超新星

自然 | 天文 | 天體 | 恒星 | 恒星演化過程中的一個階段

超新星爆發是某些恒星在演化接近末期時經歷的一種劇烈爆炸。這種爆炸度極其明亮,過程中所突發電磁輻射經常能夠照亮其所在的整個星系,并可持續幾 周至 幾個月(一般最多是兩個月)才會逐漸衰減變為不可見。在這段期間內一顆超新星所輻射的能量可以與太陽在其一生中輻射能量的總和相媲美。恒星通過爆炸會將其大部分甚至幾乎所有物質以可高至十分之一 光速 的速度向外拋散,并向周圍的 星際物質 輻射激波。這種激波會導致形成一個膨脹的氣體和塵埃構成的殼狀結構,這被稱作 超新星遺跡

2016年1月,中國科學家觀測到最強超新星,是太陽亮度5700億倍。

觀測歷史

依巴谷觀測恒星的興趣可能和觀測到一顆超新星有關。人類最早的觀測超新星紀錄是中國天文學家于 公元185年 看見的SN 185,有記載的最亮超新星是 SN 1006 。對此,中國和伊斯蘭天文學家都有詳細的記述。人們觀測次數最多的超新星是 SN 1054 ,它形成了 蟹狀星云 。超新星SN 1572和 SN 1604 是目前為止以裸眼觀測到的最后兩顆 銀河系 內的超新星,這些超新星的發現對歐洲天文學的發展有顯著的影響,因為這些發現被用來反駁在月球和行星之外是不變的 亞里士多德 宇宙觀點。約翰·開普勒在超新星SN 1604達到亮度峰值的1604年10月17日觀測到它,并且在此期間一直估計它的亮度,直到第二年亮度暗淡到裸眼看不見才停止。它是那個時代人們所觀測到的第二顆超新星(繼 第谷·布拉赫 的仙后座SN 1572之后)。

由于望遠鏡的發展,人們能觀測到超新星的區域不只在銀河系內,已擴大到其他的星系。在1885年觀察到仙女座星系的超新星仙女座S。美國天文學家 魯道夫·閔可夫斯基弗里茨·茲威基 在1941年開啟了現代的超新星分類計劃。在1960年代,天文學家發現超新星爆炸期間的最大強度可以作為 天文距離標準燭光 ,從而測量出 天體的距離 。最近,觀測到一些遙遠的超新星比預期的黯淡,這種現象支持了 宇宙加速膨脹 的觀點。為重建沒有書面紀錄的超新星觀測,人們開發了新技術以觀測超新星。從超新星仙后座A的爆發日期,人們偵測到來自星云的回光事件。人們從對其溫度的測量和來自鈦-44的 γ射線 衰變,估計出超新星遺跡RX J0852.0-4622的年齡。在2009年,通過匹配南極冰沉積物的 硝酸 含量,人們了解了過去超新星事件發生的時間。

歷史上的發現

  • 185年12月7日, 東漢 中平二年乙丑,中國天文學家觀測到超新星185,這是人類歷史上發現的第一顆超新星。該超新星在夜空中照耀了八個月。《后漢書·天文志》載:“ 中平 二年(185年)十月癸亥,客星出南門中,大如半筵,五色喜怒,稍小,至后年六月消”。 

  • 1006年4月30日:位于 豺狼座 的SN 1006爆發,它可能是有史以來人們記錄到的視亮度最高的超新星,據推斷其亮度達到了-9等。據現代天文學家推測:“在1006年的春天,人們甚至有可能能夠借助它的光芒在半夜閱讀。”在中國歷史上的 宋朝 時期,這顆超新星由 司天監 周克明等人發現,因而將它稱作周伯星。在《宋史·天文志》卷五六中記載為:“景德三年四月戊寅,周伯星見,出氐南,騎官西一度,狀如半月,有芒角,煌煌然可以鑒物,歷庫樓東。八月,隨天輪入濁。十一月復見在氐。自是,常以十一月辰見東方,八月西南入濁。”

  • 1054年7月4日:產生蟹狀星云的一次超新星爆發,這次客星的出現被中國歷史上宋朝的天文學家詳細記錄,《 續資治通鑒長編 》卷一七六中載:“至和元年五月己酉,客星晨出天關之東南可數寸( 嘉祐 元年三月乃沒)。”日本、 美洲原住民 也有觀測的記錄。 

  • 1572年11月初(可能在2日到6日之間):仙后座的超新星( 第谷超新星 )爆發, 丹麥 天文學家第谷有觀測的記錄,并因此出版了《De Nova Stella》一書,是新星的拉丁名nova的來源。據估計這顆超新星的絕對星等有-15.4等,距地球7500光年;它最高時的視亮度有-4等,可以與 金星 相比。 

  • 1604年10月9日: 蛇夫座 的超新星( 開普勒超新星 ),德國天文學家開普勒有詳細觀測的記錄,這是迄今為止銀河系里最后一顆被發現的超新星,視星等為-2.5等,距地球6000光年。它曾被 伽利略 用作反駁當時亞里士多德學派所謂上天永遠不變的理論。

  • 1885年8月19日:位于仙女座星系的超新星 SN 1885A (仙女座S)被 愛爾蘭 業余天文學家 艾薩克·瓦德(Issac Ward)在 貝爾法斯特 發現,這是人類首次發現 河外星系 中的超新星,也是至今在仙女座星系中發現的唯一一顆超新星。 

  • 1987年2月24日:位于 大麥哲倫星云 的超新星1987A在爆發后的數小時內就被發現,是現代超新星理論第一次可以與實際觀測比較的機會。它距地球約為五萬一千四百 秒差距 ,最亮時視星等為3等。

  • 2006年9月18日:距地球2.38億光年的超新星SN 2006gy爆發(曾被假設是不穩定對超新星,但沒有得到證實),是有史以來觀測到的最強烈的超新星爆發。 

首次發現

在20世紀30年代, 沃爾特·巴德 和弗里茨·茲威基在 威爾遜山天文臺 時,起初的工作相信這只是一種新類型的新星。“超新星(super-novae)”這個名詞在1931年巴德和 茲威基加州理工學院 的一場演講中首度被使用,然后在1933年在 美國物理學會 的會議中被大眾使用。1938年,連字號被取消,成為現代出現和使用的形式。因為超新星是一種在星系中相對罕見的事件,在銀河系大約每世紀只發生三次,要獲得好的研究樣本,就需要定期監視許多星系。

