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日志

 
 

宇宙中的超新星爆发(Burrows 2000)  

2012-09-01 06:51:59|  分类: 外论选译 |  标签: |举报 |字号 订阅

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Nature, vol 403, 17 February 2000, 727-733

述评

宇宙中的超新星爆发

Supernova explosions in the Universe

 

亚当·伯罗斯(Adam Burrows

美国图森亚利桑那大学天文系(Department of Astronomy, The University of Arizona, Tucson, Arizona 85721, USA. e-mail: aburrows@as.arizona.edu

 

自我们银河系诞生以来,已经有过大约 1 亿次超新星爆发,这些爆发使得银河系中重元素的含量增加,其中包括我们呼吸需要的氧、我们的汽车中使用的铁、我们的骨骼中包含的钙、我们脚下的石头中具有的硅。这些爆发的恒星还影响新的恒星的诞生,并且是照射着位于地球上的我们的高能宇宙线的来源。每颗超新星爆发具有的巨大能量( ~ 1051 尔格,或者说 ~ 2.5×1034 TNT 当量)和动量,也许在星系在早期宇宙中形成的时候对它们的形状起到了一定的影响。超新星现在常常用来测量宇宙的几何特性,并在最近已经牵涉到一个几十年未解的谜,即 γ 射线暴的起源问题。这些发展,与我们对超新星理论知识的概念上的大提高一起,已经使得超新星成为天体物理学注意力的中心。

 

超新星在宇宙的动力学和形态发展中起着关键性的作用。它们还是现在天文学家中间狂热地争论者的许多问题的症结所在。超新星的一种次型,即所谓 Ia 型,现已被证明是天文学家探测宇宙大小和几何特性的最准确的依据。另一种所占比例未知的次型,即核坍缩超新星,也许是 γ 射线暴的来源。作为现有元素的主要来源,超新星本身是恒星和星系演化的首要推动者。超新星和 γ 射线暴都是宇宙中最强烈的爆发,而且最近的观测上和理论上的突破以及对于超新星所起的多种角色的重新评价已经开创了这方面研究的新纪元。我想在此从一个理论学家的角度对这些新的发展作一次概要的介绍。具体地说,我将纵览一下超新星的理论,然后将深入到核坍缩超新星爆发的物理状况,进而概括一下已经可以看到的超新星和 γ 射线暴之间的联系,最后突出介绍 Ia 型超新星作为“标准烛光”用来测量宇宙的几何和动力学特性所起的作用。本文的清晰和不可避免的潜台词是,超新星和它们所产生的各种结果,已集中地成为天体物理学和宇宙学的一些基本问题。

关于超新星的一般理论

一颗大质量恒星的自身价值,在它濒临死亡的时候才最清楚地显露出来。所有的恒星,诞生后依靠热核反应维持生存,而死亡后,留下的只是很小的残骸。大多数恒星,包括我们太阳在内,这样的残骸将是半径接近地球、质量接近 0.51.0 太阳质量(M)的碳氧白矮星,它们的中心密度为钨的 ~ 107 倍。小质量恒星死亡和白矮星诞生很缓慢,要几百到几千年,其间抛射出死亡恒星的巨大的外部包层。它们不会发生爆发。致密的白矮星残骸,只要是孤立的,然后就冷却变暗。

