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超新星

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SN 1994D(左下方的亮点)是在星系NGC 4526的一颗Ia超新星
在这段艺术家制作的缩时影片中集合许多遥远的星系,偶尔可以看见超新星。每颗爆炸的恒星,其亮度都短暂的超越其所在星系的亮度。

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,而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当[1]。恒星通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。超新星是星系引力波潜在的强大来源[4]。初级宇宙射线有很大的比例来自超新星[5]

超新星比新星更有活力。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现的亮星(其实原本即已存在,因亮度增加而被认为是新出现的);字首的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·巴德弗里茨·兹威基在1931年创造的[6]

超新星可以用两种方式之一触发:突然重新点燃核融合之火的简并恒星,或是大质量恒星核心的重力塌陷。在第一种情况,一颗简并的白矮星可以透过吸积从伴星那儿累积到足够的质量,或是吸积或是合并,提高核心的温度,点燃碳融合,并触发失控的核融合,将恒星完全摧毁。在第二种情况,大质量恒星的核心可能遭受突然的引力坍缩,释放重力位能,可以创建一次超新星爆炸。

最近一次观测到银河系的超新星是1604年的克卜勒之星(SN 1604);回顾性的分析已经发现两个更新的残骸[7]。对其它星系的观测表明,在银河系平均每世纪会出现三颗超新星,而且以现在的天文观测设备,这些银河超新星几乎肯定会被观测到[8]。它们作用的角色丰富了星际物质与高质量化学元素[9]。此外,来自超新星向外膨胀的激波可以触发新恒星的形成[10][11][12][13]

观测历史[编辑]

亮彩突显的段落标示出中国对SN 1054的观测。

喜帕恰斯观测恒星的兴趣可能受到观测一颗超新星的鼓舞(依据普林尼)[14]。最早的超新星纪录是中国天文学家于AD185年看见的SN 185。纪录中最亮的超新星是SN 1006,中国和伊斯兰天文学家都有详细的记述[15]。观测最广泛的超新星是SN 1054,它形成了蟹状星云。超新星SN 1572SN 1604是以裸眼观测到的最后两颗银河系超新星,对欧洲天文学的发展有显著的影响,因为它们被用来反驳在月球和行星之外是不变的亚里斯多德宇宙[16]约翰·克卜勒于SN 1604在峰值的1604年10月17日观测到它,并且持续的估计它的亮度,直到第二年亮度暗淡到裸眼看不见才停止[17]。它是那个时代的人观测到的第二颗超新星(继第谷·布拉赫的仙后座SN 1572之后)[14]

由于望远镜的发展,发现超新星的领域已近扩大到其他的星系。在1885年观察到仙女座星系的超新星仙女座S。美国天文学家鲁道夫·闵可夫斯基弗里茨·兹威基在1941年开启了现代的超新星分类计画[18]。在1960年代,天文学家发现超新星爆炸的最大强度可以作为天文距离的标准烛光,因而测量出天体的距离[19]。最近,观测到一些最遥远的超新星比预期的黯淡,这个现象支持了宇宙加速膨胀的观点[20]。为重建没有书面纪录的超新星观测,开发了新技术,从超新星仙后座A的日期,侦测到来自星云回光事件[21]。从温度的测量和来自-44的γ射线衰变[22],估计出超新星残骸RX J0852.0-4622的年龄[23]。在2009年,从南极冰沉积物的硝酸含量的匹配,发现过去超新星事件的时间[24]

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[25]。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。”[26]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:产生蟹状星云一次超新星爆发,这次客星的出现被中国宋朝的天文学家详细记录,《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[27]也有观测的记录。
  • 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,丹麦天文学家第谷有观测的记录,并因此出版了《De Nova Stella》一书,是新星的拉丁名nova的来源[28]。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(开普勒超新星),德国天文学家开普勒有详细观测的记录[29],这是迄今为止银河系里最后一颗被发现的超新星,视星等为-2.5等,距地球6000光年。它曾被伽利略用作反驳当时亚里士多德学派所谓上天永远不变的理论。
  • 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[30],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在爆发后的数小时内就被发现,是现代超新星理论第一次可以与实际观测比较的机会[31]。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(曾被假设是不稳定对超新星,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[32]

发现[编辑]

