超新星

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克卜勒超新星SN 1604)爆發後的超新星殘骸。照片是由昌德拉X射線天文臺的多波段照片合成的

超新星是某些恆星在演化接近末期時經歷的一種劇烈爆炸。這種爆炸都極其明亮,過程中所突發的電磁輻射經常能夠照亮其所在的整個星系,並可持續幾周至幾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[1]。恆星透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[2],並向周圍的星際物質輻射激波[3]。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,這被稱作超新星殘骸

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:透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透過熱核反應產生能量時,它有可能會透過重力塌縮的過程塌縮為一個中子星黑洞。重力塌縮所釋放的重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那裡獲取並積累物質(通常是透過吸積,少數透過合併)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[4])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,白矮星還會透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。一般認為質量小於9倍太陽質量左右的恆星在經歷重力塌縮的過程後是無法形成超新星的[5]

根據估算,在如銀河系大小的星系中超新星爆發的機率約為50年一次[6],它們在為星際物質提供豐富的重元素中起到了重要作用[7]。同時,超新星爆發產生的激波也會壓縮附近的星際雲,這是新的恆星誕生的重要啟動機制[8][9][10]

超新星的英文名稱為supernovanova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年見於出版物中。

觀測歷史[編輯]

蟹狀星雲是一個超新星殘骸,源於1054年天關客星爆炸。

中國天文學家於公元185年觀測到的SN 185是歷史記載中最早的超新星紀錄。SN 1006則是紀錄中最亮的超新星,中國和阿拉伯天文學家都有詳細描述。SN 1054是觀測最廣泛的超新星,它的爆炸形成了蟹狀星雲SN 1572SN 1604銀河系最後被肉眼發現的超新星,它們被用來駁斥亞里士多德關於月亮和行星之外的宇宙不變的理論,因此對於歐洲天文學發展有顯著的影響。[11]

由於望遠鏡的發展,從1885年觀測到仙女座星系中的SN 1885A開始,發現超新星的區域已經擴大到其他星系。超新星為宇宙距離提供了重要資料。在二十世紀,不同類型的超新星模型被成功發展起來,同時科學家關於超新星在恆星演化過程中的作用與理解也逐漸完善。

最近觀測到一些最遙遠的超新星出現比預期要暗淡一些的情況,這為宇宙可能加速膨脹提供了證據。[12][13]

著名的超新星[編輯]

  • 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[14]。該超新星在夜空中照耀了八個月。《後漢書·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,至後年六月消」。
  • 1006年4月30日:位於豺狼座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藉助它的光芒在半夜閱讀。」[15]在中國宋朝,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:產生蟹狀星雲一次超新星爆發,這次客星的出現被中國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[16]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,並因此出版了《De Nova Stella》一書,是新星的拉丁名nova的來源[17]。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(克卜勒超新星),德國天文學家克卜勒有詳細觀測的記錄[18],這是迄今為止銀河系裡最後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:位於仙女座星系的超新星SN 1885A(仙女座S)被愛爾蘭業餘天文學家艾薩克·瓦德(Issac Ward)在貝爾法斯特發現[19],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:位於大麥哲倫星雲超新星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[21]

發現[編輯]

一顆恆星變成超新星爆發的遺迹。[22]

由於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,[6]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。[23]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,在它們達到峰值之前發現他們非常重要。業餘天文學家的數量大大超過了專業天文學家,他們通常透過光學望遠鏡觀察一些較近的星系,並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。這種系統在業餘天文學家中很流行,同時也有較大的設施,如卡茨曼自動成像望遠鏡KAIT)。[24]最近,超新星早期預警系統SNEWS)項目也已開始使用微中子探測器網路來早期預警銀河系中超新星。[25][26]微中子是超新星爆炸時產生的大量的次原子粒子[27]並且它不被銀河系的星際氣體和塵埃所吸收。

一顆爆炸的恆星。[28]

超新星的搜尋分為兩大類:一些側重於相對較近發生的事件,另一些則尋找更早期的爆炸。由於宇宙的膨脹英語Metric expansion of space,一個已知發射光譜的遠程對象的距離可以透過測量其都卜勒頻移(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[29]:其中z是頻譜頻移的無因次量度。

高紅移的搜尋通常涉及到對超新星光度曲線的觀測,這對於生成哈柏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,並可用於研究超新星周圍的物理與環境[30][31]。低紅移也可用於測定近距端的哈柏曲線,這是用來描述可見的星系距離與紅移之間的關係曲線[32][33] (參見哈柏定律)。

命名慣例[編輯]

位於NGC 4526星系的超新星SN 1994D(左下方的亮點)

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:一年中首先發現的26顆超新星會用從AZ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;而第二十六以後的則用兩個小寫字母命名,以aaabac這樣的順序起始[34]。專業和業餘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年發現的最後一顆超新星為SN 2005nc,表示它是2005年發現的第367顆超新星[nb 1][35][36]