相反,一颗质量大于 ~ 8 M 的恒星就不会那样呜咽着死去。它不会温文尔雅地抛射出包层寂静而亡,在这样一颗恒星最后的热核反应阶段在核心中产生的白矮星继续改变着它的元素组成, 质量和密度继续增长, 直到它的质量接近 1.4 M 即所谓“钱德拉塞卡”质量 [ 1,2 ] 。一颗铁白矮星或者氧氖镁白矮星,在正常情况下依靠电子简并压强支撑着重力,但在达到上述质量之后,就不足以保持稳定而开始坍缩。由于泡利不相容原理,在大质量白矮星达到的很高的密度之下,它们的电子变成了相对论性的。与非相对论性的气体不同,相对论性的气体具有较柔和的状态方程,较容易在无法逃脱的持久重力的作用下压缩。在一秒钟之内,一颗也许已经生存了一千万年、把它的氢一步步变成了越来越重元素的恒星的核,发生向内的爆炸,从地球大小变成一座城市大小,密度达到超过原子核的密度,而速度达到光速的四分之一。达到了原子核的密度(为钨的 ~ 1013 倍),物质就几乎不可压缩,因此星核发生反弹 [ 3 ] ,回弹到内落的内包层中,并且像一个活塞一样,产生很强的激波,在很短的时间内克服内爆包层质量的阻碍,成为超新星爆发。这种猛烈的爆发使大质量恒星解体,把新合成的重元素(例如氧、碳、镁、硅、钙、硫和放射性的 56Ni)抛进星际介质中,并在周围星际气体中吹出一个好多秒差距大小的洞,本身则变得极其明亮,在几个月内可以与它所在的星系相比。它的残骸最常见的是一颗大小为 20 千米的中子星,平均密度接近原子核的密度,自转周期为几毫秒到几秒,并具有 ~ 1012 高斯的表面磁场。把上述周期和磁场恰当地结合起来,这样的天体就是一颗射电脉冲星。天文学家已经在银河系中发现 1000 多颗这样的射电脉冲星, 它们每一颗都是在超新星爆发中诞生的 [ 4 ] 。有名的蟹状星云脉冲星就是一颗这样形成的脉冲星,现在在射电、光学和X射线频率上都有周期为 ~ 30 毫秒的脉冲,周围是超新星爆发形成的发射 X 射线的遗迹,这颗超新星本身在公元 1045 年被人类目击到,曾像夜空中的金星一样明亮。图 1 描绘了核坍缩和中子星形成的各个阶段。

大质量恒星的星核的引力坍缩并不是引起超新星爆发的唯一原因。在小质量恒星死亡时产生的碳氧白矮星可能位于密近双星之中,有一颗恒星伴星。在这些双星中,有一小部分,伴星上的物质会被白矮星的引力拽拉作用剥离,并吸积到白矮星上,其速率足以使白矮星的质量达到钱德拉塞卡质量。与死亡中的大质量恒星的星核一样,坍缩就随之发生。可是,因为这些白矮星主要由碳和氧组成,没有更重的像铁之类接近原子核束缚能曲线峰值的元素,所以很快压缩和变热,以致不是发生内爆,而是使白矮星再次发生热核反应而焚化。当多达一个太阳质量的物质通过热核反应变成了铁锋元素和中等质量元素(例如像钙、硅、硫、氖、镁)时,整颗恒星爆发解体,之后,除了受到猛烈扰动的那颗曾流出物质的伴星之外,什么东西也不留下 [ 5 ] 。在某些模型中,那颗曾流出物质的伴星也是一颗白矮星,在这种情况下,就完全没有什么东西留下。无论是哪种情况,都会抛射出大量的重元素,尤其是 56Ni ,它具有放射性,会衰变成 56Co(半衰期 8.8 天),然后衰变成稳定的 56Fe(半衰期 111.3 天),这些衰变提供的能量使得它的光学光变曲线(光度随时间变化的曲线)升高,可维持几个月,在此期间可以穿过整个宇宙看到它 [ 6,7 ] 。天文学家认为,这些超新星就是所谓的 Ia 型超新星。如果没有放射性加热,这类超新星碎片的绝热膨胀将使它们冷却,不到 1 小时就会变得几乎看不见。核坍缩超新星与 Ia 型超新星相比更为常见,数量上前者大约是后者 10 倍,然而后者铁的产量,大约多达前者的 10 倍,于是峰值的光度也就常常高过 10 倍,并且是壮观的原子核 γ 射线发射线和连续谱的来源 [ 8 ] 。正是利用这些明亮的超新星,观测者现已获得了关于宇宙几何特性的最好而且也许是最令人激动的信息。