星系中的超新星  在通常情況下,它們被發現時,都已經發生了。科學上對超新星最感興趣的是距離測量——例如,作為標準燭光——需要觀察其峰值亮度。因此,至關重要的是及早發現它們,最好能在達到最大亮度之前。業余天文學家的人數遠遠的多于專業天文學家,在尋找超新星上發揮了很大的作用。通常,通過 光學望遠鏡 觀測一些鄰近的星系,比較早些時候的照片來發現。

在20世紀結束的時候,越來越多的天文學家改用電腦控制的望遠鏡和CCD發現超新星。業余天文愛好者也喜歡這種裝置,也有專業的設置,例如 卡茨曼自動成像望遠鏡 。最近,超新星早期預警系統專案(SNEWS,Supernova Early Warning System)已經開始使用網絡的 中微子探測器 來對超新星提出早期預警。 中微子 是一種微粒,在超新星爆炸時會大量產生,并且它們不會被星系盤的星際氣體和塵埃明顯的吸收。

超新星的搜索分為兩類:那些聚焦于相對較近的事件,和那些尋找較遠的爆炸。因為在膨脹的宇宙可以通過測量其 多普勒頻移 估計在遠方已知發 射頻譜 的距離(或 紅移 );越遙遠的天體有越大的退移速度,所以比附近的天體有較高的紅移。因此,搜尋分為高紅移和低紅移,其間的分界約為紅移z=0.1–0.3的范圍,其中,z是無單位量。

高紅移超新星的搜尋,通常涉及超新星光變曲線的觀測。超新星的光譜用于研究超新星的物理和環境時,低紅移的會比高紅移的更為實用。低紅移的觀測也依靠 哈勃 曲線的低距離結束端,這是用來描述距離相對于可見 星系紅移 的曲線。(參見 哈勃定律

歷史起源

根據認識,超新星爆發事件就是一顆大質量恒星的“暴死”。對于大質量的恒星,如質量大于8倍 太陽質量 的恒星,由于質量巨大,在它們演化到后期時,當核心區硅聚變產物-鐵-56積攢到一定程度時,往往會發生大規模的爆發。這種爆炸就是超新星爆發。現已證明,1572年和1604年的新星都屬于超新星。在銀河系和許多河外星系中都已經觀測到了超新星,總數達到數百顆。可是在歷史上,人們用肉眼直接觀測到并記錄下來的超新星,卻只有6顆。

超新星的英文名稱為supernova,nova在拉丁語中是“新”的意思,這表示它在天球上看上去是一顆新出現的亮星(其實原本即已存在,因亮度增加而被認為是新出現的);前綴super-是為了將超新星和一般的新星相區分,也表示了超新星具有更高的亮度,以及更稀少的分布和不同的形成機制。根據 韋氏詞典 ,supernova一詞最早在1926年見于出版物中。

已知存在的超新星有幾種不同類型,但其形成機制都來自兩種情形之一:通過 核聚變 產生能量的過程終止或突然啟動。當一個衰老的大質量恒星核無法再通過熱核反應產生能量時,它有可能會通過 引力坍縮 的過程 坍縮 為一個 中子星 或黑洞。引力坍縮所釋放的 引力勢能 會加熱并驅散恒星的外層物質。另一種形成機制為一顆 白矮星 可能會從其 伴星 那里獲取并積累物質(通常是通過吸積,少數通過合并)從而提升內核的溫度,以至能夠將碳元素點燃并由此導致熱失控下的核聚變,最終將恒星完全摧毀。當質量超過 錢德拉塞卡極限 (約為1.44倍太陽質量)的恒星內部的核聚變爐無法提供足夠的能量時,恒星將走向坍縮;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并且規模小很多的 熱核爆炸 ,這被稱作新星。一般認為質量小于9倍太陽質量左右的恒星在經歷引力坍縮的過程后是無法形成超新星的。

根據估算,在如銀河系大小的星系中超新星爆發的概率約為50年一次,它們在為星際物質提供豐富的 重元素 中起到了重要作用。同時,超新星爆發產生的激波也會壓縮附近的 星際云 ,這是新的恒星誕生的重要啟動機制。

發現過程

由于在一個星系中超新星是很少見的事件,銀河系大約每隔50年發生一次,為了得到良好的研究超新星的樣本需要定期檢測許多星系。

在其他星系的超新星無法準確地預測。通常情況下,當它們被發現時,過程已經開始。對超新星最有科學意義的研究(如作為標準燭光來測量距離)需要觀察其峰值亮度。因此,在它們達到 超新星 峰值之前發現他們非常重要。業余天文學家的數量大大超過了專業天文學家,他們通常通過光學望遠鏡觀察一些較近的星系,并和以前的圖片相比較,在尋找超新星方面發揮了重要的作用。

到20世紀末期,天文學家越來越多轉向用計算機控制的 天文望遠鏡 和CCD來尋找超新星。這種系統在業余天文學家中很流行,同時也有較大的設施,如卡茨曼自動成像望遠鏡(KAIT)。中微子是超新星爆炸時產生的大量的 次原子粒子 ,并且它不被銀河系的星際氣體和塵埃所吸收。

超新星的搜尋分為兩大類:一些側重于相對較近發生的事件,另一些則尋找更早期的爆炸。由于宇宙的膨脹,一個已知發射光譜的遠程對象的距離可以通過測量其多普勒頻移(或紅移)來估計。平均而言,較遠的物體比較近的物體以更大速度減弱,因此具有更高的紅移。因此,搜尋分為高紅移和低紅移,其邊界約為z = 0.1–0.3之間——其中z是頻譜頻移的無量綱量度。