超新星留下的残骸

在1930年代,沃尔特·巴德弗里茨·兹威基在威尔逊山天文台时,起初的工作相信这只是一种新类型的新星[33]。“超新星(super-novae)”这个名词在1931年巴德和兹威基在加州理工学院的一场演讲中首度被使用,然后在1933年在美国物理学会的会议中被大众使用[6]。1938年,连字号被取消,成为现代出现和使用的形式[34]。因为超新星是一种在星系中相对罕见的事件,在银河系大约每世纪只发生三次[7],要获得好的研究样本,就需要定期监视许多星系。

在星系中的超新星,没有任何有意义,可以预测的准确性。通常情况下,它们被发现时,都是在已经出现后了[35]。科学上对超新星最感兴趣的是距离测量——例如,做为标准烛光——需要观察其峰值亮度。因此,至关重要的是及早发现它们,最好能在达到最大亮度之前。业馀天文学家的人数远远的多于专业天文学家,在寻找超新星上发挥了很大的作用。通常,通过光学望远镜观测一些邻近的星系,比较早些时候的照片来发现[36]

在20世纪结束的时候,越来越多的天文学家改用电脑控制的望远镜和CCD猎取超新星。业馀天文爱好者也喜欢这种装置,也有专业的设置,例如卡茨曼自动成像望远镜[37]。最近,超新星早期预警系统专案(SNEWS,Supernova Early Warning System)已经开始使用网路的微中子探测器来对超新星提出早期预警[38][39]微中子是一种微粒,在超新星报炸时会大量产生[40],并且它们不会被星系盘的星际气体和尘埃明显的吸收。

一颗爆炸的恒星[41]

超新星的搜索分为两类:那些聚焦于相对较近的事件,和那些寻找较远的爆炸。因为在膨胀的宇宙可以通过测量其都卜勒频移估计在远方已知发射频谱的距离(或红移);越遥远的天体有越大的退移速度,所以比附近的天体有较高的红移。因此,搜寻分为高红移和低红移,其间的分界约为红移 z = 0.1–0.3的范围[42],在此,z 对于频率的移动是无单位量。

高红移超新星的搜寻,通常涉及超星光变曲线的观察。这些都是用标准或校准烛光的哈伯图并使用宇宙论的预测。超新星的光谱,用在研究超新星的物理和环境时,在低红移的会比高红移的更为实用[43][44]。低红移的观测也依靠哈伯曲线的低距离结束端,这是用来描述距离相对于可见星系红移的曲线[45][46]。(参见哈伯定律

命名常规[编辑]

当发现超新星的报告送交给国际天文学联合会天文电报中心之后,它就会分配这颗超新星的名字,并且发出通告。名字是由前缀字SN接续发现的年份和一或二个英文字母组成。每年最初的26颗依序使用从AZ的字母,之后始用小写的字母:aaab,依序排列。例如,SN 2003C,是2003年发现的第三颗超新星[47]。2005年发现的最后一颗超新星SN 2005nc,是2005年的第367颗[nb 1]。从2000年开始,专业和业馀天文学家每年都发现数百颗超新星(2005年367颗、2006年551颗、2007年572颗、2008年261颗、2009年390颗、2013年231颗)[48][49]

历史上已知的超新星只简单的依照发现的年份命名,它们有:SN 185SN 1006SN 1054(天关客星)、SN 1572(第谷新星)、和SN 1604(克卜勒之星)。从1885年开始采用字母命名,即使那一在只发现一颗超新星(如SN 1885ASN 1907A等等) -最后一次是1947年的SN 1947A。, SN,是超新星的标准前缀字。直到1987年,两个字母的代号都是备而不用,但从1988年开始,每年都需要用到双字母。

分类[编辑]

艺术家印象中的超新星1993J[50]


天文学家使用它们的光度曲线和不同的化学元素在光谱中造成的吸收线,以这一部分进行分类和试图了解超新星。分类的第一个依据是是否存在由造成的吸收线。如果一颗超新星的光谱中包含氢的谱线(在可见光部分的谱线是巴耳末系),它就属于II型超新星;否则就是I型超新星。在这两种类型中,每种都会依据存在于谱线中的其它元素或光度曲线的形状再细分(依据这颗超新星的视星等相对于时间的函数关系图)[51][52]