天文学家使用观测判据而不是理论判据来给超新星分类。一颗 I 型的超新星(例如像 Ia 型超新星)在其光谱中没有氢线,而一颗 II 型的超新星光谱中氢线很显著。在大麦哲伦云(LMC)中的一颗划时代的超新星 SN 1987A ,是一颗核坍缩超新星,它爆发前是一颗 ~ 1520 M 的蓝超巨星,半径 ~ 4×107 千米 [ 9 ] ,而不是通常所遇到的那种半径为 ~ 109 千米的红超巨星;然而,它不如 II 型超新星明亮,并且很早就依靠 56Ni 来增强它的已经减弱的光学光变曲线。并没有任何理由可以怀疑这次爆发本身不是通常的核坍缩类型的爆发。光变曲线和光谱反映的更多是它的前身恒星的半径、化学组成和膨胀速度,而不是它爆发的机制。对于理论学家来说,要达到临界的钱德拉塞卡质量对于各种类型的超新星都是共同的要求,而超新星爆发的机制,则可以是达到原子核密度的内爆和随之产生的流体动力学抛射,也可以是由于热核反应引起的逃逸和爆发性焚化。

在宇宙中平均每秒钟大约有一颗超新星爆发,在我们银河系中,每 ~ 3050 年有一颗超新星,而每 ~ 300 年有一颗 Ia 型超新星。超新星的搜寻者,令人深感奇怪地使用只是中等口径的望远镜,现在每个夜晚可以发现十多颗河外的超新星,其中大多数是明亮的 Ia 型超新星。在银河系中,现已知道的超新星遗迹大约有 200 个,这些遗迹都不过是最近爆发的超新星的射电、光学和 X 射线的余辉。在最近的一千年中,人类已经在我们银河系中目击和记录下来 6 颗超新星(表 1)。

 

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 一颗星核坍缩成初生中子星顺次发生的事件。它起初是一颗具有洋葱一样的一层层结构的大质量恒星,经过白矮星核心内爆,到星核反弹和激波形成,到爆发前的原中子星阶段,最终在爆发后进入冷却和孤立中子星阶段。这幅图并不按照比例来画。波形箭头表示逃逸的中微子,而直线箭头表示质量运动。

 

由大质量恒星形成的超新星

一颗恒星的第一个热核反应阶段是在它的核心把氢聚变成氦。随着核心的氢被消耗完,大多数恒星随后就进入壳层氢燃烧,再后进入核心氦燃烧。后者燃烧后的产物主要是碳和氧,小质量恒星不会进一步超越这个阶段。然而,质量由 ~ 8 M ~ 60100 M(上限取决于诞生时重元素占的比例)的恒星,将进入碳燃烧,其产物主要是氧、氖和镁 [ 1,2 ] 。对于质量大于 ~ 910 M 的恒星,碳燃烧的产物也能达到足够的温度而点燃,它们燃烧的产物主要是硅、硫、钙和氩。最后,这些产物点燃,产生铁和其他靠近原子核束缚能曲线顶峰的同属元素的各种同位素。只有在较轻的元素聚变形成直到铁属为止的元素时,反应才是放热的,对于更重的元素情况就并非如此。因此,在大质量恒星热核反应活动的终点,它具有洋葱一样的一层层的结构,其中,铁或氧氖镁的星核嵌在由原子量一层层减小的元素组成的一个个壳层之中,这些壳层的密度和温度也一层层降低。最外层是尚未燃烧过的氢和“原始”的氦。一种常见的嵌套形式是 Fe ——〉Si ——〉O ——〉He ——〉H 。“氧”壳层中的氧是宇宙中氧的主要来源,因为在较为稀少的 Ia 型超新星抛射的物质中几乎没有氧能留存下来。这些壳层的元素成分不是纯的,而是许多元素和同位素的混合物,其壳层名称中的元素只是其中一种。上述描述是一颗大质量恒星的化学组成和原子核天体物理状况的粗糙的简化。令人奇怪的是,虽然这样的恒星核心区域很热,但是其中的高密度和组成原子核的核子在原子核内整齐的排列使得比熵变得很低。事实上,一颗恒星由诞生到死亡,它的整个演化过程就是无情地减小核心的熵。在熵很低的情况下,压强主要是由简并自由电子的零点费米运动造成的,而不是由原子核组成的理想气体所造成。重要的是,钱德拉塞卡极限质量的概念仅对这样的简并物质才适用。