高紅移的搜尋通常涉及到對超新星 光度曲線 的觀測,這對于生成 哈勃圖 以及進行宇宙學預測所用的標準或校準燭光很有用。在低紅移端超新星的光譜比其在高紅移端更有實用價值,并可用于研究超新星周圍的物理與環境。低紅移也可用于測定近距端的哈勃曲線,這是用來描述可見的星系距離與紅移之間的關系曲線,參見哈勃定律。

2011年諾貝爾物理學獎公布:美國教授佩爾馬特、 美澳 雙國籍教授 布萊恩·施密特 和美國教授黎斯3人獲獎,他們通過研究超新星發現宇宙正加速膨脹、變冷,稱整個宇宙最終可能變成冰。醫學獎首次頒給已故學者。化學獎、和平獎、文學獎、經濟學獎等獎項將陸續公布。2011年的諾貝爾獎獎金仍為1000萬 瑞典克朗 (約合146萬美元)。

2011年11月,美國美國國家航空暨太空總署(NASA)利用望遠鏡進行新的紅外線觀測,已經證實中國東漢時期記載的天有異象,客星侵主,是第一次有記載的超新星爆炸。

2016年3月,由美國圣母大學天文學家彼得·加爾納維切領導的科研小組用了3年時間分析開普勒所觀測的50萬億顆恒星的光譜,結果找到兩顆超新星,其中一顆名為KSN 2011a,大小相當于近300個太陽,距地球約7億光年;另一顆名為KSN 2011d,大小相當于約500個太陽,距地球約12億光年。

研究人員在較大的超新星上首次觀測到 激波暴 ,但在較小的超新星上卻沒有觀測到。他們猜測這可能是因為小的超新星周圍環繞氣體,遮擋了所產生的激波暴。

加爾納維切在一份聲明中說:“激波暴的閃光可持續約1小時,因此要捕捉到一次這種閃光,要么是運氣特別好,要么得持續不斷地觀測數以百萬計的恒星。”美國航天局的聲明則將這一發現稱為天文觀測上的一個“里程碑”。

中國發現

2010年, 星明天文臺 業余天文學家 孫國佑 與高興在NGC5430星系發現了一顆新爆發的超新星,后經著名的帕洛瑪山天文臺確認為Ic型超新星,編號PTFacbu,這也是大陸天文愛好者發現的首顆超新星。

2011年2月19日,星明天文臺業余天文學家 金彰偉 與高興發現超新星,2011aj。

2011年4月26日,星明天文臺業余天文學家金彰偉與高興發現超亮超新星,2011by,其極大值達到12.5星等,是2011年最亮的超新星,比較罕見。

2015年9月12日10時, 合肥市 五年級學生 廖家銘 通過新疆南山縣星明天文臺的望遠鏡,發現一顆疑似超新星,如果經光譜證實其確系超新星,10歲的廖家銘,將成為全球發現超新星年紀最小的人之一。

2016年1月,一支由中國科學家帶領的國際團隊或發現了有史以來最強大的超新星爆發。1月14日,該團隊在美國俄亥俄州立大學發布聲明說,最新發現的這個超新星亮度是太陽的5700億倍,比銀河系中所有恒星加起來還要亮20倍。

形成原因

超新星 恒星從中心開始冷卻,它沒有足夠的熱量平衡中心引力,結構上的失衡就使整個星體向中心坍縮,造成外部冷卻而紅色的層面變熱,如果恒星足夠大,這些層面就會發生劇烈的爆炸,產生超新星。大質量恒星爆炸時光度可突增到 太陽光度 的上百億倍,相當于整個銀河系的總光度。恒星爆發的結果:(1)恒星解體為一團向四周膨脹擴散的氣體和塵埃的混合物,最后彌散為星際物質,結束恒星的演化史。(2)外層解體為向外膨脹的星云,中心遺留下部分物質坍縮為一顆高密度天體,從而進入恒星演化的晚期和終了階段。中國古代天文學家觀測到的1054年爆發的超新星(這顆超新星又被國際上命名為中國超新星)。在一個星系中,超新星是罕見的天象,但在星系世界內,每年卻都能觀測到幾十顆。1987年2月23日,一位加拿大天文學家在大麥哲倫星云中發現了一顆超新星,這是自1604年以來第一顆用肉眼能看到的超新星,這顆超新星被命為“1987A”。

出現超新星爆發這樣的宇宙級“暴力事件”概率有多大呢?雖然在每個星系中這一概率是很小的,但由于能觀測到很多河外星系,所以在每年中都能觀測到相當多的河外超新星事件。可是,從1604年以來,在我們銀河系中還沒有再次觀測到超新星。這可能是因為宇宙塵埃的存在遮擋住了出現在銀河系的某個角落中的超新星的光芒。

時間/年

方位

視星等

距離/光年

185

半人馬座

-8.0

9800

369

仙后座

-3.0

暫無數據

386

人馬座

1.5

16000

393

天蝎座

0.0

34000

1006

豺狼座

-9.5

3500

1054

金牛座

-5.0

6500

1181

仙后座

0.0

8800

1572

仙后座

-4.0

7500

1604

蛇夫座

-3.0

12500

1987

劍魚座( 大麥哲倫星系

2.8

160000

2014

大熊座 (M82)

8

12000000

命名慣例

當國際天文聯合會收到發現超新星的報告后,他們都會為它命名。名字是由發現的年份和一至兩個拉丁字母所組成:一年中首先發現的26顆超新星會用從A到Z的大寫字母命名,如超新星1987A就是在1987年發現的第一顆超新星;而第二十六以后的則用兩個小寫字母命名,以aa、ab、ac這樣的順序起始。專業和業余天文學家每年能發現幾百顆超新星(2005年367顆,2006年551顆,2007年572顆),例如2005年發現的最后一顆超新星為SN 2005nc,表示它是2005年發現的第367顆超新星。

歷史上的超新星則只需要按所發現的年份命名,如SN 185、SN 1006、SN 1054、SN 1572(第谷超新星)和SN 1604(開普勒超新星)。自1885年起開始使用字母命名,即使在那一年只有一顆超新星被發現(如SN 1885A和1907A等)。表示超新星的前綴SN有時也可以省略。

