超新星

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开普勒超新星SN 1604)爆发后的超新星遗迹。照片是由钱德拉X射线天文台的多波段照片合成的

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,并可持续几周至几个月才会逐渐衰减变为不可见。在这段期间内一颗超新星所辐射的能量可以与太阳在其一生中辐射能量的总和相媲美[1]。恒星透过爆炸会将其大部分甚至几乎所有物质以可高至十分之一光速的速度向外抛散[2],并向周围的星际物质辐射激波[3]。这种激波会导致形成一个膨胀的气体和尘埃构成的壳状结构,这被称作超新星遗迹

已知存在的超新星有几种不同类型,但其形成机制都来自两种情形之一:通过核聚变产生能量的过程终止或突然启动。当一个衰老的大质量恒星核无法再通过热核反应产生能量时,它有可能会通过引力坍缩的过程坍缩为一个中子星黑洞。引力坍缩所释放的引力势能会加热并驱散恒星的外层物质。另一种形成機制为一顆白矮星可能会从其伴星那里获取并积累物质(通常是通过吸积,少数通过合并)从而提升内核的温度,以至能够将碳元素点燃并由此导致热失控下的核聚变,最终将恒星完全摧毁。当质量超过钱德拉塞卡极限(约为1.38倍太阳质量[4])的恒星内部的核聚变炉无法提供足够的能量时,恒星将走向坍缩;而当吸积过程中的白矮星质量达到这一极限时它们将会质量过高而烧毁。需要注意的是,白矮星还会通过碳氮氧循环在其表面形成一种与上述有所不同的并且规模小很多的热核爆炸,这被称作新星。一般认为质量小于9倍太阳质量左右的恒星在经历引力坍缩的过程后是无法形成超新星的[5]

根据估算,在如银河系大小的星系中超新星爆发的機率约为50年一次[6],它们在为星际物质提供丰富的重元素中起到了重要作用[7]。同时,超新星爆发产生的激波也會壓縮附近的星際雲,这是新的恒星诞生的重要启动机制[8][9][10]

超新星的英文名称为supernovanova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);前缀super-是为了将超新星和一般的新星相区分,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机制。根据韦氏词典supernova一词最早在1926年见于出版物中。

观测历史[编辑]

蟹状星云是一个超新星遗迹,源于1054年天关客星爆炸。

中国天文学家于公元185年观测到的SN 185是歷史記載中最早的超新星紀錄。SN 1006则是紀錄中最亮的超新星,中国和阿拉伯天文学家都有详细描述。SN 1054是观测最广泛的超新星,它的爆炸形成了蟹状星云SN 1572SN 1604银河系最后被肉眼发现的超新星,它们被用来驳斥亚里士多德关于月亮和行星之外的宇宙不变的理论,因此对于欧洲天文學发展有显著的影响。[11]

由于望远镜的发展,从1885年观测到仙女座星系中的SN 1885A开始,发现超新星的区域已经扩大到其他星系。超新星为宇宙距离提供了重要资料。在二十世纪,不同類型的超新星模型被成功发展起来,同时科学家关于超新星在恒星演化过程中的作用與理解也逐渐完善。

最近观测到一些最遥远的超新星出现比预期要暗淡一些的情况,这为宇宙可能加速膨胀提供了证据。[12][13]

著名的超新星[编辑]

  • 185年12月7日,东汉中平二年乙丑,中国天文学家观测到超新星185,这是人类历史上发现的第一颗超新星[14]。该超新星在夜空中照耀了八个月。《后汉书·天文志》载:“中平二年(185年)十月癸亥,客星出南门中,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SN 1006爆发,它可能是有史以来人们记录到的视亮度最高的超新星,据推断其亮度达到了-9等。据现代天文学家推测:“在1006年的春天,人们甚至有可能能够借助它的光芒在半夜阅读。”[15]在中国宋朝,这颗超新星由司天监周克明等人发现,因而将它称作周伯星。在《宋史·天文志》卷五六中记载为:“景德三年四月戊寅,周伯星见,出氐南,骑官西一度,状如半月,有芒角,煌煌然可以鉴物,历库楼东。八月,随天轮入浊。十一月复见在氐。自是,常以十一月辰见东方,八月西南入浊。”
  • 1054年7月4日:產生蟹狀星雲一次超新星爆發,這次客星的出現被中国宋朝的天文學家詳細記錄,《续资治通鉴长编》卷一七六中载:“至和元年五月己酉,客星晨出天关之东南可数寸(嘉祐元年三月乃没)。”日本美洲原住民[16]也有觀測的記錄。
  • 1572年11月初(可能在2日到6日之间):仙后座的超新星(第谷超新星)爆发,丹麥天文學家第谷有觀測的記錄,並因此出版了《De Nova Stella》一書,是新星的拉丁名nova的來源[17]。据估计这颗超新星的绝对星等有-15.4等,距地球7500光年;它最高时的视亮度有-4等,可以与金星相比。
  • 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详细觀測的記錄[18],這是迄今为止銀河系裡最後一顆被發現的超新星,视星等为-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)被爱尔兰业余天文学家艾萨克·瓦德(Issac Ward)在贝尔法斯特发现[19],这是人类首次发现河外星系中的超新星,也是至今在仙女座星系中发现的唯一一颗超新星。
  • 1987年2月24日:位于大麦哲伦星云超新星1987A在爆發後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[20]。它距地球约为五万一千四百秒差距,最亮时视星等为3等。
  • 2006年9月18日:距地球2.38亿光年的超新星SN 2006gy爆发(曾被假設是不穩定對超新星,但没有得到证实),是有史以来观测到的最强烈的超新星爆发[21]