歷史上的超新星則只需要按所發現的年份命名,如SN 185SN 1006SN 1054SN 1572第谷超新星)和SN 1604克卜勒超新星)。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 1885A1907A等)。表示超新星的前綴SN有時也可以省略。

分類[編輯]

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)[37][38]

超新星分類法[38][39]
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)[40]
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[編輯]

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[編輯]

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[38]

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'[38]

當前的模型[編輯]

Ia型[編輯]

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-[nb 2]為主要成分的白矮星吸積了足夠多的物質並達到了約為1.38倍太陽質量的錢德拉塞卡極限[4](對於一個不發生自轉的恆星而言),它將無法再透過電子簡併壓力[41][42]來平衡自身的重力從而會發生塌縮。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:在塌縮發生之前隨著白矮星核心溫度和密度的不斷上升,在白矮星質量離極限還差1%時就會引爆碳燃燒過程[43][4]。在幾秒鐘之內白矮星的相當一部分物質會發生核融合,從中釋放足夠的能量(1-2×1044焦耳[44])而引起超新星爆發[45]。一束向外擴散的激波會由此產生並可達到5000-20000千米/秒的速度,其大約相當於光速的3%。同時恆星的光度會有非常顯著的增加,絕對星等可達-19.3等(相當於比太陽亮五十億倍),並且這一光度幾乎不會變化[46]

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恆星在演化過程中會更早地離開主星序並膨脹為一顆紅巨星[47]。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融合。此時它演化為一顆主要由碳和氧構成的白矮星[48][49]。其後系統中的另一顆恆星也將演化為紅巨星,並且這顆紅巨星的質量會被臨近的白矮星吸積,使後者質量不斷增長。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併,屆時合併後的質量將有可能超過錢德拉塞卡極限[50],但此類情形較前者發生機率較低。

Ia型超新星具有特徵性的光度曲線,在爆炸發生後它的光度是時間的函數。它所發出的光輻射來自內部從-56經-56到-56的放射性衰變所釋放的能量[46]。現在一般認為那些由單一質量吸積形成的Ia型超新星的光度曲線普遍都具有一個相同的光度峰值,這使得它們可被輔助[51]用作天文學上的標準燭光,並用於測量它們宿主星系的距離[52]。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,儘管這種變化在一個較大的紅移尺度上才表現得較為顯著[53]

Ib和Ic型[編輯]

Ib型超新星SN 2008D[54]X射線(左)和可見光(右,位於星繫上端遠處)圖像[55]

這兩類超新星的形成機制很可能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;但有所不同的是,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[56]。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。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[57]

II型[編輯]

在核心塌縮之前具有像洋蔥一樣層狀結構的大質量恆星演化結果(元素分層不成比例)

質量不小於九倍太陽質量的大質量恆星具有相當複雜的演化風格[5]。在恆星核心中的氫元素不斷地透過核融合產生氦元素,其中釋放的能量會產生向外的輻射壓,從而保證了核心的流體靜力學平衡而避免恆星自身巨大的重力導致的塌縮。

而當恆星核心的氫元素消耗殆盡而無法再產生足夠的輻射壓來平衡重力時,核心的塌縮開始,這期間會使核心的溫度和壓力急劇升高並能夠將氦元素點燃。由此恆星核心的氦元素開始聚變為元素,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,越靠近外層的元素越容易發生融合反應[58][59]。每一層都依靠著其內部下一層的融合反應所產生的熱能和輻射壓力來中止塌縮,直到這一層的聚變燃料消耗殆盡;並且每一層都比其外部一層的溫度更高、燃燒更快:從矽到鎳的燃燒過程只需要一天或幾天左右的時間[60]

在這樣過程的後期,不斷增加的重元素參與了核融合,而生成的相關元素原子的結合能也在不斷增加,從而導致融合反應釋放的能量不斷減少。並且在更高的能量下核心會發生光致蛻變以及電子俘獲過程,這都會導致核心的能量降低並一般會加速核融合反應以保持平衡[60]。這種重元素的不斷合成-56處終止,這一融合反應中不再有能量釋放(但能夠透過放射性衰變產生-56)[61]這樣的結果導致了這個鎳-鐵成分的核心[62]無法再產生任何能夠平衡星體自身重力的向外的輻射壓,而唯一能夠起到一定平衡作用的是核心的電子簡併壓力。如果恆星的質量足夠大,則這個核心的質量最終將有可能超過錢德拉塞卡極限,這樣電子簡併壓力也不足以平衡重力塌縮。最終在星體自身強大的重力作用下,核心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塌縮,並且此時已沒有任何融合反應能夠阻止塌縮的發生[41]

核心塌縮[編輯]