上面說的都是常見得命名,還有些大家不熟悉的,有4個大型天文臺的發現不用上報國際天文聯合,他們分別是Nearby Supernova Factory, Catalina Real-Time Transient Survey,ROTSE collaboration,Palomar Transient Factory。這4大天文臺都有獨立的超新星命名規則,有時候一些發現也會有得到常規命名,或者用個超新星的坐標來表示,再或者有些超新星都不會有命名。如世界著名的帕洛瑪山天文臺的Palomar Transient Factory發現的超新星,都以PTF為開頭,我國天文愛好者孫國佑和高興發現的大陸首顆業余超新星,就獲得了帕洛瑪山天文臺給予的編號PTF10acbu。

基本分類

天文學家把超新星按它們光譜上的不同元素的吸收線來分成數個類型: 超新星

●I型超新星:沒有氫吸收線A

Ia型超新星 :沒有氫、氦吸收線,有硅吸收線

●Ib型超新星:沒有氫吸收線,有氦吸收線

●Ic型超新星:沒有氫、氦、硅吸收線

II型超新星 :有氫吸收線

不同原初質量和 金屬豐度 的核 塌縮 超新星

塌縮原因

前身星 原初質量

超新星類型

殘存天體

氧、氖、鎂核心電子俘獲

8–10

弱 II-P型

中子星

鐵核心塌縮

10–25

弱 II-P型

中子星

25–40 低金屬豐度或者近太陽金屬豐度

普通 II-P型

形成中子星后,部分包層回落形成黑洞

25–40 非常高金屬豐度

II-L型 或者 II-b型

中子星

40–90 低金屬豐度

JetSN(噴流動力超新星)

直接形成黑洞

40–60 近太陽金屬豐度

弱 Ib/c型, 或者 JetSN + GRB(伽馬射線暴)

形成中子星后,部分包層回落形成黑洞

40–60 非常高金屬豐度

Ib/c型

中子星

60–90 近太陽金屬豐度

JetSN + GRB

直接形成黑洞

60–90 非常高金屬豐度

GRB,無超新星

形成中子星后,部分包層回落形成黑洞

90–140 低金屬豐度

高光度JetSN + GRB

直接形成黑洞

90–140 近太陽金屬豐度

GRB,無超新星

直接形成黑洞

不穩定對

140–250 低金屬豐度

不穩定對超新星

無任何殘存

光致蛻變

≥250 低金屬豐度

超長GRB,或者兼有超高光度JetSN

直接形成 中等質量黑洞

I型超新星

Ia超新星 缺乏氫和氦,光譜的峰值中以游離硅的615.0納米波長的光最為明顯。

Ib超新星 未游離的 氦原子 (He I)的587.6納米,和沒有強烈的硅615納米吸收譜線。

Ic超新星 沒有或微弱的氦線,和沒有強烈的硅615納米吸收譜線。

II型超新星

II-P超新星在光度曲線上有一個“高原區”。

II-L超新星 光度曲線(星等對時間的改變,或光度對時間呈指數變化)呈“線性”的衰減。

如果一顆超新星的光譜不包含氫的吸收線,那它就會被歸入I型,不然就是II型。一個類型可根據其他元素的吸收線再細分。天文家認為這些觀測差別代表這些超新星不同的來源。他們對II型的來源理論滿肯定,但是雖然天文有一些意見解釋I型超新星發生的方法,這些意見比較不肯定。

Ia型的超新星沒有氦,但有硅。它們都是源于到達或接近錢德拉塞卡極限的白矮星的爆發。一個可能性是那白矮星是處于一個密近 雙星系統 中,它不斷地從它的巨型伴星吸收物質,直至它的質量到達錢德拉塞卡極限。那時候 電子簡并壓力 再不足以抵銷星體本身的引力,塌縮的過程可以把剩下的 碳原子氧原子 融合。而最后核融合反應所產生沖擊波就把那星體炸成粉碎,這與新星產生的機制很相似,只是新星所對應的白矮星未達錢德拉塞卡極限,不會發生碳氧核反應,爆發所產生的能量是來自積聚在其表面上的氫或氦的 融合反應

亮度的突然增加是由爆發中釋放的能量所提供的,爆發以后亮度不會即時消失,而是會在一段長時間中慢慢地下降,那是因為放射性鈷衰變成鐵而放出能量。

Ib超新星有氦的吸收線,而Ic超新星則沒有氦和硅的吸收線,天文學家對它們產生的機制還是不太清楚。一般相信這些星都是正在結束它們的生命(如II型),但它們可能在之前(巨星階段)已經失去了氫(Ic則連氦也失去了),所以它們的光譜中沒有氫的吸收線。Ib超新星可能是沃爾夫-拉葉型恒星塌縮的結果。

如果一顆恒星的質量很大,它本身的引力就可以把硅融合成鐵。因為鐵原子的 比結合能 已經是所有元素中最高的,把鐵融合是不會釋放能量,相反的能量反而會被消耗。當鐵核心的質量到達錢德拉塞卡極限,它就會即時衰變成中子并塌縮,釋放出大量攜帶著能量的中微子。中微子將爆發的一部份能量傳到恒星的外層。當鐵核心塌縮時候所產生的沖擊波在數個小時后抵達恒星的表面時,亮度就會增加,這就是II型超新星爆發。而視乎核心的質量,它會成為中子星或黑洞。

II型超新星也有一些小變型如II-P型和II-L型,但這些只是描述了光度曲線圖的不同(II-P的曲線圖有暫時性的平坦地區,II-L則無),爆發的基本原理沒有太大差別。

還有一類被稱為“ 超超新星 ”的理論爆發現象。超超新星指一些質量極大恒星的核心直接塌縮成黑洞并產生了兩股能量極大、近光速的噴流,發出強烈的伽傌射線。這有可能是導致伽瑪射線暴的原因。

I型超新星一般都比II型超新星亮。 超新星

(下圖)在一個大質量、演變的恒星(a)元素成洋蔥的殼層狀進行融合,形成鐵芯(b)并且達到 錢德拉塞卡 質量和開始塌縮。核心的內部被壓縮形成中子(c),造成崩落的物質反彈(d)和形成向外傳播的沖擊波(紅色)。沖積波開始失去作用(e),但是中微子的加入使交互作用恢復活力。周圍的物質被驅散(f),留下的只有被簡并的殘骸。