发现[编辑]

由于在一个星系中超新星是很少见的事件,银河系大约每隔50年发生一次,[6]为了得到良好的研究超新星的样本需要定期检测许多星系。

在其他星系的超新星无法准确地预测。通常情况下,当它们被发现时,过程已经开始。[22]对超新星最有科学意义的研究(如作为标准烛光来测量距离)需要观察其峰值亮度。因此,在它们达到峰值之前发现他们非常重要。业余天文学家的数量大大超过了专业天文学家,他们通常通过光学望远镜观察一些较近的星系,并和以前的图片相比较,在寻找超新星方面发挥了重要的作用。

到20世纪末期,天文学家越来越多转向用计算机控制的天文望远镜和CCD来寻找超新星。这种系统在业余天文学家中很流行,同时也有较大的设施,如卡茨曼自动成像望远镜KAIT)。[23]最近,超新星早期预警系统SNEWS)项目也已开始使用中微子探测器网络来早期预警银河系中超新星。[24][25]中微子是超新星爆炸时产生的大量的次原子粒子[26]并且它不被银河系的星际气体和尘埃所吸收。

超新星的搜寻分为两大类:一些侧重于相对较近发生的事件,另一些则寻找更早期的爆炸。由于宇宙的膨胀,一个已知发射光谱的远程对象的距离可以通过测量其多普勒频移(或红移)来估计。平均而言,较远的物体比较近的物体以更大速度减弱,因此具有更高的红移。因此,搜寻分为高红移和低红移,其边界约为z = 0.1–0.3之间[27]:其中z是频谱频移的无量纲量度。

高红移的搜寻通常涉及到对超新星光度曲线的观测,这对于生成哈勃图以及进行宇宙学预测所用的标准或校准烛光很有用。在低红移端超新星的光谱比其在高红移端更有实用价值,并可用于研究超新星周围的物理与环境[28][29]。低红移也可用于测定近距端的哈勃曲线,这是用来描述可见的星系距离与红移之间的关系曲线[30][31],参见哈勃定律

命名惯例[编辑]

位于NGC 4526星系的超新星SN 1994D(左下方的亮点)

國際天文聯合會收到發現超新星的報告後,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:一年中首先发现的26颗超新星会用从AZ的大写字母命名,如超新星1987A就是在1987年發現的第一顆超新星;而第二十六以後的則用两个小写字母命名,以aaabac这样的顺序起始[32]。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[nb 1][33][34]

历史上的超新星则只需要按所发现的年份命名,如SN 185SN 1006SN 1054SN 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 1885A1907A等)。表示超新星的前缀SN有时也可以省略。

分类[编辑]

天文學家利用超新星的光度曲線和不同的化學元素在光譜中會產生不同的吸收線嚐試來為它們分類,作為了解超新星的一部分。分類的第一個依據是是否存在元素造成的吸收譜線。如果一顆超新星的光譜中包含氫的譜線(在可見光部分的譜線是巴耳末系),它就屬於II型超新星;否則就是I型超新星。在這兩種類型中,每種都會依據存在於譜線中的其它元素或光度曲線的形狀再細分(依據這顆超新星的視星等相對於時間的函數關係圖)[35][36]

超新星分類法[36][37]
I型超新星
沒有氫譜線
Ia超新星
在亮度接近峰值時只呈現單一的、615奈米電離(Si II)譜線
Ib和Ic超新星
微弱或沒有矽的吸收特徵
Ib超新星
顯示587.6奈米的中性(He I)線
Ic超新星
微弱或沒有氦
II型超新星
顯示氫譜線
II-P/L/N型超新星
完整的II型超新星光譜
II-P/L型超新星
沒有窄線
II-P型超新星
在光度曲線上有"高原區"
II- L型超新星
光度曲線呈現"線性"的衰減 (光度相對於時間是直線)[38]
II-n型超新星
有一些窄線
IIb型超新星
頻譜的變化類似Ib型超新星

