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超新星

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SN 1994D(左下方的亮點)是在星系NGC 4526的一顆Ia超新星
在這段藝術家製作的縮時影片中集合了許多遙遠的星系,偶爾可以看見超新星。每顆爆炸的恆星,其亮度都短暫的超越了其所在星系的亮度。

超新星是一顆爆炸的恆星,而且它的光度會短暫的超越整個星系,輻射出的能量如同太陽或普通恆星一生所輻射的總量。在它的光度衰退前,可以用裸眼看見幾個星期或數月[1]。這極端的亮度爆發的輻射會驅逐這顆恆星大部分或全部的物質[2],並以30,000 km/h光速的10%)的速度驅動著激波[3]進入周遭的星際物質。這個激波會清掃出一個膨脹的氣體殼層,稱為超新星殘骸的外殼。超新星是星系重力波潛在的強大來源[4]。初級宇宙射線有很大的比例來自超新星[5]

超新星比新星更有活力。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);字首的super-是為了將超新星和一般的新星有所區分,也表示了超新星具有更高的亮度。超新星這個名詞是沃爾特·巴德弗裡茨·茲威基在1931年創造的[6]

超新星可以用兩種方式之一觸發:突然重新點燃核融合之火的簡併恆星,或是大質量恆星核心的重力塌陷。在第一種情況,一顆簡併的白矮星可以透過吸積從伴星那兒累積到足夠的質量,或是吸積或是合併,提高核心的溫度,點燃碳融合,並觸發失控的核融合,將恆星完全摧毀。在第二種情況,大質量恆星的核心可能遭受突然的重力坍縮,釋放重力位能,可以創建一次超新星爆炸。

最近一次觀測到銀河系的超新星是 1604年的克卜勒之星(SN 1604);回顧性的分析已經發現兩個更新的殘骸[7]。對其它星系的觀測表明,在銀河系平均每世紀會出現三顆超新星,而且以現在的天文觀測設備,這些銀河超新星幾乎肯定會被觀測到[8]。它們作用的角色豐富了星際物質與高質量化學元素[9]。此外,來自超新星向外膨脹的激波可以觸發新恆星的形成[10][11][12][13]

觀測歷史[編輯]

亮彩突顯的段落標示出中國對SN 1054的觀測。

喜帕恰斯觀測恆星的興趣可能受到觀測一顆超新星的鼓舞(依據普林尼)[14]。最早的超新星紀錄是中國天文學家於AD185年看見的SN 185。紀錄中最亮的超新星是SN 1006,中國和伊斯蘭天文學家都有詳細的記述[15]。觀測最廣泛的超新星是SN 1054,它形成了蟹狀星雲。超新星SN 1572SN 1604是以裸眼觀測到的最後兩顆銀河系超新星,對歐洲天文學的發展有顯著的影響,因為它們被用來反駁在月球和行星之外是不變的亞里斯多德宇宙[16]約翰·克卜勒於SN 1604在峰值的1604年10月17日觀測到它,並且持續的估計它的亮度,直到第二年亮度暗淡到裸眼看不見才停止[17]。它是那個時代的人觀測到的第二顆超新星(繼第谷·布拉赫的仙后座SN 1572之後)[14]

由於望遠鏡的發展,發現超新星的領域已近擴大到其他的星系。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·閔可夫斯基弗裡茨·茲威基在1941年開啟了現代的超新星分類計畫[18]。在1960年代,天文學家發現超新星爆炸的最大強度可以作為天文距離的標準燭光,因而測量出天體的距離[19]。最近,觀測到一些最遙遠的超新星比預期的黯淡,這個現象支持了宇宙加速膨脹的觀點[20]。為重建沒有書面紀錄的超新星觀測,開發了新技術,從超新星仙后座A的日期,偵測到來自星雲回光事件[21]。從溫度的測量和來自-44的γ射線衰變[22],估計出超新星殘骸RX J0852.0-4622的年齡[23]。在2009年,從南極冰沉積物的硝酸含量的匹配,發現過去超新星事件的時間[24]