當前模型

Ia型

這一類的超新星的形成途徑有多種,但這些途徑都共有一個相同的內在機制:如果一個以碳-氧[nb 2]為主要成分的白矮星吸積了足夠多的物質并達到了約為1.38倍太陽質量的錢德拉塞卡極限(對于一個不發生自轉的恒星而言),它將無法再通過電子簡并壓力來平衡自身的引力從而會發生坍縮。不過,當今天體物理學界普遍認為在一般情形下這個極限是無法達到的:在坍縮發生之前隨著白矮星內 核溫度 和密度的不斷上升,在白矮星質量達到極限的1%時就會引爆碳燃燒過程。在幾秒鐘之內白矮星的相當一部分物質會發生核聚變,從中釋放足夠的能量(1-2×1044 焦耳 )而引起超新星爆發。一束向外擴散的激波會由此產生并可達到5000-20000千米/秒的速度,其大約相當于光速的3%。同時恒星的光度會有非常顯著的增加,絕對星等可達-19.3等(相當于比太陽亮五十億倍),并且這一光度幾乎不會變化。

研究此類超新星形成的模型之一是一個密近雙星系統。 雙星 中質量較大的一顆恒星在演化過程中會更早地離開 主星序 并膨脹為一顆 紅巨星 。隨著雙星的共同軌道的逐漸收縮,紅巨星最終將其絕大多數外層物質向外噴射,直到它內部不能繼續進行核聚變。此時它演化為一顆主要由碳和氧構成的白矮星。其后系統中的另一顆恒星也將演化為紅巨星,并且這顆紅巨星的質量會被臨近的白矮星吸積,使后者質量不斷增長。在軌道足夠接近的情形下,白矮星也有可能從包括 主序星 在內的其他類型的伴星吸積質量。

Ia型超新星爆發形成的另一種模型是兩顆白矮星的合并,屆時合并后的質量將有可能超過錢德拉塞卡極限,但此類情形較前者發生幾率較低。

Ia型超新星具有特征性的光度曲線,在爆炸發生后它的光度是時間的函數。它所發出的光輻射來自內部從鎳-56經鈷-56到鐵-56的 放射性衰變 所釋放的能量。,從而用于測量距它們宿主星系的距離。不過,最近的觀測表明它們的光度曲線的平均寬度也會發生一定的演化,這意味著Ia型超新星的 固有光 度也會發生變化,盡管這種變化在一個較大的紅移尺度上才表現得較為顯著。

Ib和Ic型

這兩類超新星的形成機制很可能類似于大質量恒星內部核反應燃料耗盡而形成II型超新星的過程;但有所不同的是,形成Ib或Ic 型超新星 的恒星由于強烈的恒星風或與其伴星的相互作用而失去了由 氫元素 構成的外層。Ib型超新星被認為是大質量的沃爾夫-拉葉星坍縮后的產物。另外還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型

質量不小于九倍太陽質量的大質量恒星具有相當復雜的演化風格。在恒星內核中的氫元素不斷地通過核聚變產生 氦元素 ,其中釋放的能量會產生向外的輻射壓,從而保證了內核的 流體靜力學平衡 而避免恒星自身巨大的引力導致的坍縮。

而當恒星內核的氫元素消耗殆盡而無法再產生足夠的 輻射壓 來平衡引力時,內核的坍縮開始,這期間會使內核的溫度和壓力急劇升高并能夠將氦元素點燃。由此恒星內核的氦元素開始聚變為碳元素,并能夠產生相當的輻射壓來中止坍縮。這使得內核膨脹并稍微冷卻,此時的內核具有一個氫聚變的外層和一個更高溫高壓的 氦聚變 的中心。(其他元素如鎂、硫、鈣也會產生并在某些情形下在后續反應中燃燒。)

上述的過程會反復幾次,每一次的內核坍縮都會由下一個更重的元素的聚變過程而中止,并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,越靠近外層的元素越容易發生 聚變反應 。每一層都依靠著其內部下一層的聚變反應所產生的熱能和輻射壓力來中止坍縮,直到這一層的聚變燃料消耗殆盡;并且每一層都比其外部一層的溫度更高、燃燒更快——從硅到鎳的燃燒過程只需要一天或幾天左右的時間。

在這樣過程的后期,不斷增加的重元素參與了核聚變,而生成的相關元素原子的結合能也在不斷增加,從而導致聚變反應釋放的能量不斷減少。并且在更高的能量下內核會發生光致蛻變以及電子俘獲過程,這都會導致內核的能量降低并一般會加速核聚變反應以保持平衡。這種重元素的不斷合成在鎳-56處終止,這一聚變反應中不再有能量釋放(但能夠通過放射性衰變產生鐵-56)這樣的結果導致了這個鎳-鐵成分的內核無法再產生任何能夠平衡星體自身引力的向外的輻射壓,而唯一能夠起到一定平衡作用的是內核的電子簡并壓力。如果恒星的質量足夠大,則這個內核的質量最終將有可能超過錢德拉塞卡極限,這樣電子簡并壓力也不足以平衡引力坍縮。最終在星體自身強大的引力作用下,內核最內層的原本將 原子核 彼此分開的力也無法支撐,星體由此開始毀滅性的坍縮,并且此時已沒有任何聚變反應能夠阻止坍縮的發生。

內核坍縮

超新星內核的坍縮速度可以達到每秒七萬千米(約合0.23倍光速),這個當原始恒星的質量低于大約20倍太陽質量(取決于爆炸的強度以及爆炸后回落的物質總量),坍縮后的剩余產物是一顆中子星;對于高于這個質量的恒星, 剩余質量 由于超過奧本海默-沃爾科夫極限會繼續坍縮為一個黑洞(這種坍縮有可能是伽瑪射線暴的產生原因之一,并且伴隨著大量伽瑪射線的放出在理論上也有可能產生再一次的超新星爆發),理論上出現這種情形的上限大約為40-50倍太陽質量。