 

1  在最近1000年内在我们银河系和大麦哲伦云中爆发的超新星

 

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这些“历史上的”超新星只是总数的一部分,这是因为大多数超新星由于遍及银河系的尘埃的遮蔽而不能看到。因此,据估计,上述几颗历史上的超新星仅占自公元 1000 年以来爆发的银河系超新星的大约 20 % 。其中包括了 SN 1987A,它不是在银河系中爆发的超新星,而是位于大麦哲伦云中(它是银河系最近的伴星系之一);RX J0852-4642 [ 77,11 ] ,这是一颗不久前( ~ 公元 1300 年)爆发的超新星的遗迹,离开我们距离非常近,可是在历史上没有记录,这也许是因为它位于南半球(不过事实上原因并不知道);还有 仙后 A ,这也是一颗在历史年代爆发的超新星的遗迹,可是它的猛烈的爆发却没有在目视光波段显示出来,以至只有十七世纪天文学家约翰·弗拉姆斯提德留下了不太明确的纪录 [ 78 ] 。表中列出的距离和达到峰值时的目视星等,除了 SN 1987A 之外都是最佳的猜测。天文学的星等系对数标度,由公式 MV = -2.5 log10(亮度)+ 常数给出。因此,亮度每增加十倍,星等就减小 2.5 。作为比较,月亮接近 -12 星等,金星最亮时为 -4.4 星等,而好的肉眼可以看到的最暗的星星约为 +6 星等。

 

在核坍缩时,外部的壳层并不运动。它们对迫在眉睫的劫难木然不觉,直到星核中产生的超新星激波冲击到它们并把它们抛射出去。因此,大多数碎片的化学成分在大质量恒星宁静燃烧的阶段就已经确定了。超新星爆发仅仅是把这些壳层发散到空间中去(速度为每秒 ~ 10,000 ~ 20,000 千米)。不过,受冲击的内包层物质可以达到足够高的温度,引起爆燃,使“硅”壳层中某些物质变成铁锋元素的原子核,“氧”壳层中的某些物质变成铁锋元素原子核和中等原子量的原子核,而“碳”壳层中的某些物质则变成了氧。这一后续过程改变了中等原子量和铁属元素的产量,并在内部的喷出物中产生例如 56Ni 57Ni 44Ti 之类的放射性同位素。这些放射性同位素是核坍缩超新星后期光变曲线的重要能源,并且事实上已经被 γ 射线卫星直接检测到(对于 SN 1987A [ 8 ] 仙后 A [ 11 ] )。平均而言,每颗核坍缩超新星,56Ni 57Ni 44Ti 的产量分别在 0.07 M 0.0015 M 0.0001 M 左右,不过有个别的例外。这些产量平均值、银河系的超新星爆发比率和银河系的演化理论合在一起,所得出的这些放射性同位素产生的稳定同位素 56Fe 57Fe 44Ca 的目前的累积丰度,与太阳系中的情况一致。

