硬核解说：宇宙中璀璨的明珠——超新星 | 赛先生天文-凯时尊龙官网

封面图：超新星1987a，图片来源：x-ray: nasa/cxc/sao/psu/d. burrows et al.

超新星并非“超级明星或者新诞生的恒星”，而是代表特定类型恒星演化至寿终正寝那一刻产生的剧烈爆发现象，是恒星死亡时刻的一次“壮观表演”。这类爆发一般会彻底摧毁恒星，伴随着极高的能量释放（每秒辐射的光度相当于100亿-1000亿颗太阳释放的总能量之和），因此是宇宙中最为耀眼夺目的天文奇观之一。超新星爆炸后一段时间内亮度不断增加，距离地球比较近的超新星甚至变得肉眼可见。

在我国古代，人们将这些天空中突然新出现的星称为“客星”。由于在古时候人们对超新星并不了解，因此这些客星不仅包括超新星，还包括了新星甚至是彗星。现在我们知道新星爆发的激烈程度要比超新星爆发暗弱1万倍以上，它们在经历了一次爆发后有可能再次爆发，而超新星爆发基本上会彻底摧毁整个星体。

我国历史上很早就有对超新星爆发的观测和记录。例如，公元185年12月7日，我国东汉时期的天文学家在靠近南门二的附近（在圆规座和半人马座之间），观测到超新星sn 185的爆发，这是人类历史上有记录的第一颗超新星。《后汉书》对超新星sn 185 有较详细的记载，原文为：“中平二年十月癸亥，客星出南门中，大如半筵，五色喜怒，稍小，至后年六月消”。这次超新星在爆发后两年都可见，如今天文学家仍然能在这个位置上找出一个明显的射电源。

又如，sn 1006是我国历史上记录到的比较亮的一颗超新星，这颗超新星发现在宋朝，并被记录在了《宋史·天文志》。文中写道：“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。”景德年间的这次超新星爆发经当时的天文官周克明占卜为吉星，这也是“景星高照”的由来。再如，《宋会要》中记载：“至和元年五月，晨出东方，守天关。昼如太白，芒角四出，色赤白，凡见二十三日。”这颗超新星是1054年爆发的超新星，后来演化成为著名的蟹状星云。

图1：哈勃望远镜拍摄的蟹状星云，图片来源：nasa, esa, j. hester and a. loll (arizona state university)

据中国古代典籍记载，自汉代到十七世纪末较为可靠的新星和超新星记录有六七十次之多，其中比较著名的客星有如下几颗：

超新星与一系列重要的天体物理研究有密切的关系，因而在天文学研究中占有非常重要的地位。在超新星爆发过程中，我们可以探测到很多极端的物理过程，如热核燃烧、激波加热、抛射物与星周物质的相互作用、放射性元素衰变等。超新星爆发时将恒星内部核聚变产生的重元素抛射出来，并且在爆发瞬间会通过中子俘获的过程形成众多比铁元素更重的元素，对星系和宇宙金属丰度的演化、生命形成都起到了至关重要的作用。我们太阳系前身就是超新星爆发的残骸重新凝聚形成的富金属的二代恒星。

其次，超新星是检验恒星演化理论的有力工具。白矮星热核爆发（又称作ia型超新星，见下一节详细介绍）及大质量恒星引力塌缩爆发是恒星死亡的两种方式，对超新星的观测研究将帮助我们了解双星和大质量恒星演化过程。

最后，超新星还是天文学家研究宇宙膨胀历史的重要探针。上世纪90年代末，天文学家通过观测研究遥远宇宙以及临近宇宙爆发的ia型超新星光度，首次发现了宇宙正在加速膨胀的惊人结果，并预示着宇宙暗能量的存在，这一发现也获得了2011年诺贝尔物理学奖。