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[25]。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。」[26]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,《續資治通鑑長編》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[27]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[28]。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[29],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[30],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[31]。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[32]

發現[編輯]

超新星留下的殘骸

在1930年代,沃爾特·巴德弗裡茨·茲威基在威爾遜山天文台時,起初的工作相信這只是一種新類型的新星[33]。The name 超新星這個名詞在1931年巴德和茲威基在加州理工學院的一場演講中首度被使用,然後在1933年在美國物理學會的會議中被大眾使用[6]。1938年,連字號被取消,成為現代出現和使用的形式[34]。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[7],要獲得好的研究樣本,就需要定期監視許多星系。

在星系中的超新星,沒有任何有意義,可以預測的準確性。通常情況下,它們被發現時,都是在已經出現後了[35]。科學上對超新星最感興趣的是距離測量 --例如,做為標準燭光-- 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。業餘天文學家的人數遠遠的多於專業天文學家,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[36]

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獵取超新星。業餘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[37]。最近,超新星早期預警系統專案(SNEWS,Supernova Early Warning System)已經開始使用網路的微中子探測器來對超新星提出早期預警[38][39]微中子是一種微粒,在超新星報炸時會大量產生[40],並且它們不會被星系盤的星際氣體和塵埃明顯的吸收。

一顆爆炸的恆星[41]

超新星的搜索分為兩類:那些聚焦於相對較近的事件,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都卜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的範圍[42],在此,z 對於頻率的移動是無單位量。

高紅移超新星的搜尋,通常涉及超星光變曲線的觀察。這些都是用標準或校準燭光的哈伯圖並使用宇宙論的預測。超新星的光譜,用在研究超新星的物理和環境時,在低紅移的會比高紅移的更為實用[43][44]。低紅移的觀測也依靠哈伯曲線的低距離結束端,這是用來描述距離相對於可見星系紅移的曲線[45][46]。(參見哈伯定律

命名常規[編輯]

當發現超新星的報告送交給國際天文學聯合會天文電報中心之後,它就會分配這顆超新星的名字,並且發出通告。名字是由前綴字SN接續發現的年份和一或二個文字母組成。每年最初的26顆依序使用從AZ的字母,之後始用小寫的字母:aaab,依序排列。例如,SN 2003C,是2003年發現的第三顆超新星[47]。2005年發現的最後一顆超新星SN 2005nc,是2005年的第367顆[nb 1]。從2000年開始,專業和業餘天文學家每年都發現數百顆超新星(2005年367顆、2006年551顆、2007年572顆、2008年261顆、2009年390顆、2013年231顆)[48][49]

歷史上已知的超新星只簡單的依照發現的年份命名,它們有:SN 185SN 1006SN 1054(天關客星)、SN 1572(第谷新星)、和SN 1604(克卜勒之星)。從1885年開始採用字母命名,即使那一在只發現一顆超新星(如SN 1885ASN 1907A等等) -最後一次是1947年的SN 1947A。, SN,是超新星的標準前綴字。直到1987年,兩個字母的代號都是備而不用,但從1988年開始,每年都需要用到雙字母。

分類[編輯]

藝術家印象中的超新星1993J[50]


天文學家使用它們的光度曲線和不同的化學元素在光譜中造成的吸收線,以這一部分進行分類和試圖了解超新星。分類的第一個依據是是否存在由造成的吸收線。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)[51][52]

超新星分類法[52][51]
I型超新星
沒有氫譜線
Ia型
在亮度接近峰值時只呈現單一的、615奈米電離(Si II)譜線
熱失控
Ib/c型
矽的吸收特徵譜線微弱或是沒有
Ib型
顯示587.6奈米的中性(He I)線
核坍縮
Ic型
氦線微弱或沒有
II型
顯示氫線
II-P/L/N
完整的II型超新星光譜
II-P/L/N
沒有窄線
II-P
在光度曲線上有"高原區"
II-L
光度曲線呈現"線性"的衰減(光度相對於時間是直線。)[53]
IIn
有一些窄線
IIb
頻譜的變化類似Ib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離子吸收線。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,在峰值都會比較明亮,所以光度曲線不是I型超新星分類的主要依據。