超新星分类法[52][51]
I型超新星
没有氢谱线
Ia型
在亮度接近峰值时只呈现单一的、615奈米电离(Si II)谱线
热失控
Ib/c型
矽的吸收特征谱线微弱或是没有
Ib型
显示587.6奈米的中性(He I)线
核坍缩
Ic型
氦线微弱或没有
II型
显示氢线
II-P/L/N
完整的II型超新星光谱
II-P/L/N
没有窄线
II-P
在光度曲线上有"高原区"
II-L
光度曲线呈现"线性"的衰减(光度相对于时间是直线。)[53]
IIn
有一些窄线
IIb
频谱的变化类似Ib超新星


I型超新星[编辑]

I型超新星依据谱线为基础再细分,典型的Ia型超新星有强烈的矽离子吸收线。这条谱线不明显或不强烈的I型超新星被归类为Ib或Ic型超新星,Ib型超新星显示出强烈的中性氦谱线,Ic型超新星则缺乏这种谱线。所有I型超新星的光度曲线都与Ia型超新星相似,在峰值都会比较明亮,所以光度曲线不是I型超新星分类的主要依据。

少数的Ia型超新星显现出不寻常的特征,如非标准的光度或宽广的光度曲线,但检视它们在最早期的样本中都会显示出与分类典型相似的特征。例如,低光度的SN 2008ha通常分类为类SN 2002cx或是Ia-2002cx。

II型超新星[编辑]

光度曲线的差异是用来区分II-P和II-L型超新星的依据。

II型超新星也可以依据光谱来细分。大部分的II型超新星都显现非常宽的发射线,这表示它是以每秒数千公里(Km/Sec.)的速度在膨胀。有些,像是SN 2005gl,有著相对狭窄的谱线,它们被分类为IIn型超新星,其中的'n'代表'狭窄'。

少数的超新星,像是SN 1987KSN 1993J,显示出类型的改变:初期,它们显示出氢的谱线,但是经过几周或几个月的衰减期之后,光谱中主要是氦的谱线。IIb型超新星的功能就是用来描述II型超新星和Ib相关联的组合[52]

II型超新星在光度下降的过程中,依然广泛的呈现由氢主导的光谱,因此分类主要是依据其光度曲线。最常见的类型是在最大亮度之后不久,光度的下降曲线中会出现"高原区",视星等会维持几个月的稳定不变,然后才继续下降。这一形称为II-P型超新星,P代表高原。较罕见的缺乏高原区特征的II-L型超新星,"L"代表是线性的,因为光度曲线实际上是一条直线。

并不是所有的超新星都能正常的分类,不能吻合上述特征的分类为特异型超新星,或标示为'pec'[52]

III、IV、和V型超新星[编辑]

弗里茨·兹威基基于少数的超新星不能完全符合I和II型,还定义了附加的超新星类型。在NGC 4303SN 1961i是III型超新星的原型,并且是唯一的一颗,有著宽松的最大光度和氢的巴耳末系谱线,在光谱中缓慢的发展。在NGC 3003SN 1961f是IV型的原型,也是唯一的一颗,有著与II-P超新相似的光变曲线和氢的吸收线,但也有微弱的氢发射谱线。V型超新星是NGC 1058SN 1961V,一颗不寻常黯淡的超新星,或是假超新星,光度缓慢的升起,最大光度持续了好几个月,并且有这不寻常的发射光谱。海山二(船底座η)的大爆发被指出与SN 1961V相似[54]。M101的超新星(1909年)和M83的超新星(1923年和1957年)也被建议可以归类为IV或V型超星[55]

这些超新星现在都被视为II型超新星的特例,并且有更多的例子被发现,然而现在依然在争辩SN 1961V是否是真的超新星,还是LBV爆发,或是冒名顶替者[53]

各类型超新星的物理性质[56][57]
类型a 平均最
大亮度
绝对星等b
大约能量 (foe)c 至最大光度
所需天数
最大光度至10%光度
所需天数
Ia −19 1 约 19 约 60
Ib/c (faint) 约 −15 0.1 15–25 未知
Ib 约 −17 1 15–25 40–100
Ic 约 −16 1 15–25 40–100
Ic (bright) 可达 −22 超过 5 大约 25 大约 100
II-b 约 −17 1 约 20 约 100
II-L 约 −17 1 约 13 约 150
II-P (faint) 约 −14 0.1 大约 15 未知
II-P 约 −16 1 约 15 高原期后约50天
IInd 约 −17 1 12–30 或更多 50–150
IIn (bright) 可达 −22 超过 5 超过 50 超过 100