由大质量恒星核心塌缩产生的超新星爆发中心一般会形成致密天体，比如中子星或者黑洞，并伴随着大量中微子的产生。前者是高能天体物理关注研究的主要目标，具有重要的研究价值，而后者是粒子物理学家非常感兴趣的探测研究对象。人类首次探测到的宇宙中微子便是由超新星爆发释放出来的。超新星爆发的残骸（遗迹）又是银河系内重要的射电源、x射线源以及伽马射线源，所以同样是高能物理研究的重要对象。物理学家也同样关心超新星，因为超新星爆炸提供了一个极端条件下进行核融合，以及高能粒子相互作用的实验，而这样的实验条件在地球上是无法实现的。

要了解一颗恒星，首先要看它的光谱（把能量辐射沿着波长方向进行色散）。因此光谱也是研究超新星爆发性质的主要工具。依据超新星达到光极大附近的光谱特征，我们可以对超新星进行分类。最早的分类是根据超新星光谱中是否有氢线而将超新星分为i型和ii型：i型超新星的光谱中没有氢线；ii型超新星有氢线。

而依据其它谱线特征可以进一步对i型和ii型超新星进行更为细致的分类：ia型超新星除了没有氢的谱线之外，在早期以及光极大附近处还呈现出电离硅的吸收特征，在光极大附近有显著的w型电离硫的特征（热核燃烧的产物）；ib型超新星光谱中并没有明显的硅线，但早期光谱中能够看到较强的氦线；而对于ic型超新星而言，硅线和氦线的特征都不明显。

ii型超新星的分类比较复杂，可以分为iip，iil，iib以及iin。一般而言，人们将光变曲线下降阶段是否存在“平台”而将ii型超新星分为ii-p型（有平台）和ii-l型（没有平台）。而iib型超新星则被认为是一类介于ii型和ib型之间的一种中间类型，其前身星在爆发前丢掉了较多的氢壳层物质，因而光谱中氢特征在爆发后一段时间内消失而氦的特征逐渐变强。对超新星爆发前历史档案对象的研究表明以上不同类型的ii型超新星的前身星一般是红超巨星，从iip-iib型，前身星的质量有逐渐变大的趋势。

相比而言，iin型超新星是更亮的一种子类，其早期光谱会呈现出窄的或中等宽度的氢和氦的发射线，这类特征来自超新星爆发抛射物与附近致密的星周物质相互作用产生的。这类超新星的前身星质量一般较大（大于30-40倍太阳质量），一般认为是亮的蓝变星。由于质量巨大，这类恒星在演化过程中会经历若干次较剧烈的爆发并导致大量的物质丢失。著名的海山二（eta carinae）就是属于这一类恒星，其在1837年产生了一次剧烈的爆发中产生了与普通超新星爆发相当的能量（但星体仍然存活），最亮时视星等为-1等，成为了当时地球上观测到的第二亮的太阳系外天体。

图2：不同类型超新星的光谱（图片来源：branch & wheeler 2017）

超新星具有不同的观测特征说明它们爆炸之前所处的环境以及爆炸过程很可能是不同的。恒星演化研究表明，对于质量超过8-10倍太阳质量的恒星来说，它们的内部可以经历从氢到铁的所有核反应，即当恒星演化到晚期时，中心将会形成铁核，由于铁的聚变反应是一个吸热过程，因此铁一旦出现将预示着恒星内部核反应的停止。随着铁核质量的不断增大，当其超过钱德拉塞卡质量极限时，核内部提供的的电子简并压将无法支撑恒星的自重，于是便开始了动力学的核塌缩过程。

塌缩过程使得恒星中心先形成由中子组成的“中子球”，所后从更大半径处下落的物质会撞击在中子球的表面。由于中子星核的内部能够提供比简并电子气体强的多得多的压强，因此这颗“中子球”在下落的物质面前几乎是不可压缩的。这便导致了下落的外层物质撞击在内核表面产生反弹激波，携带形成中子球时产生的中微子的部分能量，激波会将外层的物质推开，于是就产生了超新星爆发。

从爆炸机制角度而言，这类超新星属于核塌缩型超新星。理论研究表明，不仅是ii型超新星，ib/ic型超新星都属于这类核塌缩型超新星。但由于ib/ic型超新星在观测上没有氢的谱线，因此他们的前身星很可能是通过星风或双星物质相互作用而丢掉氢或氦包层，这类星在观测上被称作沃尔夫-拉叶星，通常具有极高的温度。