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,但檢視它們在最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,顯示出類型的改變: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,光譜中主要是氦的譜線。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[52]

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'[52]

III、IV、和V型超新星[編輯]

弗裡茨·茲威基基於少數的超新星不能完全符合I和II型,還定義了附加的超新星類型。在NGC 4303SN 1961i是III型超新星的原型,並且是唯一的一顆,有著寬鬆的最大光度和氫的巴耳末系譜線,在光譜中緩慢的發展。在NGC 3003SN 1961f是IV型的原型,也是唯一的一顆,有著與II-P超新相似的光變曲線和氫的吸收線,但也有微弱的氫發射譜線。V型超新星是NGC 1058SN 1961V,一顆不尋常黯淡的超新星,或是假超新星,光度緩慢的升起,最大光度持續了好幾個月,並且有這不尋常的發射光譜。海山二(船底座η)的大爆發被指出與SN 1961V相似[54]。M101的超新星(1909年)和M83的超新星(1923年和1957年)也被建議可以歸類為IV或V型超星[55]

這些超新星現在都被視為II型超新星的特例,並且有更多的例子被發現,然而現在依然在爭辯SN 1961V是否是真的超新星,還是LBV爆發,或是冒名頂替者[53]

當前的模型[編輯]

系列的影像顯示在星系NGC 1365的一顆超新星爆炸,光度快速的變亮和緩慢的變暗[56]

前述天文學家給予超新星的分類代碼是很自然的分類:從超新星觀測到的光給予類型的數值,不一定是它的起因。例如,Ia超新星的祖恆星是蛻化的白矮星,因融合失控點火產生的;光譜類型相似的Ib/c超新星的祖恆星是大質量的沃夫–瑞葉星由核心坍縮點燃。下面總結了天文學家目前認為是對超新星最合理的解釋。

熱失控[編輯]

Ia超新星的形成。

白矮星可能從伴侶恆星吸積到足夠的質量,使核心的溫度提高至足夠 點燃碳融合,此時它會發生失控完全破壞了它。這種爆炸在理論上有三種途徑可以發生:從伴星穩定的吸積質量,兩顆白矮星的碰撞,或是在吸積的殼層點火,然後引燃。但是仍不清楚其中何者是主要的機制[57]。儘管還不能確定Ia超新星是如何的產生,但Ia超新星有非常均勻的屬性,是星系間距離有用的標準燭光。但對性質上漸進的變化或高紅移在不同頻率的異常光度,光度曲線和光譜是別上的微小變化,一些校準上的補償是需要的[58][59]

正常的Ia超新星[編輯]

有幾種方式可以形成這種類型的超新星,但它們共用一個基礎的機制。如果一顆-[nb 2]白矮星吸積到足夠的質量,達到錢德拉塞卡極限的大約1.44 太陽質量M[60](對不自轉的恆星),它將不再能以電子簡併壓力支撐其巨大的電漿體[61][62],並且開始坍縮。然而,目前的看法是通常尚未達到這個極限,已經獲得足夠高的溫度和密度,可以在核心引燃碳融合[63]。通常在接近極限之前(大約接近至1%),就已經坍縮了[60]

在幾秒鐘內,白矮星相當大一部份的物質會發生核融合,釋放出足夠的能量(1–2×1044 J[64],解除恆星的束縛,發生超新星爆炸[65]。產生向外膨脹的激波與物質達到5,000-20,000km/s,或大約3%光速的速度。同時亮度也大幅的增加,絕對星等可以達到 19.3等(或比太陽亮5億倍),而且只有少量的變異[66]