對于超過50倍太陽質量的恒星,一般認為它們會跳過超新星爆發的過程而直接坍縮為黑洞,不過這個極限由于模型的復雜性計算起來相當困難。但據最近的觀測顯示,質量極高(140-250倍太陽質量)并且所含重元素(相對氦元素而言)比例較低的恒星有可能形成不穩定對超新星而不會留下黑洞遺跡。這類相當罕見的超新星的形成機制可能并不相同(而可能部分類似于Ia型超新星爆發),從而很可能不需要鐵核的存在。這類超新星的典型代表是II型超新星 SN 2006gy ,據估計它具有150倍太陽質量,對它的觀測表明如此巨大質量恒星的爆炸與先前的理論預測有著基礎性的差異。

過程會導致內核的溫度和密度發生急劇增長。內核的這一能量損失過程終止于向外 簡并壓力 與向內引力的彼此平衡。在光致蛻變的作用下,γ射線將鐵原子分解為 氦原子核 并釋放中子,同時吸收能量;而質子和電子則通過電子俘獲過程(不可逆 β衰變 )合并,產生中子和逃逸的中微子。

在一顆典型的II型超新星中,新生成的中子核的初始溫度可達一千億 開爾文 ,這是 太陽核心 溫度的六千倍。如此高的熱量大部分都需要被釋放,以形成一顆穩定的中子星,而這一過程能夠通過進一步的中微子釋放來完成。這些“熱”中微子構成了涵蓋所有味的中微子- 反中微子 對,并且在數量上是通過電子俘獲形成的中微子的好幾倍。大約1046焦耳的 引力能 量——約占星體剩余質量的10%——會轉化成持續時間約10秒的中微子暴,這是這場事件的主要產物。中微子暴會帶走內核的能量并加速坍縮過程,而某些中微子則還有可能被恒星的外層物質吸收,為其后的超新星爆發提供能量。

內核最終會坍縮為一個直徑約為30千米的球體,而它的密度則與一個原子核的密度相當,其后坍縮會因 核子 間的 強相互作用 以及中子簡并壓力突然終止。向內坍縮的物質的運動由于突然被停止,物質會發生一定程度的反彈,由此會激發出向外傳播的激波。計算機模擬的結果指出這種向外擴散的激波并不是導致超新星爆發的直接原因;實際上在內核的外層區域由于重元素的解體導致的能量消耗,激波存在的時間只有 毫秒 量級。這就需要存在一種尚未了解的過程,能夠使內核的外層區域重新獲得大約1044焦耳的能量,從而形成可見的爆發。當前的相關研究主要集中在對于作為這一過程基礎的中微子重新升溫、自旋和磁場效應的組合研究。

光度曲線

由于 氫光譜 中的 巴耳末 吸收線的存在,II型超新星的光度曲線特征明顯:與I型超新星的光度曲線相比,II型超新星的光度曲線平均每天降低0.008等,較前者要低很多。按照光度曲線的特征,II型超新星可分為兩個子類,一類在光度曲線上有一個平坦的高原區(II-P型),另一類的光度曲線則只存在線性衰減(II-L型)。如此II-L型超新星的總體 衰減率 為每天0.012等,高于II-P型超新星的每天0.0075等。對于II-L型超新星而言,產生這種差別的原因是在原始恒星中的大部分氫元素外層都被拋射出了。

II-P型超新星的光度曲線中的高原區是由于其外層不透明度的變化。爆炸中產生的激波電離了外層中的 氫原子 ,阻止了內部爆炸產生的 光子 透過外層逸出,從而顯著提高了外層的不透明度。當外層的 氫離子 冷卻后重新組合成原子,外層區域的透明度又會回升。

反常光譜

在II型超新星光譜的諸多反常特性中,IIn型超新星有可能誕生于噴射物與恒星周圍物質的相互作用,而IIb型超新星則有可能是大質量恒星在其伴星的 潮汐力 作用下失去了大多數(但不是全部)的氫元素外層。隨著IIb型超新星噴射物的膨脹,余下的氫元素外層很快會變得透光從而能夠展露出里面的內層結構。

不對稱性

長久以來一個圍繞著超新星研究的謎團是,如何解釋爆炸后產生的剩余致密物質相對內核會有一個如此高的速度。(已經觀測到作為中子星的 脈沖星 具有很高的速度,理論上黑洞也會有很高的速度,但當前還很難通過孤立的觀測來證實。)不管怎樣,能夠推動物質產生如此速度的作用力應該相當可觀,因為它能夠使一個質量大于太陽的物體產生500千米/秒甚至以上的速度。有些解釋認為,這種推動力包含了星體坍縮時的對流和中子星形成時產生的噴流。

這張由 X射線 和可見光的合成圖描述了從蟹狀星云核心區域發出的電磁輻射。從中心附近的脈沖星所釋放的粒子速度可接近光速。這顆中子星的速度約為375千米/秒[78]具體而言,這種內核上方產生的大尺度對流能夠造成局部的 元素豐度 變化,從而在坍縮期間導致不均衡分布的核反應,經反彈后產生爆炸。而噴流解釋則認為,中心的中子星對氣體的吸積作用會形成吸積盤,并產生高度方向性的噴流,從而將物質以很高的速度噴射出去,同時產生橫向的激波徹底摧毀星體。這些噴流可能是導致超新星爆發的重要因素。(一個類似的模型也被用來解釋長伽瑪射線暴的產生。)

不過隨著時間的推移這種爆炸會變得更為對稱。通過對初始狀態的出射 光的偏振 進行測量,這種不對稱性就可以被探測到。

Ia型核坍縮

由于Ib、Ic以及多種II型超新星具有類似的機制模型,它們被統稱為核坍縮超新星。而Ia型超新星與核坍縮超新星的基本區別在于在光度曲線峰值附近所釋放的輻射的能量來源。核坍縮超新星的原始恒星都具有延伸的外層,并且這種外層達到一定透明度所需的膨脹量較小。光度曲線峰值處的光輻射所需的大部分能量都來自于加熱并噴射外層物質的激波。