元素的起源在最近的 40 年中一直是天体物理学的一个中心焦点 [ 12 ] ,但是同等重要的是确定核坍缩超新星爆发的机制。一种可能有的想法是内爆星核的反弹和回弹产生了初期的激波,并以单一的巨大推力推动它,为了解释超新星的冲击波和原中子星的同时生成,这些本来都是必需的 [ 13 ] 。然而,这种激波在半径 ~ 2030 千米处形成,它必须穿过百分之好几十太阳质量的内落物质。在这一过程中,在最初的强大激波后面产生的许多兆电子伏(1 兆电子伏 = ~ 1010 开)温度下,它所遇到的中原子核会解体成为核子。这是吸热过程。此外,并且几乎是超新星所独有的,在坍缩其间所达到的高温和高密度状态下,所有三种味的中微子(尤其是由新释放的自由质子俘获电子产生的 ne 中微子)都会大量地辐射出来。最初的中微子光度可以达到每秒 ~ 1054 尔格,等价于每秒 0.5 M c2  [ 14 ] 。在中微子能量损失和原子核崩溃之间,初期激波没有任何机会生存下去;这样的能量和压强障碍使得它大大地衰弱下来,并且是发生在它生成之后仅仅 1020 毫秒之内,它在半径 100 200 千米之间停止下来,变为准静态的吸积激波 [ 15 ] 。实际上,波阵面停止了沿半径向外传播,然而内部质量向外的传播在继续,当内落的壳层以每秒 30,000 70,000 千米的速度到达它的时候,激波受压缩和加热,于是形成初生的原中子星。

因为前身恒星外半径为 106109 千米,而且以吸积激波为界的原中子星中许多物质具有负的速度,这是事情的一种不能令人满意的状态。现在理论学家要寻求的是确定吸积激波怎么会重新运动起来获得新生,成为超新星爆发(具有非常大的正的速度)。完全是做文字游戏,这是一个包藏在谜中之谜中的谜团。在过去的 15 年中,已经向着解决这个处在隐藏着的恒星核心中的谜团取得了实质性的进展。

谜底看来涉及到中微子,它们是爆发的驱动者 [ 16-18 ] 。原中子星在许多方面是很奇怪的,尽管众所周知中微子与物质的相互作用很弱,可是重要的是,它们将部分地截留在超密的星核内部。在产生之后,紧接着,它们不是立刻就以光速成束流出,而必须弥散开来以后逃逸。因为中微子吸收和散射的平均自由程在中心处是几米 [ 19 ] ,而由中心到无穷远的平均自由程数量为 ~ 104106 ,这个天体是一个具有表面发射的“中微子星”,它的表面是一个类似于太阳光球层的中微子球层。中微子的特征流失时间是秒,而不是在毫秒内离开原中子星。时间之所以变得这么长,是因为截留的轻子和能量会泄漏出热,使原中子星膨胀,从而影响它变成更致密的冷中子星 [ 20 ] 。这样的演化时标已经在 13 年前被两个很深的地下矿井中的检测结果证实,这些结果表明 SN 1987A 的中微子历时 ~ 5.5 ~ 12.5 [ 21,22 ] 。这些观测结果与各类中微子发射具有的总能量 ~23)×1053 尔格相一致,这与一颗中子星的引力结合能相等,而比冲击波的动能大 100 多倍。在这一短暂的脉冲期间,超新星中微子光度可以与可观测宇宙的总的光学输出相匹敌。因此,从能量的角度来看,超新星的光学发射不过是更重要的事件的副产品,这一更重要的事件就是参与中子星形成的中微子暴。原则上,中微子是超新星爆发机制和中子星诞生两者的内部动力学的最好的直接探测工具 [ 21-29 ] 。其结果,作为对邻近星系中核坍缩超新星的预期,一个由多架巨大的地下中微子望远镜组成的网络,已经建立起来投入观测,运气好的话,将可以收集到数千次超新星中微子事件 [ 25-29 ]