注解:

  • a. ^ Faint types may be a distinct sub-class. Bright types may be a continuum from slightly over-luminous to hypernovae.
  • b. ^ These magnitudes are measured in the R band. Measurements in V or B bands are common and will be around half a magnitude brighter for supernovae.
  • c. ^ Order of magnitude kinetic energy. Total electromagnetic radiated energy is usually lower, (theoretical) neutrino energy much higher.
  • d. ^ Probably a heterogeneous group, any of the other types embedded in nebulosity.

当前的模型[编辑]

系列的影像显示在星系NGC 1365的一颗超新星爆炸,光度快速的变亮和缓慢的变暗[58]

前述天文学家给予超新星的分类代码是很自然的分类:从超新星观测到的光给予类型的数值,不一定是它的起因。例如,Ia超新星的祖恒星是蜕化的白矮星,因融合失控点火产生的;光谱类型相似的Ib/c超新星的祖恒星是大质量的沃夫–瑞叶星由核心坍缩点燃。下面总结了天文学家目前认为是对超新星最合理的解释。

热失控[编辑]

Ia超新星的形成。

白矮星可能从伴侣恒星吸积到足够的质量,使核心的温度提高至足够点燃碳融合,此时它会发生失控完全破坏了它。这种爆炸在理论上有三种途径可以发生:从伴星稳定的吸积质量,两颗白矮星的碰撞,或是在吸积的壳层点火,然后引燃。但是仍不清楚其中何者是主要的机制[59]。尽管还不能确定Ia超新星是如何的产生,但Ia超新星有非常均匀的属性,是星系间距离有用的标准烛光。但对性质上渐进的变化或高红移在不同频率的异常光度,光度曲线和光谱是别上的微小变化,一些校准上的补偿是需要的[60][61]

正常的Ia超新星[编辑]

有几种方式可以形成这种类型的超新星,但它们共用一个基础的机制。如果一颗-[nb 2]白矮星吸积到足够的质量,达到钱德拉塞卡极限的大约1.44 太阳质量M[62](对不自转的恒星),它将不再能以电子简并压力支撑其巨大的电浆体[63][64],并且开始坍缩。然而,目前的看法是通常尚未达到这个极限,已经获得足够高的温度和密度,可以在核心引燃碳融合[65]。通常在接近极限之前(大约接近至1%),就已经坍缩了[62]

在几秒钟内,白矮星相当大一部份的物质会发生核融合,释放出足够的能量(1–2×1044 J[66],解除恒星的束缚,发生超新星爆炸[67]。产生向外膨胀的激波与物质达到5,000-20,000km/s,或大约3%光速的速度。同时亮度也大幅的增加,绝对星等可以达到 -19.3等(或比太阳亮5亿倍),而且只有少量的变异[68]

形成这类超新星的是密接的联星。两颗星中教大的一颗先演化离开主序带,并膨胀成为一颗红巨星。这两颗恒星现在共享一个包层,造成它们相互间的轨道缩小。较大的这颗恒星然后倾卸掉它大部分的包层,失去质量直到它的核心不能再继续进行核融合。在这个点上,它成为一颗主要由碳和氧构成的白矮星[69]。最后,它的伴星也演化离开主序带成为红巨星。来自巨星的物质被白矮星吸积,导致白矮星的质量持续的增加。尽管基本的模型被普遍接受,但精确的萌生和爆炸产生重元素细节还不清楚。

Ia新星遵循著一个特征的光度曲线 -亮度作为时间函数的关系图- 爆炸后,这个亮度因为从-56 经过-56到-56的放射性衰变而产生变化[68]。正常Ia超新星光度曲线的峰值是非常一致的,最大值是绝对星等 -19.3等。这使它能够成为次要的[70]标准烛光,可以用来测量其宿主星系的距离[71]

非标准的Ia超新星[编辑]