一些超新星因为有很详细的研究从而变得很“出名”，比如在1987年2月23日大麦哲伦星云里发现了的一颗ii型超新星——sn 1987a就受到了相当大的关注。这颗超新星距离我们只有15万光年，其爆发产生的中微子信号被地面探测器成功探测到， 这一成果获得了2002年诺贝尔物理学奖。sn 1987a是自开普勒超新星（sn1604）之后被记录的最亮的一颗超新星，甚至能够用肉眼观察到，同时也是第一颗被全波段观测研究的超新星。

在这一“历史性时刻”发生后不久，哈勃太空望远镜发射成功，并拍摄了这颗超新星的高分辨率图像，为人们研究超新星爆发的演化提供了巨大的帮助。利用其爆发之前的图像资料，人们发现sn 1987a的前身星是一颗20倍太阳质量左右的蓝色超巨星，这改变了ii型超新星只能源于红超巨星爆发的传统认识。sn 1987a 爆炸演化的一个重要特征是其抛射物高速与星周物质碰撞演化成为环恒星的“三环”星云（图3）。从环的膨胀速度推测，它们应该形成于同一时间。目前，许多理论尝试解释这些“环”的起源。比如，星风与不同演化阶段的前身星相互作用，双星并合，双极喷流，与原恒星盘相互作用等。然而对这一现象的解释还存在争议，因此它依旧是一个十分有趣的研究对象。

图3：sn 1987a形成的三环结构，图片来源：wfc3/f657n

近些年，随着探测手段的不断提高，越来越多的超新星被相继发现。仔细审视超新星这个大家族可以发现超新星观测特征并不单一，而是表现得很丰富多彩。比如从亮度上来说，有比正常超新星暗的“亚亮型超新星”，也有比正常超新星亮几十甚至几百倍的“超亮超新星”。超亮超新星的诞生率仅为正常核心塌缩超新星的千分之一，目前累计仅发现的总数不到100颗。它们似乎有一个共同的特点：倾向出现在低金属丰度的星系环境中，这表明它们的前身星可能与宇宙的第一代恒星有关。这类超新星产生高光度的物理机制目前还不是很清楚，可能的能量来源包括中心合成的大量ni⁵⁶产生的放射性衰变能，中心致密天体（如磁星）的转动能，以及爆炸抛射物与星周物质的相互作用供能等。

在2014年，科学家还发现了一颗有史以来最奇特的超新星iptf14hls(=sn 2016bse)。清华大学超新星研究团队与美国加州理工大学帕洛玛山超新星工厂团队共同发现和研究了该超新星。该超新星呈现了前面提到的富氢的ii型超新星光谱特征，但要比后者亮10倍且演化的非常缓慢。自2014年9月被发现后的约2年时间内产生了至少5次大规模的爆发现象，在光变曲线上产生了5个显著的能量峰。历史图像资料显示该超新星在1954年就产生过一次比较强烈的爆发，显然在经历那次爆发后该超新星仍然存活了下来，表明其前身星应该为一颗超大质量恒星。该超新星多次的爆发、产生的高光度、缓慢的光谱演化等对当前的超新星理论模型提出了严峻的挑战。

从观测的角度分析，ia型超新星的爆炸机制与核塌缩型超新星完全不同。首先，ia型超新星光谱中没有氢线，且在早期光谱及光极大处体现为高速的中等质量元素的一次电离吸收线，其中一些早期光谱中探测到cii吸收线，而晚期的星云相主要由铁的禁线主导。其次，大部分ia型超新星都有较为均匀的光谱和光变曲线。最后，ia型超新星似乎对寄主星系没有选择性，即在所有类型星系中都探测到了ia型超新星。

基于ia型超新星的观测特征，我们可以对其爆炸过程作出一定的限制。通过其光谱中没有氢线和氦线可以推断出其爆炸很可能来自于质密天体；根据其爆炸抛射物的速度所推断的动能能够与碳氧元素爆炸式核合成所释放的能量相比拟；从光变曲线的特征来看，从ni⁵⁶到co⁵⁶到fe⁵⁶的放射性衰变模型能够很好地吻合光变曲线的形状。因此可以推断出，ia型超新星很可能来自于白矮星的热核爆炸。

