的星上。这种物质在白矮星表面积累到一定程度以后，就会发生核爆炸，导致相当于一万分之一太阳质量的表面热气体被抛出去。爆炸后，白矮星又恢复平静，但引起的过程则一直重复下去。结果是再过若干年又会触发新的爆发。 超新星是爆发规模超过新星的变星。爆发时光度为10^7～10^10太阳光度(相当于整个星系的光度)，释放能量10^47～10^52尔格，即增亮千万倍至上亿倍。这是恒星世界中已知的最激烈的爆发现象。爆发结果或是将恒星物质完全抛散，成为星云遗迹，结束恒星的演化史；或是抛射掉大部分质量，遗留下的部分物质坍缩为白矮星、中子星或黑洞，从而进入恒星演化的晚期和终了阶段。超新星爆发后形成强的射电源、X射线源和宇宙线源。超新星还是星际重元素的主要贡献者。
7超新星是什么
当恒星爆发时的绝对光度超过太阳光度的100亿倍、中心温度可达100亿摄氏度，新星爆发时光度的10万倍时，就被天文学家称为超新星爆发了。 根据现在的认识，超新星爆发事件就是一颗大质量恒星的“暴死”。对于大质量的恒星，如质量相当于太阳质量的8~20倍的恒星，由于质量的巨大，在它们演化的后期，星核和星壳彻底分离的时候，往往要伴随着一次超级规模的大爆炸。这种爆炸就是超新星爆发。 一颗超新星在爆发时输出的能量可高达(10)^43焦，这几乎相当于我们的太阳在它长达100亿年的主序星阶段输出能量的总和。超新星爆发时，抛射物质的速度可达10000千米/秒，光度最大时超新星的直径可大到相当于太阳系的直径。1970年观测到的一颗超新星，在爆发后的30天中直径以5000千米/秒的速度膨胀，最大时达到3倍太阳系直径。在这之后直径又开始收缩。(数字不准)写真(19张)
8超新星的星际影响
主条目：超新星核合成 超新星是生成比氧重的元素的关键来源。这些元素中，铁-56以及比它轻的元素的生成来自核聚变，而比铁重的元素都来自超新星爆炸时进行的核合成。尽管存在争议，超新星确实是最有可能的进行r-过程的候选场所，r-过程是核合成在高温以及高中子密度时进行的一种快速形式。反应中有大量高度不稳定的原子核产生，这些原子核都含有过剩数量的中子。这些状态不稳定，经过快速的β衰变而达到更稳定的状态。 r-过程有可能发生在II型超新星的爆发中，有半数左右丰度的比铁重的元素都会在其中产生，其中包括钚、铀、锎等元素。与之能相提并论的其他产生重元素的过程只有在衰老的红巨星内发生的s-过程，但这一过程进行起来要慢得多，而且不能产生比铅更重的元素。 主条目：超新星遗迹 大麦哲伦星云内位于成群的气体和尘埃中的超新星遗迹N 63A超新星爆发后的遗迹包括一个中央的致密星体和因激波而快速向外扩散的物质。这些物质在快速膨胀的状态下扫过周围的星际物质，这种状态能够持续长达两个世纪。其后它们将经历一个绝热膨胀的过程，进而再用一万年左右的时间逐渐冷却并与周围的星际物质混合。 根据天文学中的标准理论，大爆炸产生了氢和氦，可能还有少量锂；而其他所有元素都是在恒星和超新星中合成的。超新星爆发令它周围的星际物质充满了金属（对于天文学家来说，金属就是比氦重的所有元素，与化学中的概念不同）。这些合成的金属丰富了形成恒星的分子云的元素构成，所以每一代的恒星（及行星系）的组成成分都有所不同，由纯氢、氦组成到充满金属的组成。超新星是宇宙间将恒星核聚变中生成的较重元素重新分布的主要机制，不同元素的所有的分量对于一颗恒星的生命，以至围绕它的行星的存在性都有很大的影响。 膨胀中的超新星遗迹的动能能够压缩凝聚附近的分子云，从而启动一颗恒星的形成。如果气体云无法释掉过多的能量，增大的湍流压也能阻止恒星形成。 在太阳系附近的一颗超新星爆发中，借助其中半衰期较短的放射性同位素的衰变产物所提供的证据能够了解四十五亿年前太阳系的元素组成，这些证据甚至显示太阳系的形成也有可能是由这颗超新星爆发而启动的。由超新星产生的重元素经过了和天文数字一样长的时间后，这些化学成分最终使地球上生命的诞生成为可能。 如果一颗超新星爆发的位置非常接近地球以至于它能够对地球的生物圈产生明显的影响，这样的超新星被称为近地超新星，它们到地球的距离粗略为一百光年以内。超新星对类地行星所产生的负面影响的主要原因是伽玛射线：对地球而言，伽玛射线能够在高空大气层中引起化学反应，将氮分子转化为氮氧化物，并破坏臭氧层使地球表面暴露于对生物有害的太阳辐射与宇宙射线之下。据认为一颗近地超新星引起的伽玛射线暴有可能是造成奥陶纪-志留纪灭绝事件的原因，这造成了当时地球近60%的海洋生物的消失。 有关近地超新星爆发的预测通常集中在有可能形成II型超新星的大质量恒星上，而在距太阳几百光年的范围内确实有几颗主要恒星有可能在短至一千年的时间内成为超新星；一个典型的例子是参宿四，它是一颗距地球427光年的红超巨星。不过值得注意的是，一般认为这些预测中的超新星对地球几乎不会产生任何影响。它距地球的距离需要小于8秒差距（合26光年）。这类预测的结果主要与对大气层建立的模型有关，而它所用到的辐射通量来自对大麦哲伦星云内II型超新星SN 1987A的测量值。当前对在地球周围10秒差距范围内超新星爆发的几率的预测所得的的结果差别很大，从每一亿年一次到每一百亿年一次不等。 如果Ia型超新星的爆发距地球足够近，它们被认为是潜在的极大危险，这是由于它们都形成于普通的黯淡的白矮星，从而一颗Ia型超新星有可能在人们始料未及的情形下在一个未被认真研究过的恒星系统中爆发。有理论认为Ia型超新星影响地球的范围是1000秒差距以内（合3300光年）。 1996年伊利诺伊大学香槟分校的天文学家在理论上推测，有可能能够从地层中的金属同位素来探测地球过去受到超新星影响的痕迹。随即经慕尼黑工业大学的研究人员报告，在太平洋的深海岩层中探测到了因近地超新星造成的铁-60的富集。
91987A超新星的简介
超新星现象很少，银河系中自1604年发现蛇夫座超新星以来，还从来没有过。其专他星系中属的超新星，每年总能发现几颗，但终究太遥远，往往是几百万光年或更远。1987年2月23日，一位加拿大天文学家在大麦哲伦星云中发现了一颗5等星，它很快就被证实是一颗超新星，立即在世界各国的天文界引起了轰动。自1604年以来，这是第一颗用肉眼就能容易地看到的超新星。尤其是它是在大麦哲伦云中，而大麦哲伦云的距离是16万光年，是离地球最近的星系。这颗被命名为1987A超新星的超新星是近400年来所未曾有过的，它是20世纪最大的天体物理事件。