I型超新星[编辑]

I型超新星依據譜線為基礎再細分,典型的Ia型超新星有強烈的矽吸收線。這條譜線不明顯或不強烈的I型超新星被歸類為Ib或Ic型超新星,Ib型超新星顯示出強烈的中性氦譜線,Ic型超新星則缺乏這種譜線。所有I型超新星的光度曲線都與Ia型超新星相似,所以光度曲線不是I型超新星分類的依據。

少數的Ia型超新星顯現出不尋常的特徵,如非標準的光度或寬廣的光度曲線,但檢視它們在早期的樣本中都會顯示出與分類典型相似的特徵。例如,低光度的 SN 2008ha通常分類為類SN 2002cx或是Ia-2002cx。

II型超新星[编辑]

光度曲線的差異是用來區分II-P和II-L型超新星的依據。

II型超新星也可以依據光譜來細分。大部分的II型超新星都顯現非常寬的發射線,這表示它是以每秒數千公里(Km/Sec.)的速度在膨脹。有些,像是SN 2005gl,有著相對狹窄的譜線,它們被分類為IIn型超新星,其中的'n'代表'狹窄'。

少數的超新星,像是SN 1987KSN 1993J,顯示出不同的類型:初期,它們顯示出氫的譜線,但是經過幾週或幾個月的衰減期之後,光線中主要是氦的譜線。IIb型超新星的功能就是用來描述II型超新星和Ib相關聯的組合[36]

II型超新星在光度下降的過程中,依然廣泛的呈現由氫主導的光譜,因此細分類主要是依據其光度曲線。最常見的類型是在最大亮度之後不久,光度的下降曲線中會出現"高原區",視星等會維持幾個月的穩定不變,然後才繼續下降。這一形稱為II-P型超新星,P代表高原。較罕見的缺乏高原區特徵的II-L型超新星,"L"代表是線性的,因為光度曲線實際上是一條直線。

並不是所有的超新星都能正常的分類,不能吻合上述特徵的分類為特異型超新星,或標示為'pec'[36]

当前的模型[编辑]

Ia型[编辑]

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-[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[4](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[39][40]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,在白矮星质量离极限还差1%时就会引爆碳燃烧过程[41][4]。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[42])而引起超新星爆发[43]。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[44]

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[45]。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[46][47]。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[48],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-56经-56到-56的放射性衰变所释放的能量[44]。现在一般认为那些由单一质量吸积形成的Ia型超新星的光度曲线普遍都具有一个相同的光度峰值,这使得它们可被辅助[49]用作天文学上的标准烛光,並用于测量它们宿主星系的距离[50]。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[51]

Ib和Ic型[编辑]

Ib型超新星SN 2008D[52]X射线(左)和可见光(右,位于星系上端远处)图像[53]

这两类超新星的形成机制很可能类似于大质量恒星内部核反应燃料耗尽而形成II型超新星的过程;但有所不同的是,形成Ib或Ic型超新星的恒星由于强烈的恒星风或与其伴星的相互作用而失去了由氢元素构成的外层[54]。Ib型超新星被认为是大质量的沃尔夫-拉叶星坍缩后的产物。另外还有一些证据认为少量的Ic型超新星是伽玛射线暴的产生原因,但也有观点认为任何氢元素外层被剥离的Ib或Ic型超新星在爆炸的几何条件允许的情形下都有可能生成伽玛射线暴[55]

II型[编辑]

在内核坍缩之前具有像洋葱一样层状结构的大质量恒星演化结果(元素分层不成比例)

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[5]。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[56][57]。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[58]

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[58]。这种重元素的不断合成-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-56)[59]这样的结果导致了这个镍-铁成分的内核[60]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[39]

内核坍缩[编辑]

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[61],这个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了向外的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K,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[62]。这些“热”中微子构成了涵盖所有的中微子-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[63]。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[58][64]。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[65]

内核最终会坍缩为一个直径约为30千米的球体[58],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[58];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[66]。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[nb 3]的能量,从而形成可见的爆发[67]。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[58]

在一颗大质量恒星(a)的演化后期,不同元素构成的洋葱层状结构进行核聚变反应并形成铁核(b)。铁核的质量达到钱德拉塞卡极限并开始坍缩,铁核内部的原子核被压缩为中子(c),导致内陷的物质反弹(d)并辐射向外传播的激波(红色表示)。激波因能量消耗而停止传播(e),但由由于某一过程(可能与中微子的相互作用有关)重新获得能量。这导致了周围物质因爆炸而向四面八方喷射(f),只留下一块中子简并的残余(中子星)。