形成這類超新星的是密接的聯星。兩顆星中教大的一顆先演化離開主序帶,並膨脹成為一顆紅巨星。這兩顆恆星現在共享一個包層,造成它們相互間的軌道縮小。較大的這顆恆星然後傾卸掉它大部分的包層,失去質量直到它的核心不能再繼續進行核融合。在這個點上,它成為一顆主要由碳和氧構成的白矮星[67]。最後,它的伴星也演化離開主序帶成為紅巨星。來自巨星的物質被白矮星吸積,導致白矮星的質量持續的增加。儘管基本的模型被普遍接受,但精確的萌生和爆炸產生重元素細節還不清楚。

Ia新星遵循著一個特徵的光度曲線 -亮度作為時間函數的關係圖- 爆炸後,這個亮度因為從-56 經過-56到-56的放射性衰變而產生變化[66]。正常Ia超新星光度曲線的峰值是非常一致的,最大值是絕對星等 -19.3等。這使它能夠成為次要的[68]標準燭光,可以用來測量其宿主星系的距離[69]

非標準的Ia超新星[編輯]

另一種Ia超星的爆炸涉及兩顆白矮星的合併,加起來的質量可能超過錢德拉塞卡極限[70]。這一類型的爆炸還有許多的變化[71],並且在許多情況下可能沒有超新星,但預期它們的光度曲線會比正常的Ia超新星爆炸寬闊與較低的光度。

當白矮星的質量超過錢德拉塞卡極限,將會有光度異常的Ia超新星[72],而由不對稱性可能會有進一步增強的類型[73],但噴射物質的動能會少於正常的動能。

非標準的Ia超星沒有正式的子分類。曾經建議將氦吸積在白矮星上,光度較黯淡的超星分類為Iax[74][75],而這種類型的超新星可能不會將祖白矮星完全摧毀,而能留下一顆僵屍恆星[76]

一種特殊的非標準型Ia超新星發展出氫和其他的,發射的譜線給出了外觀正常的Ia和IIn超新星之間的混合物,例如SN 2002icSN 2005gj。這種超新星曾經被標記為Ia/IInIanIIaIIan[77]

核心坍縮[編輯]

超新星的初始質量-金屬量。
大質量恆星發展至核心坍縮前的洋蔥狀結構(未依照比例)。

當大質量恆星突然變得無法支撐核心維持抵抗自身的重力,會經歷核心崩潰;這是除了Ia超新星之外,其它所有類型的超新星形成的原因。這種崩潰的結果會導致恆星的外層劇烈爆炸,成為超新星,或者釋放的重力位能不足而坍塌成為黑洞中子星與少量的輻射能量。有幾種不同的機制可以造成核心坍縮:電子捕獲、超越錢德拉塞卡極限成對不穩定、或是光致蛻變[2][78]。當恆星發展出鐵芯,因為電子簡併壓力不足以支撐超過錢德拉塞卡極限的質量,於是核心坍塌成為中子星或黑洞。跟著氧融合的爆炸,在氧/氖/鎂核心的電子捕獲是造成重力坍縮的原因,具有非常相似的結果。在大量的核心氦後燃燒產生電子-正子對移除熱力學的支援,導置初始的坍塌與後續的失控核融合,結果就是成對不穩定超新星。足夠大和熱的恆星核心可能產生γ射線,能量足夠直接引發光致蛻變,這將導致核心徹底的崩潰。

下表列出已知核心坍塌原因的大質量恆星、恆星的種類、關聯的超新星類型和產生的殘骸。金屬量是除了氫和氦之外,其他元素和太陽中含量的比值。初始質量是成為超新星之前的質量,是太陽質量的好幾倍,然而當時這顆超新星的質量可能已經低了許多。

