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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。對於大質量的恆星,由於質量巨大,在它們演化到後期時,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。

1 超新星 -概述

超新星,英文名為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,以及更稀少的分佈和不同的形成機制。根據韋氏詞典,supernova一詞最早在1926年見於出版物中。 

2 超新星 -形成原理

超新星迄今最古老超新星已125億歲

質量介於太陽的8~25倍之間的恆星會在一場爆發中結束自己的生命。當恆星爆發時的絕對光度超過太陽光度的100億倍、中心溫度可達100億攝氏度,新星爆發時光度的10萬倍時,就被天文學家稱為超新星爆發了。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。恆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,並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,這被稱作超新星遺迹。

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雲,這是新的恆星誕生的重要啟動機制。

3 超新星 -主要形成

1、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恆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並驅散恆星的外層物質。

超新星中子星-內部結構模型圖

2、一顆白矮星可能會從其伴星那裡獲取並積累物質(通常是通過吸積,少數通過合併)從而提升內核的溫度,以至能夠將碳元素點燃並由此導致熱失控下的核聚變,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)的恆星內部的核聚變爐無法提供足夠的能量時,恆星將走向坍縮;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引力坍縮的過程后是無法形成超新星的。

超新星白矮星-內部結構模型圖

4 超新星 -主要分類

天文學家把超新星按它們光譜上的不同元素的吸收譜線分成不同類型。區分不同超新星類型的第一個要素為光譜中是否存在氫的吸收譜線:如果超新星的光譜中存在氫的吸收譜線系(在可見光頻段內稱為巴耳末系),則這類超新星被劃分為II型;否則則被劃分為I型。在這一基礎上,還可以根據光譜中其他元素的吸收譜線和光度曲線(描述超新星視星等隨時間變化的曲線)的形狀來劃分出更細的類別。

類型特徵
I型 沒有氫吸收線 
Ia型沒有氫、氦吸收線,有硅吸收線 
Ib型沒有氫吸收線,有氦吸收線 
Ic型沒有氫、氦、硅吸收線 
  
 II型有氫吸收線
II-P超新星 在光度曲線上有一個"高原區"
II-L超新星光度曲線呈"線性"的衰減

5 超新星 -相關模型

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並達到了約為1.38倍太陽質量的錢德拉塞卡極限(對於一個不發生自轉的恆星而言),它將無法再通過電子簡併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。 

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型超新星具有特徵性的光度曲線,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。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用作天文學上的標準燭光,從而用於測量距它們宿主星系的距離。不過,2009年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。   

Ib和Ic型

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
超新星超新星

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。在恆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恆星自身巨大的引力導致的坍縮。 

在這樣過程的後期,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。並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並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) 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併壓力。如果恆星的質量足夠大,則這個內核的質量最終將有可能超過錢德拉塞卡極限,這樣電子簡併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,並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了向外的簡併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並釋放中子,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)合併,產生中子和逃逸的中微子。

超新星超新星

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聚變反應並形成鐵核(b)。鐵核的質量達到錢德拉塞卡極限並開始坍縮,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(可能與中微子的相互作用有關)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后回落的物質總量),坍縮后的剩餘產物是一顆中子星;對於高於這個質量的恆星,剩餘質量由於超過奧本海默-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,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),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坍縮為黑洞,不過這個極限由於模型的複雜性計算起來相當困難。但據2009年的觀測顯示,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。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。

光度曲線

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等,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。

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相互作用,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。 

不對稱性

超新星合成的圖像
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餘緻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,但具體這個動量是通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。 這顆中子星的速度約為375千米/秒具體而言,這種內核上方產生的大尺度對流能夠造成局部的元素丰度變化,從而在坍縮期間導致不均衡分佈的核反應,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,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。(一個類似的模型也被用來解釋長伽瑪射線暴的產生。)

Ia型的核坍縮

由於Ib、Ic以及多種II型超新星具有類似的機制模型,它們被統稱為核坍縮超新星。而Ia型超新星與核坍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。核坍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。

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,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。

6 超新星 -觀察歷史

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 1572和SN 1604是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。

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20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。

2012年9月日本研究人員發現,大質量恆星在結束一生時發生超新星爆炸時,從殘骸釋放出的X射線的強度受到太空中飄浮的星際氣體濃度影響。

7 超新星 -命名規則

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;而第二十六以後的則用兩個小寫字母命名,以aa、ab、ac這樣的順序起始。專業和業餘天文學家每年能發現幾百顆超新星(2005年367顆,2006年557顆,2007年584顆,2008年278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。

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。

8 超新星 -研究意義

超新星Spitzer太空望遠鏡紅外照片
超新星處於許多不同天文學研究分支的交匯處。超新星作為許多種恆星生命的最後歸宿,可用於檢驗當前的恆星演化理論。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。而爆炸的遺迹如中子星或黑洞、膨脹氣體雲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(重於碳但輕於鐵)。而重於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。星系物質丟失以及恆星形成等可能與超新星密切相關。 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。

9 超新星 -主要影響

重元素
超新星超新星

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。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,其中包括鈈、鈾、鐦等元素。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,而且不能產生比鉛更重的元素。

恆星演化

超新星爆發后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。

地球影響

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,它是一顆據地球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。

超新星示意圖:金和銀從超新星爆發中產生

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迹。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。

2012年科學家研究發現,超新星爆炸可產生稀有的重金屬,如金和銀。可以產生銀的超新星比可以產生金的超新星更大質量的恆星數量更多。這種宇宙尺度的不對稱可以解釋在地球上為何銀的儲量要遠遠大於金的原因。

10 超新星 -著名超新星

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。《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藉助它的光芒在半夜閱讀。」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——產生蟹狀星雲的一次超新星爆發,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。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,這是人類首次發現河外星系中的超新星,也是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。

2012年1月——哈勃太空望遠鏡探測到了最遙遠的1a型超新星,這顆超新星距離地球90億光年之遙。它是截止到當時發現的最遠超新星,為研究早期宇宙提供線索。

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