可是,由逐渐沉淀的内核发出的中微子辐射,其泄漏的能量怎样重新提高激波的能量并发动一次爆发呢?关键在于,事实上,虽然能量是由内核辐射出来的,并且这个内核随着时间变得越来越束缚起来,但是它的被吸积激波围起来的包层因吸收了一部分逃逸的中微子流而变热。这一区域紧靠在停滞的激波之后,其中发生着纯加热,称为“增益”区域 [ 30 ] 。如目前所预料的,这一由星核到包层的中微子中介能量转移是这种机制的根本所在。如果没有来自还在坍缩的外核的质量吸积,中微子加热包层将不能稳定,不足以引起爆发 [ 31 ] 。吸积压强的挤压作用是保持激波继续存在的全部原因。然而,因为质量吸积的物质来源是按一层层的层次加入进来的,内落就逐次向恒星的更外层发展,所以星核上的质量吸积速率(dM/dt)不可避免地会随之衰退。因此,超新星是衰减的中微子光度与递减的 dM/dt 之间的一种赛跑。使增益区域膨胀、维持或增进中微子的光度的任何过程,或减小 dM/dt ,都会促使爆发发生。当中微子与物质解耦时中微子转移的具体细节也显得很重要 [ 32 ] 。因此,停滞激波恰好滞留了它应滞留的时间,也许为几百毫秒到几秒,直到达到爆发的临界条件 [ 33 ]

在上述停顿时期星核中的状况是目前研究的焦点。把不同前身恒星之间密度曲线与自转曲线两者的变化 [ 34 ] 全都结合在一起,应该得出各种各样的结局、最终的中子星的质量、56Ni 的产量和爆发的能量。的确,两颗超新星 SN 1994W SN 1997D ,具有的动能 ~ 0.5×1051 尔格,56Ni 产量 ~ 2.0×10-3 M ,都明显低于标准值 [ 35,36 ] 。这意味着,这种爆发机制支持不同超新星之间存在着差别, 也许与前身恒星的质量有关,理论学家也已经对此作了解释。某些星核也许太致密,不能在原中子星本身变得不稳定而导致广义相对论性坍缩之前爆发。于是必然和不可避免的结果将是形成一个黑洞。一颗超新星是否能够在这样一种状况下爆发,还不清楚。 进一步,一颗超新星也许能以标准的形式爆发,但在爆发后看到的只是它在经过许多秒钟冷却和中子化或者物质回落后坍缩为一个黑洞。 这种类型事件的发生也许取决于例如像尚未证实的在密度远远超过原子核密度的情况下原子核物质的柔软相的存在 [ 37,38 ]

超新星爆发还有另一个重要和带普遍性的特征,即对称性的打破。瑞利—泰勒和开尔芬—赫尔姆霍茨的流体不稳定性,它们可以用来解释水为什么会从杯子里泼出来、一瓶摇动的香料为什么会混合起来、旗帜为什么会飘动以及地球上的原子弹爆炸为什么会形成蘑菇云的形状,这类不稳定性同样存在于超新星的爆发中。的确,在急剧变化的密度梯度下,加速度和引力场都处于极端和变化的状态,球对称的维持似乎是一件奇怪的事。坍缩和爆发必定完全是非球形和非对称的。特别是,可以证明 [ 31,39,40 ] ,在停滞激波内侧的增益区域还是一个剧烈的近音速对流区域,这种对流由“来自下方”的中微子加热驱动。这类似水在炉子上沸腾的情况。许多理论学家认为,这样的对流提高了包层中微子加热的效率,扩大了增益区域的大小,并因此(如上所述)是爆炸机制中的一个重要因素。此外,一旦激波重新获得能量,当它在前身恒星外层中沿着密度梯度下降方向传播时,遇到碳、氦和氦、氢这样的两个不同化学成分层次的边界,就会出现新的瑞利—泰勒不稳定性 [ 41 ] 。很清楚,每一种理论上的理由都使人相信,这样的超新星碎片应该是成团的和不对称的。事实上,光学和红外的谱线轮廓测量 [ 42 ] 、年轻超新星和超新星遗迹的图像,以及偏振研究 [ 43 ] ,全都证明,这些爆发离开球对称都很远,尤其在它们靠里边的区域更是这样。在某些情况下,快速自转将形成一根特征轴线,能导致一种双极爆发结构。

