超新星

蔡途

超新星（supernovae，SNe）是宇宙中最壯觀的天文現(xiàn)象之一。超新星爆發(fā)后，亮度在數(shù)天到數(shù)十天內(nèi)達(dá)到最亮，為太陽亮度的數(shù)億倍至數(shù)百億倍，然后持續(xù)衰減數(shù)月至數(shù)十年，再成為超新星遺跡。發(fā)生于銀河系及其衛(wèi)星星系（如大麥云、小麥云）中適當(dāng)位置的超新星，可以在地球上用肉眼直接觀測。

超新星爆發(fā)之后合成鐵系元素與重元素。然后將這些元素以及爆發(fā)前已經(jīng)合成的各種元素以每秒幾千公里到每秒幾萬公里的速度拋射到太空中。這些元素會成為下一代恒星、行星的組成部分；人體內(nèi)的元素除了氫之外，也都是超新星帶來的。

超新星的爆發(fā)機制

超新星爆發(fā)有多種起源，對應(yīng)著多種爆發(fā)機制。

白矮星爆炸模型對于由一顆白矮星和一顆正常恒星（如紅巨星或主序星）組成的雙星系統(tǒng)，如果兩顆子星靠得足夠近，白矮星就會吸積伴星物質(zhì)。白矮星是簡并壓支撐的天體（因此屬于“簡并星”），當(dāng)其質(zhì)量增大到一定極限后將變得不穩(wěn)定，其內(nèi)部產(chǎn)生劇烈的熱核反應(yīng)，將整個星體炸碎，這就是“單簡并爆炸模型”。如果雙星系統(tǒng)的子星都是白矮星，二者并合，也會產(chǎn)生劇烈的熱核反應(yīng)，將整個星體炸碎，這就是“雙簡并爆炸模型”。

核坍縮、反彈與中微子延遲暴模型初始質(zhì)量超過大約8倍太陽質(zhì)量的恒星在主序星階段，其內(nèi)部--g處于氫熱核反應(yīng)產(chǎn)生的氣體熱壓力和恒星自身引力相平衡的狀態(tài)，這時恒星是穩(wěn)定的。當(dāng)恒星中的大部分氫經(jīng)核反應(yīng)變?yōu)楹ず?，氦核心被點燃。對于初始質(zhì)量為8～10倍太陽質(zhì)量的大質(zhì)量恒星，中心燃燒到形成足夠大的氧、氖、鎂構(gòu)成的核心之后，電子俘獲過程就會導(dǎo)致星體坍縮，中心被壓縮出一個硬核，然后外層物質(zhì)被硬核反彈，中心硬核所形成的中子星發(fā)射中微子，加熱外層物質(zhì)，將整個星體炸開，中心留下的是中子星，這就是“中微子延遲暴模型”驅(qū)動的“氧一氖一鎂核坍縮型超新星”的爆發(fā)機制。對于初始質(zhì)量在10倍太陽質(zhì)量以上的大質(zhì)量恒星，上述“燃燒”過程會一直持續(xù)到核心生成鐵，形成洋蔥結(jié)構(gòu)，鐵無法通過聚變?nèi)紵?，恒星?nèi)部的核反應(yīng)停止，無法繼續(xù)提供足以抵抗巨大引力的輻射壓，星體開始向內(nèi)坍縮，此后的反彈、中微子驅(qū)動等過程與氧-氖-鎂核坍縮型超新星類似，形成鐵核坍縮型超新星，最后，中心留下中子星或黑洞。以上兩類核坍縮型超新星爆發(fā)后，釋放的總能量中僅有約1%轉(zhuǎn)化為超新星的動能，可見光輻射的能量與總能量的比值更是只有0.01%左右，大約99%的總能量被中微子帶走。這些中微子是中子星形成的重要線索。它們可以輕易穿透物質(zhì)，比電磁波輻射早幾個小時逃出星體，因此是超新星電磁波爆發(fā)的前驅(qū)爆發(fā)，極具研究價值。

對不穩(wěn)定爆炸模型初始質(zhì)量超過140倍太陽質(zhì)量（這是一個粗略的數(shù)值，具體數(shù)值還受恒星的金屬豐度影響）的大質(zhì)量恒星，在燃燒到中心形成氧核時，內(nèi)部產(chǎn)生的Y射線光子的能量就高到足以成對地變?yōu)檎?fù)電子對，進(jìn)而成為正反中微子對，后者逃逸出星體，導(dǎo)致恒星收縮，溫度繼續(xù)升高，這又更利于形成上述過程。這個正反饋過程導(dǎo)致星體迅速被徹底炸毀，形成“對不穩(wěn)定超新星”（pair instability supernovae，PISNe），中心不留下任何殘骸。