在表中未列出IIn超新星。它們可能由不同類型的潛在祖恆星經由不同途徑形成,甚至可能由Ia的白矮星引燃。雖然看起來大部分都是在明亮的巨星超巨星(包括LBVs),經由鐵芯崩潰形成的。窄光譜線是它們被如此命名的原因,因為這類超新星展開的拱星物質小而濃密[79]。看起來IIn超新星是貨真價實的假超新星,只是高光度藍變星的大規模噴發,類似於海山二。在這些事件中,新噴發的物質通過激波與之前噴發的物質交互作用,產生窄吸收譜線[80]

核心坍塌質量和金屬量的情景[2]
坍塌的起因 估計的祖恆星初始質量 超新星類型 殘骸
在簡併O+Ne+Mg核心的電子捕獲 8–10 暗II-P 中子星
鐵核坍塌 10–25 暗II-P 中子星
25–40 與金屬量和太陽一樣或較低 普通的II-P 起初是中子星,物質落回後成為黑洞
25–40 與高金屬量 II-L 或 II-b 中子星
40–90 與低金屬量 黑洞
≥40 與金屬量和太陽相似 黯淡的Ib/c,或與GRB超新星 起初是中子星,物質落回後成為黑洞
≥40 與高金屬量 Ib/c 中子星
≥90 與低金屬量 無,可能是γ射線暴(GRB) 黑洞
不穩定對 140–250 與低金屬量 II-P,有時是超新星,可能是 GRB 沒有殘骸
光致蛻變 ≥250 與低金屬量 無(或亮超新星?),可能是GRB 大質量黑洞
單獨的大質量恆星殘骸。
在一顆大質量0恆星內的演化(a)洋蔥結構的殼層,形成鐵芯 (b)達到錢德拉塞卡極限開始坍塌。核心內部被壓縮形成中子 (c)造成崩落的物質反彈 (d)並形成向外傳播的衝擊波(紅色)。衝擊波停滯(因為能量消耗)(e)但可能是與微中子的交互作用,使它重獲活力。周圍的物質被驅散 (f)只留下簡併的殘骸。

當恆星的核心不再能對抗重力,它自身向內坍塌的速度可以達到70,000Km/s(0.23c[81],導致溫度和密度迅速增加。接下來的步驟取決於恆星的質量和結構,低質量的簡併核心形成中子星,大質量的簡併核心通常大多完全坍塌成為黑洞;未簡併的核心會經歷失控的核融合。

簡併的核心開始坍塌時是光致蛻變和電子捕獲的β衰變,暴發出電子微中子。當密度增加,因此困在核心的微中子輻射被截斷。最終,內核的直徑通常可以達到30公里 [82],並且密度可以達到原子核的程度,中子簡併壓力試圖阻止坍塌。如果核心的質量大約超過15 M,然後中子簡併壓力就不足以抵擋坍塌,就沒有經過超新星爆炸的形式直接成為黑洞。

在低質量的核心,坍塌會被阻止,並形成有1,000億K,約為太陽和新溫度6,000倍,中子構成的核心[83]。熱微中子形成微中子-反微中子對的,數倍於電子捕獲微中子的數量[84]。大約1046焦耳,相當於10%的恆星靜止質量,在10秒內爆裂出的微中子是事件中最主要的輸出[82][85]。突然停止的核心坍塌和反彈在毫秒內產生激波[86],外核通過重元素的分離而失去能量。這個過程(不是很明確的瞭解)需要從微中子脈衝重新吸收大約1044foe,1044)焦耳的能量[85],產生可見的爆炸;雖然理論上也有其它的能量爆炸[82]

一些外層封包的物質會落回到中子星上,使核心的質量超過8 M,就會形成黑洞。落回的質量會降低爆炸的動能和被逐出的放射性物質,但在某些情況下,它也可能產生相對論性噴流,導致γ射線暴或異常明亮的超新星。