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[61];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[68](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)[69],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[70],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[71][72]。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[71][73]

光度曲线和反常光谱[编辑]

光度随时间变化的曲线在这里表示了II-L型超新星和II-P型超新星的特征光度曲线。

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,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[38]

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[74]

在II型超新星光谱的诸多反常特性中,IIn型超新星有可能诞生于喷射物与恒星周围物质的相互作用[75],而IIb型超新星则有可能是大质量恒星在其伴星的潮汐力作用下失去了大多数(但不是全部)的氢元素外层。随着IIb型超新星喷射物的膨胀,余下的氢元素外层很快会变得透光从而能够展露出里面的内层结构[76]

不对称性[编辑]

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[77]。(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。现在一般认为这个速度产生于超新星爆炸时的空间不对称性,但具体这个动量是通过何种机制传递的仍然不得而知。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。[78]这颗中子星的速度约为375千米/秒[79]

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[80]。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[81][82]。(一个类似的模型也被用来解释长伽玛射线暴的产生。)

现在已经通过观测证实了在Ia型超新星的爆发初始存在有空间上的不对称性。这一结果可能意味着这类超新星的初始光度与观测角度有关,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[83]

Ia型的核坍缩[编辑]

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[84]

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-56(半衰期6.1天)和它的衰变产物-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[85],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[86]

星际影响[编辑]

重元素的来源[编辑]

超新星是生成比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,其中包括等元素[87]。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,而且不能产生比更重的元素[88]

恒星演化中的作用[编辑]

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[89]

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;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(對於天文學家來說,金屬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[90],所以每一代的恆星(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對於一顆恆星的生命,以至圍繞它的行星的存在性都有很大的影響。

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[91]。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[8]

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[92]。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。

对地球的影响[编辑]

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[93]

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[94]。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。

根据近来的推算,一颗II型超新星的爆发若要摧毁地球上臭氧层的一半,它距地球的距离需要小于8秒差距(合26光年)[95]。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[96]到每一百亿年一次[97]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)[98],已知的最近候选者是飞马座IK(见下文)[99]

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跡。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[100][101][102]

银河系中超新星的候选者[编辑]

围绕着沃尔夫-拉叶星WR124的星云,距地球约21000光年[103]

在未来的几千年至几亿年中,银河系中的多个大恒星都被认为有可能成为超新星,它们包括螣蛇十二[104]海山二[105][106]蛇夫座RS[107][108]天蝎座U[109]KPD1930+2752[110]HD 179821[111][112]IRC+10420[113]大犬座VY[114]参宿四心宿二角宿一[94]

很多沃尔夫-拉叶星,例如天社一[115]WR 104[116]、以及五合星团中的成员星[117],都被认为是在“近”未来中成为超新星的候选恒星。

距离地球最近的超新星候选者是飞马座IK(HR 8210),它距地球只有150光年。它是一个由一颗主序星和一颗白矮星组成的密近双星系统,两者相距仅为三千一百万千米。据估计其中白矮星的质量约为太阳的1.15倍[118],大约在几百万年后白矮星将通过吸积增长到足够的质量,从而演化为一颗Ia型超新星[119][120]

参看[编辑]

注釋[编辑]

  1. ^ 这个值的算法是:将后缀nc按a=1, b=2, c=3, ... n=14, ... z=26的规则进行转换,从而有nc = n×26 + c = 14×26+3 = 367。
  2. ^ 如果白矮星内核的主要成分是氧、,则它坍缩后一般会形成中子星,这样只有一部分恒星质量在坍缩过程中会被喷射出来。
    参见See: Fryer, C. L.; New, K. C. B. 2.1 Collapse scenario. Gravitational Waves from Gravitational Collapse. Max-Planck-Gesellschaft. 2006-01-24 [2009-01-29]. 
  3. ^ 根据美国物理学会中微子研究会议,Barwick, Beacom et al (2004),大约有99%的引力势能以涵盖所有味的中微子放出,余下的1%的能量大约为1044焦耳。

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延伸阅读[编辑]

  • Croswell, Ken. The Alchemy of the Heavens: Searching for Meaning in the Milky Way. Anchor Books. 1996. ISBN 0385472145. 
  • Takahashi, K.; Sato, K.; Burrows, A.; Thompson, T. A. 113009//Supernova Neutrinos, Neutrino Oscillations, and the Mass of the Progenitor Star. Physical Review D. 2003, 68 (11): 77–81. doi:10.1103/PhysRevD.68.113009. 

外部链接[编辑]