超新星核心的塌縮速度可以達到每秒七萬千米(約合0.23倍光速[63],這個過程會導致核心的溫度和密度發生急劇增長。核心的這一能量損失過程終止了向外的簡併壓力與向內重力的彼此平衡。在光致蛻變的作用下,γ射線將鐵原子分解為氦原子核並釋放中子,同時吸收能量;而質子和電子則透過電子俘獲過程(不可逆β衰變)合併,產生中子和逃逸的微中子

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K,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,而這一過程能夠透過進一步的微中子釋放來完成[64]。這些「熱」微中子構成了涵蓋所有的微中子-反微中子對,並且在數量上是透過電子俘獲形成的微中子的好幾倍[65]。大約1046焦耳的重力能量:約佔星體剩餘質量的10%:會轉化成持續時間約10秒的微中子暴,這是這場事件的主要產物[60][66]。微中子暴會帶走核心的能量並加速塌縮過程,而某些微中子則還有可能被恆星的外層物質吸收,為其後的超新星爆發提供能量[67]

核心最終會塌縮為一個直徑約為30千米的球體[60],而它的密度則與一個原子核的密度相當,其後塌縮會因核子間的強交互作用以及中子簡併壓力突然終止。向內塌縮的物質的運動由於突然被停止,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並不是導致超新星爆發的直接原因[60];實際上在核心的外層區域由於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[68]。這就需要存在一種尚未了解的過程,能夠使核心的外層區域重新獲得大約1044焦耳[nb 3]的能量,從而形成可見的爆發[69]。當前的相關研究主要集中在對於作為這一過程基礎的微中子重新升溫、自旋和磁場效應的組合研究[60]

在一顆大質量恆星(a)的演化後期,不同元素構成的洋蔥層狀結構進行核融合反應並形成鐵核(b)。鐵核的質量達到錢德拉塞卡極限並開始塌縮,鐵核內部的原子核被壓縮為中子(c),導致內陷的物質反彈(d)並輻射向外傳播的激波(紅色表示)。激波因能量消耗而停止傳播(e),但由由於某一過程(可能與微中子的交互作用有關)重新獲得能量。這導致了周圍物質因爆炸而向四面八方噴射(f),只留下一塊中子簡併的殘餘(中子星)。

當原始恆星的質量低於大約20倍太陽質量(取決於爆炸的強度以及爆炸後回落的物質總量),塌縮後的剩餘產物是一顆中子星[63];對於高於這個質量的恆星,剩餘質量由於超過歐本海默-沃爾科夫極限會繼續塌縮為一個黑洞[70](這種塌縮有可能是伽瑪射線暴的產生原因之一,並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)[71],理論上出現這種情形的上限大約為40-50倍太陽質量。

對於超過50倍太陽質量的恆星,一般認為它們會跳過超新星爆發的過程而直接塌縮為黑洞[72],不過這個極限由於模型的複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)並且所含重元素(相對氦元素而言)比例較低的恆星有可能形成不穩定對超新星而不會留下黑洞遺迹。這類相當罕見的超新星的形成機制可能並不相同(而可能部分類似於Ia型超新星爆發),從而很可能不需要鐵核的存在[73][74]。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恆星的爆炸與先前的理論預測有著基礎性的差異[73][75]

光度曲線和反常光譜[編輯]

光度隨時間變化的曲線在這裡表示了II-L型超新星和II-P型超新星的特徵光度曲線。

由於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徵明顯: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,較前者要低很多。按照光度曲線的特徵,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,高於II-P型超新星的每天0.0075等。對於II-L型超新星而言,產生這種差別的原因是在原始恆星中的大部分氫元素外層都被拋射出了[40]

II-P型超新星的光度曲線中的高原區是由於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後重新組合成原子,外層區域的透明度又會回升[76]

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於噴射物與恆星周圍物質的交互作用[77],而IIb型超新星則有可能是大質量恆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,餘下的氫元素外層很快會變得透光從而能夠展露出裡面的內層結構[78]

不對稱性[編輯]

長久以來一個圍繞著超新星研究的謎團是,如何解釋爆炸後產生的剩餘緻密物質相對核心會有一個如此高的速度[79]。(已經觀測到作為中子星的脈衝星具有很高的速度,理論上黑洞也會有很高的速度,但當前還很難透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於太陽的物體產生500千米/秒甚至以上的速度。現在一般認為這個速度產生於超新星爆炸時的空間不對稱性,但具體這個動量是透過何種機制傳遞的仍然不得而知。有些解釋認為,這種推動力包含了星體塌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雲核心區域發出的電磁輻射。從中心附近的脈衝星所釋放的粒子速度可接近光速。[80]這顆中子星的速度約為375千米/秒[81]

具體而言,這種核心上方產生的大尺度對流能夠造成局部的元素丰度變化,從而在塌縮期間導致不均衡分布的核反應,經反彈後產生爆炸[82]。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,併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[83][84]。(一個類似的模型也被用來解釋長伽瑪射線暴的產生。)