大質量的非簡併核心坍塌將點燃核心進一步的核融合。當核心的坍塌由不穩定對開始時,氧開始融合,坍塌可能會停止。對核心質量在40–60 M,坍塌會暫停而恆星保持不變,但當更大的核心形成後,核心的坍塌會再度發生。對核心質量在60–130 M,氧融合和更重元素的核融合會釋放更多的能量,整顆恆星都會瓦解,成為一顆超新星。在大質量恆星的質量上限,由於許多太陽質量的鎳56,超新星會異常明亮的時間會延長。核心的質量越大,核心的溫度會高得足以進行光致蛻變,可以讓整個核心成為一個黑洞[87]

II型超新星[編輯]

非典型亮度的II型超新星SN 1997D

初始質量小於8倍太陽質量的恆星從來沒有發展至核心大到足以坍塌,它們最終都是失去大氣層成為白矮星。恆星質量至少是9 M(可能需要多達 12 M[88])以複雜的方式演化,在它的核心發展出較高的溫度,逐步燃燒更重的元素[82][89]。這顆恆星成為像洋蔥一樣的層狀結構,在越外面的殼層燃燒越輕的元素[2][90]。雖然不片描述洋蔥似的結構有鐵芯,但超新星前身的大質量恆星僅有氧-氖(-鎂)的內核。這些超AGB恆星可能是主要的核心坍塌超新星,但質量越大的祖恆星,發出的光越黯淡,被觀測到的也就越少[88]

當在核心坍塌階段的超新星仍有氫的包層時,其結果是出現II型超新星。明亮恆星的質量損失取決於金屬量和亮度。金屬量接近太陽,特別亮的恆星在演化到核心坍塌之前已經失去它們所有的氫,就不會形成II型超新星。所有低金屬量的恆星,在開始核心坍塌之前仍都有氫的包層,但值量夠大的恆星會直接坍縮成為黑洞,而不會產生可以看見的超新星。

初始質量的上限大約在90倍太陽質量,或是金屬量只高一些,預期會產生II-p超新星,這是最常見的超新星類型。在中與高金屬量,且質量接近上限的恆星在發核心坍塌時將已經去大部分的氫,其結果是II-L超新星。金屬量非常低,恆星質量在140–250 M在核心坍塌時將達到不穩定對,但仍然有氫的包層和氧的核心,其結果將是II型超新星,但會噴出大量的鎳56,成為高亮度的超新星。

Ib和Ic型[編輯]

Ib型超新星SN 2008D[91]X射線(左)和可見光(右,位於星系上端遠處)圖像[92]

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[93]。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[94]

光度曲線[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[95]

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[96]

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[97],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[98]

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內核會有一個如此高的速度[99]。(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。[100]這顆中子星的速度約為375千米/秒[101]

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,從而在塌縮期間導致不均衡分布的核反應,經反彈後產生爆炸[102]。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,並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[103][104]。(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[105]

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[106]

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[107],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[108]

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,有半數左右豐度的比鐵重的元素都會在其中產生,其中包括等元素[109]。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[110]

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

超新星爆發後的遺蹟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[111]

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[112],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[113]。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[10]

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[114]。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[115]

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[116]。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)[117]。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[118]到每一百億年一次[119]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)[120],已知的最近候選者是飛馬座IK(見下文)[121]

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[122][123][124]

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[125]

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[126]海山二[127][128]蛇夫座RS[129][130]天蠍座U[131]KPD1930+2752[132]HD 179821[133][134]IRC+10420[135]大犬座VY[136]參宿四心宿二角宿一[116]

很多沃爾夫-拉葉星,例如天社一[137]WR 104[138]、以及五合星團中的成員星[139],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[140],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[141][142]

相關條目[編輯]

注釋[編輯]

  1. ^ 數值是通過尾碼"nc"的對設基-26轉換,依據a=1、b=2、c=3、…、n=14、…、z=26。因此,nc=n X 26 + c = 14 X 26 + 3 = 367。
  2. ^ 對核心主要成分是氧、氖和鎂組成的白矮星,坍塌通常會形成中子星。在這種情況下,只有一小部分的恆星質量會在坍縮時期被彈出。

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延伸閱讀[編輯]

外部鏈結[編輯]