另一种Ia超星的爆炸涉及两颗白矮星的合并,加起来的质量可能超过钱德拉塞卡极限[72]。这一类型的爆炸还有许多的变化[73],并且在许多情况下可能没有超新星,但预期它们的光度曲线会比正常的Ia超新星爆炸宽阔与较低的光度。

当白矮星的质量超过钱德拉塞卡极限,将会有光度异常的Ia超新星[74],而由不对称性可能会有进一步增强的类型[75],但喷射物质的动能会少于正常的动能。

非标准的Ia超星没有正式的子分类。曾经建议将氦吸积在白矮星上,光度较黯淡的超星分类为Iax[76][77],而这种类型的超新星可能不会将祖白矮星完全摧毁,而能留下一颗僵尸恒星[78]

一种特殊的非标准型Ia超新星发展出氢和其他的,发射的谱线给出了外观正常的Ia和IIn超新星之间的混合物,例如SN 2002icSN 2005gj。这种超新星曾经被标记为Ia/IInIanIIaIIan[79]

核心坍缩[编辑]

超新星的初始质量-金属量。
大质量恒星发展至核心坍缩前的洋葱状结构(未依照比例)。

当大质量恒星突然变得无法支撑核心维持抵抗自身的重力,会经历核心崩溃;这是除了Ia超新星之外,其它所有类型的超新星形成的原因。这种崩溃的结果会导致恒星的外层剧烈爆炸,成为超新星,或者释放的重力位能不足而坍塌成为黑洞中子星与少量的辐射能量。有几种不同的机制可以造成核心坍缩:电子捕获、超越钱德拉塞卡极限成对不稳定、或是光致蜕变[80][81]。当恒星发展出铁芯,因为电子简并压力不足以支撑超过钱德拉塞卡极限的质量,于是核心坍塌成为中子星或黑洞。跟著氧融合的爆炸,在氧/氖/镁核心的电子捕获是造成引力坍缩的原因,具有非常相似的结果。在大量的核心氦后燃烧产生电子-正子对移除热力学的支援,导置初始的坍塌与后续的失控核融合,结果就是成对不稳定超新星。足够大和热的恒星核心可能产生γ射线,能量足够直接引发光致蜕变,这将导致核心彻底的崩溃。

下表列出已知核心坍塌原因的大质量恒星、恒星的种类、关联的超新星类型和产生的残骸。金属量是除了氢和氦之外,其他元素和太阳中含量的比值。初始质量是成为超新星之前的质量,是太阳质量的好几倍,然而当时这颗超新星的质量可能已经低了许多。

在表中未列出IIn超新星。它们可能由不同类型的潜在祖恒星经由不同途径形成,甚至可能由Ia的白矮星引燃。虽然看起来大部分都是在明亮的巨星超巨星(包括LBVs),经由铁芯崩溃形成的。窄光谱线是它们被如此命名的原因,因为这类超新星展开的拱星物质小而浓密[82]。看起来IIn超新星是货真价实的假超新星,只是高光度蓝变星的大规模喷发,类似于海山二。在这些事件中,新喷发的物质通过激波与之前喷发的物质交互作用,产生窄吸收谱线[83]

核心坍塌质量和金属量的情景[80]
坍塌的起因 估计的祖恒星初始质量 超新星类型 残骸
在简并O+Ne+Mg核心的电子捕获 8–10 暗II-P 中子星
铁核坍塌 10–25 暗II-P 中子星
25–40 与金属量和太阳一样或较低 普通的II-P 起初是中子星,物质落回后成为黑洞
25–40 与高金属量 II-L 或 II-b 中子星
40–90 与低金属量 黑洞
≥40 与金属量和太阳相似 黯淡的Ib/c,或与GRB超新星 起初是中子星,物质落回后成为黑洞
≥40 与高金属量 Ib/c 中子星
≥90 与低金属量 无,可能是γ射线暴(GRB) 黑洞
不稳定对 140–250 与低金属量 II-P,有时是超新星,可能是 GRB 没有残骸
光致蜕变 ≥250 与低金属量 无(或亮超新星?),可能是GRB 大质量黑洞
单独的大质量恒星残骸。
在一颗大质量0恒星内的演化(a)洋葱结构的壳层,形成铁芯 (b)达到钱德拉塞卡极限开始坍塌。核心内部被压缩形成中子 (c)造成崩落的物质反弹 (d)并形成向外传播的冲击波(红色)。冲击波停滞(因为能量消耗)(e)但可能是与微中子的交互作用,使它重获活力。周围的物质被驱散 (f)只留下简并的残骸。