超新星的分類

根據(jù)超新星最亮?xí)r的光譜特征，可以將超新星分為I型與II型。其中，I型超新星光譜沒有氫吸收線，而II型超新星光譜則有氫吸收線呈現(xiàn)。根據(jù)有無氦、硅吸收線，I型又可以細(xì)分為Ia（有硅吸收線）、Ib（沒有或有較弱的硅吸收線，有氦吸收線）、Ic（沒有或有較弱的硅吸收線，沒有或有較弱的氦吸收線）型。II型又可細(xì)分為IIP、IIL、lib與IIn型，其中IIP型超新星的光變曲線存在持續(xù)約100天的“平臺（plateau），因此得名；IIL型超新星的光變曲線線性下降，沒有平臺；IIb型超新星在亮度最大時的光譜為II型，在晚期光譜為Ib型，因此得名；IIn型超新星的光譜中存在窄（narrow）發(fā)射線。IIn型與IIP型的交叉類被記為IIP-n型或IIn-P型。最近一些年還發(fā)現(xiàn)一些Ia、Ib、Ic型的光譜中也有窄線，光譜中具有窄線的Ib型超新星稱為Ibn型。如果白矮星系統(tǒng)附近有稠密的星周介質(zhì)（cireumstellar medium，CSM），超新星噴射物與CSM相互作用，產(chǎn)生一些氫發(fā)射線，被命名為Ia-CSM型超新星，這一類超新星中有一部分被混入Iln型之中。

I型超新星光譜中的氫光譜線幾乎沒有或者很弱，說明I型超新星在爆發(fā)前要么是一顆失去氫包層的大質(zhì)量恒星，要么是一個周圍缺乏氫的白矮星；而Ⅱ型超新星的光譜中有很強的氫光譜線，說明其源于死亡前還含有一定量氫的大質(zhì)量恒星或者被富含氫的介質(zhì)包圍的白矮星。更細(xì)致的研究表明：Ia型超新星源于白矮星單簡并爆炸或雙簡并爆炸；Ib、Ic與Ⅱ型超新星中的絕大多數(shù)為核坍縮型超新星，極少數(shù)為對不穩(wěn)定超新星。

歷史超新星

銀河系中大約每100年才產(chǎn)生幾顆超新星，但因為塵埃的遮蔽，大部分無法被肉眼觀測到。天文望遠(yuǎn)鏡發(fā)明之前，人類歷史上有可靠歷史記錄的超新星有8顆，它們都是銀河系內(nèi)爆發(fā)的超新星，又被稱為“歷史超新星（historical supernovae）”。

SN 185是公元185年觀測到的超新星，位于圓規(guī)座和半人馬座之間，靠近南門二。爆發(fā)后，連續(xù)8個月可以在晚上看到，這是有歷史記錄的第一個超新星。《后漢書》中對其有記載，可能是研究這個超新星的唯一古代文獻(xiàn)（另有羅馬文獻(xiàn)疑似也記載了這個超新星）。2011年，美國天文學(xué)家用多個望遠(yuǎn)鏡觀測了這個超新星的遺跡，證實這是一顆Ia型超新星。

此后，公元386、393、1006、1054、1181、1572和1604年又相繼發(fā)現(xiàn)7顆超新星，中國古代史書都有記載。1604年至今，人類再也沒有在銀河系中發(fā)現(xiàn)超新星。

歷史超新星中，SN 1006是最明亮的一顆，最亮?xí)r的視星等達(dá)到-7.5等，比金星更亮。SN 10543L稱為“天關(guān)客星”，其遺跡為著名的蟹狀星云。SN 1572與SN1604分別被第谷與開普勒詳細(xì)研究過，因此又稱為“第谷超新星”與“開普勒超新星”。在歷史超新星中，這4個超新星被研究得最透徹、全面，且記載最可靠。

超亮超新星

借助光學(xué)望遠(yuǎn)鏡巡天項目，天文學(xué)家每年可觀測到數(shù)百顆銀河系外的超新星。

進(jìn)入2000年以來，人們通過更加先進(jìn)的超新星巡天系統(tǒng)，采用無目標(biāo)巡天模式，發(fā)現(xiàn)了一批比以前發(fā)現(xiàn)的超新星亮幾十倍甚至上百倍的超新星，其真實亮度達(dá)到太陽的幾百億甚至上千億倍，因此被命名為超亮超新星（superluminous supernovae，SLSNe）。它們也被分為I型（至今只發(fā)現(xiàn)了Ic型）與II型（絕大多數(shù)為IIn型，極少數(shù)為IIL型）。

第一個引起轟動的超亮超新星是2006年發(fā)現(xiàn)的SN 2006gy，這是一個IIn型超亮超新星。至今為止觀測到的最亮超亮超新星是20t5年6月發(fā)現(xiàn)的ASASSN-151h（SN 2015L），這是一顆I型超亮超新星，峰值之后15天時，其真實亮度約為太陽的5700億倍。

超亮超新星引發(fā)了新的研究熱潮。對它們的能源機制與爆發(fā)機制的研究，將幫助人們獲得恒星演化與爆炸等多個領(lǐng)域的大量全新知識。