然而,就留下一颗中子星的爆发在某些重要的方面是不对称的而言,能够证明这一点的最吸引人的标志之一,来自射电脉冲星群体。现已知道,许多包含中子星的双星,包括中子星和中子星组成的脉冲星系统,它们的偏心轨道,以及观测到的射电脉冲星在天空中的横向运动,都不能不用常常所说的在它们诞生时曾被狠狠地踢了一脚来解释。飞速离开诞生地的初生中子的速度据测量平均为每秒 ~ 450 千米 [ 44 ] 。某些脉冲星 [ 45 ] 达到了每秒 ~ 1,500 千米的速度,远远超过了从我们银河系逃逸出去的速度(每秒 ~ 300600 千米)。这样的速度不能用它们的前身恒星在双星系统中的公转速度来解释,尽管许多超新星的确是在双星系统中产生的。这样的速度要求超新星爆发本身不对称。这种不对称性的分布也许是双峰的,其中一定比例的速度接近零,而另外一定比例的速度平均为每秒 ~ 600 千米 [ 46 ] 。尽管如此,年轻的中子星是由于不对称的质量抛射还是由于不对称的中微子辐射造成反冲,尚不知道;这是超新星研究中核心的未解之谜之一。

正在显露出来的超新星和 γ 射线暴关系

γ 射线暴是在 20 世纪 60 年代由“船帆星座号”系列卫星发现的,当时发射这些卫星的目的是为了监视禁止核试验条约的执行以及近地环境中的核爆炸。在几十年内,都认为这些 γ 射线暴与我们银河系有关系,每一次 γ 射线暴,持续时间从不到 1 秒钟到几分钟,并显示出不平常的兆电子伏的光子能谱,可是很差的角分辨率和缺少光学、射电或 X 射线的对应天体使我们无法精确地查明它们究竟是什么天体产生的。其结果,对于它们的来源和发生机制几乎一无所知,而且在 20 世纪整个 70 年代和 80 年代,理论与被检测到的光子之比令人不舒服地高。在 1991 年,发射了康普顿 γ 射线观测卫星,它的灵敏度可望看到最遥远的 g 射线暴。因为当时以为这些 γ 射线暴是银河系中的,所以预料它的角分布应该向银河系中心集中。可是情况并非如此。事实上,它们在天空中是各项同性分布,意味着它们的分布或者是在太阳附近一个局部区域内,或者是在银晕内,或者是一种宇宙学天体。突破发生在1997 年,当时意大利和荷兰的卫星贝波 X 射线天文卫星(Beppo-SAX[ 47,48 ] 第一次检测到了 GRB970228 X 射线对应天体 [ 49 ] ,并且在几个月后又检测到了 GRB970508 的对应天体,从而表明这颗卫星已经达到了可观的角分辨率。给定了一个很小的角度误差范围,γ 射线暴的源就可以证认出来,并且就能很快进行光学后续观测。这些后续观测得出了在 GRB970228 位置处正在变暗之中的光学源 [ 50 ] ,后来又得到了 GRB970508 的光学光谱。这一光谱中包含有单次电离的铁和镁(Fe II Mg II)产生的吸收线,这些吸收线的红移为 z = 0.835 ,证明至少这次 γ 射线暴具有宇宙学起源 [ 51 ] 。很快,又检测到了许多光学和射电的对应天体,并得出它们也有高红移。 γ 射线暴被发现与哈勃流中的星系重合在一起,或许甚至与这些星系中的恒星形成区相重合。γ 射线暴本身和它的按 ~ t -2 幂律衰减的余辉现在已被广泛地应用极端相对论性的冲击波来加以解释,这种冲击波具有非常大的初始洛伦兹因子,G > ~ 100 ,与它所处的局部气体环境发生相互作用,并在其中传播 [ 52 ] 。这样的冲击波穿过了整个宇宙。许多重要的方面还有待继续研究,而且许多问题还有待了解,不过若干最新的发现正开始把某些 γ 射线暴与超新星联系起来。GRB970228 [ 53 ] GRB980326 [ 54 ] 的光学余辉在几个星期之后偏离了相对论性冲击波模型预期的简单的幂律衰减,而可以解释为“经典的”幂律余辉与超新星光变曲线的叠合。GRB980425 实际上在时间和方向上与在一个邻近我们的星系中爆发的特殊类型的 Ic 型超新星 SN 1998bw 重合 [ 55 ] SN 1998bw 具有非常宽的光谱特征,并且可能本来比大多数这一类的超新星具有更高的能量 [ 56 ] 。可是,根据积累的观测记录,一部分 γ 射线暴与一部分超新星之间的成协看来是令人兴奋地可信的。可是这一现象的全部意义会是什么?统计学的证据、现有的超新星数据和各种物理证据表明,大多数超新星不可能与 γ 射线暴成协。然而,因为 γ 射线暴位于宇宙学距离处,所以如果它们的辐射各向同性,那么它们必定是“超超新星” [ 52,57 ] ,而且释放的能量达 ~ 1051 ~ 1053 尔格,这样的数值令人感兴趣地接近超新星的能量、接近中子星的结合能、以及接近例如像中子星和黑洞之类的致密天体组成的密近双星的轨道能,但除此以外几乎没有什么天体能有这么多的“可利用”能量。如果 γ 射线暴不是各向同性,而是束射,那么需要的能量就没有这么多。可是,γ 射线暴的固有比率必须相应地提高。也许,某些超新星,通过非常快速自转、强磁转动效应 [ 58,59 ] 或者还有沿贫重子的两极通道产生的中微子和反中微子对的作用 [ 60 ] ,能够产生相对论性的电子和反电子对束,它们能够穿过超新星前身恒星残留的包层造成一次 γ 射线暴及其早期余辉。一些远为缓慢的超新星爆发随后会出现相对论性流,也可以这样看待。不过,还不知道,核坍缩分布的多长的尾部能够产生如此的现象。