而與之不同的是,Ia型超新星的原始恒星是致密的,并且要比太陽小得多(但質量仍然大得多),因此這種 致密星體 如要變得透明需要進行大幅的膨脹(以及冷卻)。爆炸產生的熱在星體膨脹的過程中被消耗,從而無法促使光子產生。事實上,Ia型超新星所輻射的能量完全來自爆炸中產生的放射性同位素的衰變,這主要包括鎳-56( 半衰期 6.1天)和它的衰變產物鈷-56(半衰期77天)。從放射性衰變中輻射的伽瑪射線會被噴射出的物質吸收,這些物質因此被加熱到白熾狀態。

在核坍縮超新星中,隨著噴射出的物質逐漸膨脹并冷卻,放射性衰變最終也會成為光輻射的主要能量來源。一顆明亮的Ia型超新星能夠釋放出0.5至1倍太陽質量的鎳-56,但核坍縮超新星所釋放的鎳-56通常只有0.1倍太陽質量左右。

星際影響

重元素來源

主條目:超新星核合成

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聚變,而比鐵重的元素都來自超新星爆炸時進行的核合成。盡管存在爭議,超新星確實是最有可能的進行r-過程的候選場所,r-過程是核合成在高溫以及高 中子密度 時進行的一種快速形式。反應中有大量高度不穩定的原子核產生,這些原子核都含有過剩數量的中子。這些狀態不穩定,經過快速的β衰變而達到更穩定的狀態。

r-過程有可能發生在II型超新星的爆發中,有半數左右豐度的比鐵重的元素都會在其中產生,其中包括钚、鈾、锎等元素。與之能相提并論的其他產生重元素的過程只有在衰老的紅巨星內發生的s-過程,但這一過程進行起來要慢得多,而且不能產生比鉛更重的元素。

恒星演化

主條目:超新星遺跡

大麥哲倫星云內位于成群的氣體和塵埃中的超新星遺跡N 63A超新星爆發后的遺跡包括一個中央的致密星體和因激波而快速向外擴散的物質。這些物質在快速膨脹的狀態下掃過周圍的星際物質,這種狀態能夠持續長達兩個世紀。其后它們將經歷一個絕熱膨脹的過程,進而再用一萬年左右的時間逐漸冷卻并與周圍的星際物質混合。 超新星

根據天文學中的標準理論,大爆炸產生了氫和氦,可能還有少量鋰;而其他所有元素都是在恒星和超新星中合成的。超新星爆發令它周圍的星際物質充滿了金屬(對于天文學家來說,金屬就是比氦重的所有元素,與化學中的概念不同)。這些合成的金屬豐富了形成恒星的 分子云 的元素構成,所以每一代的恒星(及行星系)的組成成分都有所不同,由純氫、氦組成到充滿金屬的組成。超新星是宇宙間將恒星核聚變中生成的較重元素重新分布的主要機制,不同元素的所有的分量對于一顆恒星的生命,以至圍繞它的行星的存在性都有很大的影響。

膨脹中的超新星遺跡的動能能夠壓縮凝聚附近的分子云,從而啟動一顆恒星的形成。如果 氣體云 無法釋掉過多的能量,增大的湍流壓也能阻止恒星形成。

太陽系 附近的一顆超新星爆發中,借助其中半衰期較短的放射性同位素的衰變產物所提供的證據能夠了解四十五億年前太陽系的元素組成,這些證據甚至顯示太陽系的形成也有可能是由這顆超新星爆發而啟動的。由超新星產生的重元素經過了和天文數字一樣長的時間后,這些化學成分最終使地球上生命的誕生成為可能。

影響地球

如果一顆超新星爆發的位置非常接近地球以至于它能夠對地球的生物圈產生明顯的影響,這樣的超新星被稱為近地超新星,它們到地球的距離粗略為一百光年以內。超新星對 類地行星 所產生的負面影響的主要原因是伽瑪射線:對地球而言,伽瑪射線能夠在高空大氣層中引起化學反應,將氮分子轉化為 氮氧化物 ,并破壞臭氧層使地球表面暴露于對生物有害的太陽輻射與宇宙射線之下。據認為一顆近地超新星引起的伽瑪射線暴有可能是造成 奧陶紀-志留紀滅絕事件 的原因,這造成了當時地球近60%的海洋生物的消失。

有關近地超新星爆發的預測通常集中在有可能形成II型超新星的大質量恒星上,而在距太陽幾百光年的范圍內確實有幾顆主要恒星有可能在短至一千年的時間內成為超新星;一個典型的例子是 參宿四 ,它是一顆距地球427光年的 紅超巨星 。不過值得注意的是,一般認為這些預測中的超新星對地球幾乎不會產生任何影響。它距地球的距離需要小于8秒差距(合26光年)。這類預測的結果主要與對大氣層建立的模型有關,而它所用到的 輻射通量 來自對大麥哲倫星云內II型超新星SN 1987A的測量值。當前對在地球周圍10秒差距范圍內超新星爆發的幾率的預測所得的的結果差別很大,從每一億年一次到每一百億年一次不等。

如果Ia型超新星的爆發距地球足夠近,它們被認為是潛在的極大危險,這是由于它們都形成于普通的黯淡的白矮星,從而一顆Ia型超新星有可能在人們始料未及的情形下在一個未被認真研究過的恒星系統中爆發。有理論認為Ia型超新星影響地球的范圍是1000秒差距以內(合3300光年)。

1996年 伊利諾伊大學香檳分校 的天文學家在理論上推測,有可能能夠從地層中的金屬同位素來探測地球過去受到超新星影響的痕跡。隨即經 慕尼黑工業大學 的研究人員報告,在 太平洋 的深海巖層中探測到了因近地超新星造成的鐵-60的富集。

觀測意義

超新星 除了在可見光區觀測到的超新星遺跡外,通過專門用來觀測來自太空的X射線的人造衛星“ 愛因斯坦天文臺 ”,人類發現了不少天上的X射線源,其中有30個以上是X射線超新星遺跡。1572年出現的隆慶彗星即第古新星,就留下了X射線遺跡。超新星沖擊波使得星際介質溫度高達幾百萬開并輻射出強烈的X射線。這是一顆典型的 Ⅰ型超新星