然而对于氦白矮星而言，其内部发生爆炸式核合成时所对应的质量范围大约只有0.6-1.0太阳质量，因此爆炸产生的能量过低，并且氦的爆轰所产生的元素主要以钙、钛等“重硅族元素”组成，并非铁族元素。而氧氖镁白矮星吸积物质的演化结局更可能是通过电子俘获过程塌缩为中子星，属于核塌缩型超新星。因此，ia型超新星是起源于吸积碳氧白矮星的热核爆炸这一观点目前已经被普遍接受。

超新星所处的单星或双星系统是从何而来的呢？这一问题涉及到超新星的前身星。对其前身星的研究有助于我们更好地了解恒星、双星以及多星系统的演化。

我们先以ia型超新星为例。如前所述，ia型超新星来自碳氧白矮星的热核爆炸，然而白矮星是如何增加自身质量到钱德拉塞卡质量极限的？目前被广泛讨论的前身星模型主要有两种，一个是单简并星模型，另一个是双简并星模型。

在单简并星模型中，碳氧白矮星与一颗非简并伴星构成双星系统，这颗非简并伴星可能是主序星、亚巨星、红巨星或者是氦星。随后伴星通过某种方式（自身演化充满洛希瓣或者自身的星风物质损失）将其自身的富氢或富氦物质转移到白矮星表面并发生热核燃烧，这个过程逐渐增加了白矮星的质量。

当白矮星的质量增加到接近自身最大稳定质量极限——钱德拉塞卡质量极限时，其内核中心或接近中心的位置开始点燃失控式热核燃烧，并随后发展成为超新星爆炸。从单简并星模型所得出的光变曲线和光谱都与观测吻合地很好，并且在这一模型中，白矮星爆炸时的质量都十分接近，因此可以很自然地解释ia型超新星光度同一性问题。同时，从星周物质可以发现，超新星爆炸早期来自伴星抛射物的光学及紫外辐射的探测，以及超新星爆炸残留物被星风剥离的痕迹等都能够一定程度上支持单简并星模型。

然而，这一模型也面临不小的挑战，比如ia超新星的光谱中普遍并没有探测到氢的发射线，暗示了爆炸抛射物剥离伴星的富氢物质这一现象并不明显，同时理论给出的单简并星模型诞生ia星超新星的诞生率也无法和观测相比拟。

在双简并星模型中，由两颗白矮星组成的双星系统相互绕转。此时，引力波辐射会消耗双星系统的轨道角动量，两颗白矮星会逐渐靠近以至于最终发生并合。根据传统观点的假设，如果两颗白矮星的总质量超过钱德拉塞卡质量极限，那么并合后会诞生ia型超新星。

双简并星模型在解释一些观测特征上具有一定的优势，比如它可以解释观测上没有认证残留伴星的存在这一事实、大部分ia型超新星没有氢线和氦线、ia型超新星的诞生率和延迟时标分布（从双星系统诞生到ia型超新星爆炸所经历的时间），以及超亮超新星的成因等。

然而，双简并星模型也并不完美，比如由于双白矮星并合具有较为宽泛的质量分布，因此在解释ia型超新星一致性问题上存在困难。再如，很多研究表明，双白矮星并合的结局有可能是塌缩为中子星，而不是发生热核爆炸。因此到目前为止，没有任何一种前身星模型能够完美地解释ia型超新星的所有观测特征。

不同于ia型超新星，ib/ic和ii型超新星与其前身星系统之间可能并没有十分明确的一一对应关系。主要原因是核塌缩型超新星的前身星是大质量恒星，由于在大质量恒星演化过程中，很多过程比如星风物质损失，内部复杂的核反应与弱反应等都具有很大的不确定性，并且大质量恒星的演化结局受金属丰度，也就是前身星所处的寄主星系环境影响很大。因此，探索大质量恒星的演化结局是一个十分有趣的话题。