現在已經透過觀測證實了在Ia型超新星的爆發初始存在有空間上的不對稱性。這一結果可能意味著這類超新星的初始光度與觀測角度有關,不過隨著時間的推移這種爆炸會變得更為對稱。透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[85]

Ia型的核塌縮[編輯]

由於Ib、Ic以及多種II型超新星具有類似的機制模型,它們被統稱為核塌縮超新星。而Ia型超新星與核塌縮超新星的基本區別在於在光度曲線峰值附近所釋放的輻射的能量來源。核塌縮超新星的原始恆星都具有延伸的外層,並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於加熱並噴射外層物質的激波[86]

而與之不同的是,Ia型超新星的原始恆星是緻密的,並且要比太陽小得多(但質量仍然大得多),因此這種緻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-56(半衰期6.1天)和它的衰變產物-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。

在核塌縮超新星中,隨著噴射出的物質逐漸膨脹並冷卻,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[87],但核塌縮超新星所釋放的鎳-56通常只有0.1倍太陽質量左右[88]

星際影響[編輯]

重元素的來源[編輯]

超新星是生成比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。儘管存在爭議,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,有半數左右丰度的比鐵重的元素都會在其中產生,其中包括等元素[89]。與之能相提並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,而且不能產生比更重的元素[90]

恆星演化中的作用[編輯]

大麥哲倫星雲內位於成群的氣體和塵埃中的超新星殘骸N 63A

超新星爆發後的遺迹包括一個中央的緻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。其後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並與周圍的星際物質混合[91]

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;而其他所有元素都是在恆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,與化學中的概念不同)。這些合成的金屬豐富了形成恆星的分子雲的元素構成[92],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。超新星是宇宙間將恆星核融合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。

膨脹中的超新星殘骸的動能能夠壓縮凝聚附近的分子雲,從而啟動一顆恆星的形成[93]。如果氣體雲無法釋掉過多的能量,增大的亂流壓也能阻止恆星形成[8]

在太陽系附近的一顆超新星爆發中,藉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[94]。由超新星產生的重元素經過了和天文數字一樣長的時間後,這些化學成分最終使地球上生命的誕生成為可能。

對地球的影響[編輯]

如果一顆超新星爆發的位置非常接近地球以至於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,並破壞臭氧層使地球表面暴露於對生物有害的太陽輻射宇宙射線之下。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[95]

有關近地超新星爆發的預測通常集中在有可能形成II型超新星的大質量恆星上,而在距太陽幾百光年的範圍內確實有幾顆主要恆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[96]。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。

根據近來的推算,一顆II型超新星的爆發若要摧毀地球上臭氧層的一半,它距地球的距離需要小於8秒差距(合26光年)[97]。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雲內II型超新星SN 1987A的測量值。當前對在地球周圍10秒差距範圍內超新星爆發的機率的預測所得的的結果差別很大,從每一億年一次[98]到每一百億年一次[99]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,這是由於它們都形成於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恆星系統中爆發。有理論認為Ia型超新星影響地球的範圍是1000秒差距以內(合3300光年)[100],已知的最近候選者是飛馬座IK(見下文)[101]

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,在太平洋的深海岩層中探測到了因近地超新星造成的鐵-60的富集[102][103][104]

銀河系中超新星的候選者[編輯]

圍繞著沃爾夫-拉葉星WR124的星雲,距地球約21000光年[105]

在未來的幾千年至幾億年中,銀河系中的多個大恆星都被認為有可能成為超新星,它們包括螣蛇十二[106]海山二[107][108]蛇夫座RS[109][110]天蠍座U[111]KPD1930+2752[112]HD 179821[113][114]IRC+10420[115]大犬座VY[116]參宿四心宿二角宿一[96]

很多沃爾夫-拉葉星,例如天社一[117]WR 104[118]、以及五合星團中的成員星[119],都被認為是在「近」未來中成為超新星的候選恆星。

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[120],大約在幾百萬年後白矮星將透過吸積增長到足夠的質量,從而演化為一顆Ia型超新星[121][122]

參看[編輯]

注釋[編輯]

  1. ^ 這個值的演算法是:將後綴nc按a=1, b=2, c=3, ... n=14, ... z=26的規則進行轉換,從而有nc = n×26 + c = 14×26+3 = 367。
  2. ^ 如果白矮星核心的主要成分是氧、,則它塌縮後一般會形成中子星,這樣只有一部分恆星質量在塌縮過程中會被噴射出來。
    參見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. ^ 根據美國物理學會微中子研究會議,Barwick, Beacom et al (2004),大約有99%的重力勢能以涵蓋所有味的微中子放出,餘下的1%的能量大約為1044焦耳。

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延伸閱讀[編輯]

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外部連結[編輯]