当恒星的核心不再能对抗重力,它自身向内坍塌的速度可以达到70,000Km/s(0.23c[84],导致温度和密度迅速增加。接下来的步骤取决于恒星的质量和结构,低质量的简并核心形成中子星,大质量的简并核心通常大多完全坍塌成为黑洞;未简并的核心会经历失控的核融合。

简并的核心开始坍塌时是光致蜕变和电子捕获的β衰变,暴发出电子微中子。当密度增加,因此困在核心的微中子辐射被截断。最终,内核的直径通常可以达到30公里 [85],并且密度可以达到原子核的程度,中子简并压力试图阻止坍塌。如果核心的质量大约超过15 M,然后中子简并压力就不足以抵挡坍塌,就没有经过超新星爆炸的形式直接成为黑洞。

在低质量的核心,坍塌会被阻止,并形成有1,000亿K,约为太阳核心温度6,000倍,中子构成的核心[86]。热微中子形成微中子-反微中子对的,数倍于电子捕获微中子的数量[87]。大约1046焦耳,相当于10%的恒星静止质量,在10秒内爆裂出的微中子是事件中最主要的输出[85][88]。突然停止的核心坍塌和反弹在毫秒内产生激波[89],外核通过重元素的分离而失去能量。这个过程(不是很明确的了解)需要从微中子脉冲重新吸收大约1044foe,1044)焦耳的能量[88],产生可见的爆炸;虽然理论上也有其它的能量爆炸[85]

一些外层封包的物质会落回到中子星上,使核心的质量超过8 M,就会形成黑洞。落回的质量会降低爆炸的动能和被逐出的放射性物质,但在某些情况下,它也可能产生相对论性喷流,导致γ射线暴或异常明亮的超新星。

大质量的非简并核心坍塌将点燃核心进一步的核融合。当核心的坍塌由不稳定对开始时,氧开始融合,坍塌可能会停止。对核心质量在40–60 M,坍塌会暂停而恒星保持不变,但当更大的核心形成后,核心的坍塌会再度发生。对核心质量在60–130 M,氧融合和更重元素的核融合会释放更多的能量,整颗恒星都会瓦解,成为一颗超新星。在大质量恒星的质量上限,由于许多太阳质量的镍56,超新星会异常明亮的时间会延长。核心的质量越大,核心的温度会高得足以进行光致蜕变,可以让整个核心成为一个黑洞[90]

II型超新星[编辑]

非典型亮度的II型超新星SN 1997D

初始质量小于8倍太阳质量的恒星从来没有发展至核心大到足以坍塌,它们最终都是失去大气层成为白矮星。恒星质量至少是9 M(可能需要多达 12 M[91])以复杂的方式演化,在它的核心发展出较高的温度,逐步燃烧更重的元素[85][92]。这颗恒星成为像洋葱一样的层状结构,在越外面的壳层燃烧越轻的元素[80][93]。虽然不片描述洋葱似的结构有铁芯,但超新星前身的大质量恒星仅有氧-氖(-镁)的内核。这些超AGB恒星可能是主要的核心坍塌超新星,但质量越大的祖恒星,发出的光越黯淡,被观测到的也就越少[91]

当在核心坍塌阶段的超新星仍有氢的包层时,其结果是出现II型超新星。明亮恒星的质量损失取决于金属量和亮度。金属量接近太阳,特别亮的恒星在演化到核心坍塌之前已经失去它们所有的氢,就不会形成II型超新星。所有低金属量的恒星,在开始核心坍塌之前仍都有氢的包层,但质量够大的恒星会直接坍缩成为黑洞,而不会产生可以看见的超新星。

初始质量的上限大约在90倍太阳质量,或是金属量只高一些,预期会产生II-p超新星,这是最常见的超新星类型。在中与高金属量,且质量接近上限的恒星在发核心坍塌时将已经去大部分的氢,其结果是II-L超新星。金属量非常低,恒星质量在140–250 M在核心坍塌时将达到不稳定对,但仍然有氢的包层和氧的核心,其结果将是II型超新星,但会喷出大量的镍56,成为高亮度的超新星。