使用 射電望遠鏡 可以發現僅由最稀薄氣體構成的超新星遺跡。比如,是 射電天文學 家最先發現了 仙后座A 這一超新星遺跡,后來在光學波段也發現了它的極暗弱的 對應體

超新星爆發和宇宙線的產生也有一定的關系。星際介質中的粒子運動速度一般都在每秒幾十千米范圍內,但是也有某些特殊情況——有的粒子運動速度可以接近光速,這就是宇宙線。宇宙線是由一些物質粒子如電子、 質子 等組成的,在本質上完全不同于電磁波。一般說來,由于地球大氣對宇宙線的吸收作用,有探測宇宙線必須到大氣層之外。如果搭乘氣球上升到50千米的高空,就可以用底片拍攝宇宙線的蹤跡。只有極少數能量極高的宇宙線可以到達地球表面。但是,當高能宇宙線與地球大氣發生作用時,會引發一種閃光效應,同時產生二級宇宙線,在地球表面探測二級宇宙線是相對容易的。

實驗表明,一些能量較低的宇宙線受到太陽活動的影響。比如,太陽活動有一個11年左右的周期,而觀測到的低能宇宙線也隨著這個周期而有所變化。另外,當太陽活動增強時,會使得地球周圍的磁場增強,從而使在地球上觀測到的宇宙線活動減弱。相反地,宇宙線流量的最大值往往出現在 太陽耀斑 等活動最小的時刻。觀測也表明,絕大部分宇宙線是來自遙遠的宇宙深處的超新星爆發。

因為宇宙線常常會因為星際磁場的作用而改變運動方向,我們很難判斷它的輻射源在哪里。但宇宙線在與星際介質發生作用時,會輻射出г射線;而г射線是電磁波,運動方向不再受磁場的影響。 美國宇航局 曾發射了專門觀測宇宙г射線的人造衛星。觀測結果表明,宇宙г射線的分布與發現的超新星的分布有很好的相關性。這就在很大程度上支持了宇宙線來自超新星爆發的觀點。

超新星事件和新星事件還有一個本質性的區別,即新星的爆發只發生在恒星的表面,而超新星爆發發生在恒星的深層,因此超新星爆發的規模要大的多。超新星爆發時散落到空間的物質,對新的星際介質乃至新的恒星的形成有著重要的貢獻,但這些物質來自 死亡恒星 的外殼。

研究用途

超新星處于許多不同天文學研究分支的交匯處。超新星作為許多種恒星生命的最后歸宿,可用于檢驗當前的恒星演化理論。在爆炸瞬間以及在爆炸后觀測到的現象涉及各種物理機制,例如中微子和引力波發射、燃燒傳播及爆炸核合成、放射性衰變及激波同 星周物質 的作用等。而爆炸的遺跡如中子星或黑洞、膨脹氣體云起到加熱星際介質的作用。

超新星在產生宇宙中的重元素方面扮演著重要角色。大爆炸只產生了氫、氦以及少量的鋰。紅巨星階段的核聚變產生了各種中等質量元素(重于碳但輕于鐵)。而重于鐵的元素幾乎都是在超新星爆炸時合成的,它們以很高的速度被拋向 星際空間 。此外,超新星還是星系化學演化的主要“代言人”。在早期星系演化中,超新星起了重要的反饋作用。星系物質丟失以及恒星形成等可能與超新星密切相關。

由于非常亮,超新星也被用來確定距離。將距離同超新星母星系的膨脹速度結合起來就可以確定哈勃常數以及宇宙的年齡。在這方面,Ia型超新星已被證明是強有力的距離指示器。最初是通過標準燭光的假定,后來是利用 光變曲線 形狀等參數來標定化峰值光度。作為室女團以外最好的距離指示器,其校準后的峰值光度彌散僅為8%,并且能延伸到V> 30000km s-1的距離處。Ia超新星的哈勃圖(更確切地說是星等-紅移關系)現在成為研究宇宙膨脹歷史的最強有力的工具:其線性部分用于確定哈勃常數;彎曲部分可以研究膨脹的演化,如加速,甚至構成宇宙的不同物質及能量組分。利用Ia超新星可用作“標準燭光”的性質還可研究其母星系的本動。高紅移Ia 超新星的光變曲線還可用于檢驗 宇宙膨脹理論 。可以預計由于宇宙膨脹而引起的 時間膨脹效應 將會表現在高紅移超新星光變曲線上。觀測數據表明紅移z處的Ia 超新星光變曲線寬度為z= 0處的(1+z)倍。這為膨脹宇宙理論提供了又一個有力的支持。某些II型超新星也可用于確定距離。II-P型超新星在平臺階段拋射物的膨脹速度與它們的熱光度存在相關,這也用來進行距離測定。經上述相關改正后,原來II-P型超新星V波段的-1星等的彌散可降到-0.3 星等的水平,這提供了另一種測獨立于SN Ia的測定距離的手段。此外,II型超新星的射電發射也似乎具有可定量的性質,如6cm的光變曲線峰與爆炸后6cm峰出現的時間存在相關,這也可用來進行距離估計。

候選新星

圍繞著沃爾夫-拉葉星WR124的星云,距地球約21000光年。在未來的幾千年至幾億年中,銀河系中的多個大恒星都被認為有可能成為超新星,它們包括 螣蛇十二 、海山二、蛇夫座RS、天蝎座U、KPD1930+2752、HD 179821、IRC+10420、 大犬座VY 、參宿四、心宿二和 角宿一

很多沃爾夫-拉葉星,例如 天社一 、WR 104、以及 五合星團 中的成員星,都被認為是在“近”未來中成為超新星的候選恒星。

距離地球最近的超新星候選者是 飛馬座IK (HR 8210),它距地球只有150光年。它是一個由一顆主序星和一顆白矮星組成的密近雙星系統,兩者相距僅為三千一百萬千米。據估計其中白矮星的質量約為太陽的1.15倍,大約在幾百萬年后白矮星將通過吸積增長到足夠的質量,從而演化為一顆Ia型超新星。

中文名
超新星
外文名
Supernova
拼音
Ia爆發質量
1.44M⊙
Ⅱ爆發質量
>8M⊙
學科