以太阳金属丰度（星族i）的恒星演化为例，中小质量恒星演化后期主要以碳氧白矮星为主（单星演化诞生孤立氦白矮星的延迟时标长于宇宙学时标）。随着主序星质量的增加，7-10太阳质量的主序星演化后期会经历超渐近支巨星（sagb，super-asymptotic giant branch）阶段[1]，其内部的碳氧核会在一定情况下于非中心处点燃碳，最后所生成的白矮星将会是碳氧氖混合白矮星或氧氖镁白矮星，其中质量偏大的会形成电子俘获型超新星。

初始质量在8-25太阳质量的主序星的命运都将是经历核塌缩（比如ii型超新星），它们经历核塌缩超新星爆炸后会留下残余天体——中子星，但是质量在25-50太阳质量的主序星超新星爆炸后由于物质回落机制，将直接塌缩成黑洞。对于质量50-60太阳质量以上的恒星，其主序阶段的星风物质损失过程将具有极大的不确定性，由星风物质剥离壳层的程度不同，可演化为不同类型的沃尔夫-拉叶星，这些沃尔夫-拉叶星很可能就是ib/ic型超新星的前身星，此外，这些大质量恒星经历超新星爆炸后会诞生中子星还是黑洞也十分的不确定。对于质量在30-133太阳质量的氦核而言，其演化过程中会经历“对不稳定性”[2]，最后发生对不稳定性超新星爆炸（氦核质量在35-50太阳质量这一很窄的范围内时，可能诞生脉动对不稳定性超新星），而它们前身星则是70-260太阳质量的超大质量恒星。

图4：不同质量的恒星初始质量与最终质量之间的关系，图片来源：woosley & heger 2002

经过数十年以来的努力，我们已经对超新星有了较丰富的认识，但仍有许多问题等待着我们去探索。比如，ia型超新星的多样性起源问题，超亮超新星的能源机制问题，一些奇特超新星的爆发机制核问题等等。

未来，随着国内新的大视场巡天项目的投入运行（如美国放在南半球的lsst项目以及我国紫金山天文台－科大联合建设的2.5米宽视场望远镜），上百万颗超新星将会被发现。同时理论方面的研究也在进一步深入，我们相信蕴藏在恒星晚期走向凤凰涅磐中的疑问能够在可预见的未来被一一解开。

注释：

[1]: 恒星演化到渐近支巨星（asymptotic giant branch）阶段时，存在一个核质量——光度关系。内核质量越大，光度越高。人们将那些比较亮的（通常内核是一个简并氧氖核）超渐近支巨星称为sagb星。sagb星所对应的主序星质量大约是7-10太阳质量。

[2]: 对不稳定性超新星所对应的前身星质量范围可以从140太阳质量到260太阳质量。这类大质量恒星演化到中心氦耗尽时，中心温度、密度可能处于一定的范围，使得正负电子对大量产生，并使得气体内能对压强的贡献降低。当这种不稳定性发生后，恒星会快速收缩，直到爆炸式氧和硅燃烧发生。最终，这类恒星会被热核驱动的爆炸所完全摧毁。

参考文献：

1.  “the matter beyond the ring: the recent evolution of sn 1987a observed by the hubble space telescope”, j. larsson, c. fransson, d. alp et al. [arxiv: 1910. 09582]

2. “optical spectra of supernovae”, a. filippenko, ara&a, 1997, 35: 309-355

3. “progenitors of type ia supernovae”, b. wang & z. han, new astronomy reviews: 56 (2012) 122-141

4. “the evolution and explosion of massive stars”, s. e. woosley & a. heger, reviews of modern physics, 2002, 74

5. “the nucleosynthetic signature of population iii”, a. heger & s. e. woosley, apj, 2002, 567, 532

6. “on the evolution of super agb stars with one degenerate cores: the case of a 10 msun model ” c. ritossa, e. garcia-berro, & i. iben, mmsai, 1996, 67, 675

7. “rejuvenation of helium white dwarfs by mass accretion”, k. nomoto, pasj, 1977, 29, 765

8. “luminous supernovae”, a. gal-yam, science, 2012, 337, 927

9. “supernova explosions”, d. branch, & j. c. wheeler, 2017