Ib和Ic型[编辑]

Ib型超新星SN 2008D[94]X射线(左)和可见光(右,位于星系上端远处)图像[95]

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[96]。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[97]

光度曲线[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[98]

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[99]

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[100],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[101]

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[102]。(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。[103]这颗中子星的速度约为375千米/秒[104]

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[105]。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[106][107]。(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[108]

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[109]

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[110],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[111]

能量输出[编辑]

56 -56和-56产生超新星可见光变曲线的放射性衰变。

尽管我们思考的超新星事件主要是可见光发光的部分,但是电磁辐射只是爆炸产生的轻微副作用。特别是核心崩溃的超新星,发出的电磁辐射事件只是总能量的一小部分。

在不同类型的超新星,能量产生的不同和平衡才是他们之间根本上的区别。在Ia型,白矮星的爆炸,大部分的能量流向重元素合成和喷发物的动能。核坍缩的超新星,绝大部分的能量经由微中子排放,在明显地主要爆炸时,99%以上的微中子已经在坍缩开始后的几分钟内逃逸了。

Ia型超星从核融合失控的碳氧白矮星获得它们的能量。但还未能完全塑造能量的细节,而最终的结果是以高动能抛射出整颗恒星的原始质量。大约半个太阳质量的56Ni是从矽燃烧成。56Ni是放射性物质,半衰期为6天,会经由正电子发射辐射出γ射线蜕变成56Co56Co本身又会以77天的半衰期经由正电子衰变成为稳定的56Fe。这两种过程负责提供来自Ia超新星的电磁辐射。在结合喷发物质透明度的变化,它们产生急剧下降的光变曲线[112]

核心坍缩超新星的平均是亮度比Ia型超新星低,但总能量却高得多。这来自于核心坍缩的重力位能,最初从崩溃的原子核产生电子微中子,紧接著所有的(flavours)由过热中子星的核心释出。大约只要1%的这些微中子,就有足够的能量可以造成恒星外层的超新星爆炸,但当前的模型还不足以提供细节。动能和镍的量要比Ia超新星低一些,因此视亮度比较低,但来自数倍于太阳质量氢的电离能量可以贡献下降得更缓慢,并使核心坍缩超新星的光度在高原阶段。

超新星的能量
超新星 约计的总能量
(foe)c
抛出的镍
(太阳质量)
微中子能量
(foe)
动能
(foe)
电磁辐射
(foe)
Ia型[112][113][114] 1.5 0.4 – 0.8 0.1 1.3 – 1.4 ~0.01
核心坍缩[115][116] 100 (0.01) – 1 100 1 0.001 – 0.01
极超新星 100 ~1 1–100 1–100 ~0.1
不稳定对[90] 5–100 0.5 – 50 low? 1–100 0.01 – 0.1

在一些核心坍缩的超新星,会回退到黑洞驱动著相对论性喷流,这能会产生短暂、高能且定向的伽玛射线暴,也将能量进一步的传输给实质物质喷流。这是产生高光度超新星的一个方案,被认为是极超新星和持续时间较长的伽玛射线爆发的成因。如相对论性喷流过于短暂,不能穿透恒星外的包层,然后就可能产生低光度的伽玛射线爆发,这颗超新星就可能是低亮度的。

当一颗超新星发生在低密度的星周云内时,它可能会产生激波,可以有效地将大量的动能转换成电磁辐射。虽然最初的爆炸能量是完全正常产生的超新星,也会有高亮度和延长的持续时间,这是因为他不依赖指数型的放射性衰变。这种类型的事件可能造成IIn型超新星。

虽然不稳定对超星是核心坍缩超新星,光谱和光变曲线类似IIp超新星,追随著核心坍缩之后自然的爆炸更像是碳氧和矽核融合失控的巨型Ia型超新星。质量最高事件的总能量释放,媲美于其它核心坍缩超新星,但微中子的产生被认为很低,因此动能和电磁辐射能量是非常高。这些恒星的核心远比任何的白矮星巨大,放射性镍的数量和抛出的其它种元素也会更多,因此视觉光度会高出好几个数量极。

前身[编辑]

超新星的类型与爆炸前的恒星分类是紧密相连的。每种类型超新星的发生戏剧性的决定于其金属量,也就是宿主星系的年龄。

Ia型超新星是由联星系统中的白矮星形成的,发生在所有型态的星系。核心坍缩的超新星仅见于当前或最近形成的星系,因为它们都是生命短暂的大质量恒星造成的。它们最常在Sc型的螺旋星系内被发现,但也会出现在其它螺旋星系的螺旋臂和不规则星系,特别是星暴星系

Ib/c型、II-L型和可能多数的IIn超新星,被认为只出现在金属量与太阳相似ˇ准的恒星,而这些是大质量恒星损失大量质的结果,因此它们很少出现在老年或距离较遥远的星系。下表显示预期的主要是坍缩超新星的主要类型的前身恒星,和每种在地社群中的近似比例。

核心坍缩超新星类型的前身恒星比例[117]
类型 前身恒星 比例
Ib WC 沃夫–瑞叶星 9%
Ic WO 沃夫–瑞叶星 17%
II-P 超巨星 55%
II-L 超巨星与耗尽氢的壳层 3.0%
IIn 在浓密的抛出物质内的超巨星(像是高光度蓝变星 2.4%
IIb 超巨星与耗尽的氢(被伴星剥离?) 12%
IIpec 蓝超巨星 1.0%

在调和模型和观测恒星演化至核心坍缩的超新星有许多的困难。红超巨星被认为是绝大多数核心坍缩超新星的前身恒星,但是被观测到的只有相对较低质量和光度的,分别低于18 M和100,000 L。多数II型超新星的前身未能检测到,并且多数被认为是太黯淡和质量不够大。现在又提出高质量的红超巨星不会发生超新星爆炸,但是会进化回到较高的温度。有几颗II型超新星的前身已经被确认,而这些是K型和G型的超巨星,还有一颗是A型的超巨星[118]。黄超巨星或LBVs被建议是IIb超新星的前身恒星,并且几乎所有附近观测到的IIb超新星都表明这就是前身恒星[119][120]

直到数十年前,热超巨星被认为不会爆炸,但显示况并非如此。蓝超巨星出乎意料高比例被确认是超新星的前身,而部分原因是因为它们的亮度高,易于被检出,而单一的沃夫–瑞叶星一直没有被清楚地确定是超新星的前身[118][121]。模型很难显示蓝超巨星如何失去足够的质量来进化到超新星不同的阶段。一项路径研究显示低亮度的后红超巨星可能会成为高光度蓝变星,而最有可能成为IIn型超新星[122]

预期的Ib型超新星的前身恒星是亮Wc星,但从未观察到;相反的发现是低光度的WC星,显而易见的是后红超巨星。WO星在视觉上相对微弱是极为罕见的,所以很难说不是前身恒星,或只是还未被观测到。尽管对许多超新星的观测仍显得不足,但附近许多非常亮的前身恒星都曾有过清楚的影像[123]。有几个热且亮的IIn型超新星前身恒星已经被检测到的例子:SN 2005gySN 2010jl都是高亮度,但距离很远的恒星;SN 2009ip的前身是像高光度蓝变星的高亮度恒星,但它是确切性质仍有争议的奇特超新星[118]

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[124]。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[125]

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[126]

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[127],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[128]。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[10]

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[129]。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[130]

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[131]。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)[132]。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[133]到每一百亿年一次[134]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)[135],已知的最近候选者是飞马座IK(见下文)[136]

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[137][138][139]

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[140]

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[141]海山二[142][143]蛇夫座RS[144][145]天蝎座U[146]KPD1930+2752[147]HD 179821[148][149]IRC+10420[150]大犬座VY[151]参宿四心宿二角宿一[131]

很多沃尔夫-拉叶星,例如天社一[152]WR 104[153]、以及五合星团中的成员星[154],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[155],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[156][157]

相关条目[编辑]

注释[编辑]

  1. ^ 数值是通过尾码"nc"的对设基-26转换,依据a=1、b=2、c=3、…、n=14、…、z=26。因此,nc=n X 26 + c = 14 X 26 + 3 = 367。
  2. ^ 对核心主要成分是氧、氖和镁组成的白矮星,坍塌通常会形成中子星。在这种情况下,只有一小部分的恒星质量会在坍缩时期被弹出。

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延伸阅读[编辑]

外部链接[编辑]