超新星的宇宙学应用

超新星的亮度自然地意味着,它们可以用来探测遥远的宇宙空间。如果它们可用作标准烛光,那么把它们的视亮度与它们的内在(或者说“绝对”)亮度比较,就可以得出它们的距离。用可以精确地测量暗弱天体的大口径望远镜摄取由于距离遥远而变得暗弱的天体的光谱,将可以得出膨胀宇宙的哈勃流中超新星(实际上也是它所在星系)的光谱红移(z)。收集这些测量结果,将可以提供红移和距离以及红移和星等的关系,这些关系可以用来区分不同的宇宙模型,确定宇宙的几何特性以及质量和能量的含量,并且有助于确定宇宙的最终命运。

 

宇宙中的超新星爆发(Burrows 2000) - wangjj586 - 星海微萤

 

 

2   超新星的有效亮度与红移的关系,以及如何用这些数据得出宇宙学参数。a,描绘校准后的以天文学星等计的顶峰蓝光亮度 L peakMB = -2.5 log10 L peak + 常数)与在“超新星宇宙学”计划 [ 6 ] 中发现和研究的一组 Ia 型超新星(红圆点和白圆点)红移的关系。叠加在上面的各条曲线表示不同宇宙学模型,用括号中的(WM, WL)数值表示。同时还画出了取自哈姆(Hamuy1996 年论文 [ 62 ] 的数据(黄圆点)。虚曲线是对于 L = 0 而言的。图中的数据点看来只能拟合最上面的两条曲线。bWL WM 的关系图(其中 WL WM 是宇宙学常数和宇宙质量、能量含量 Wtot 中物质占的比例),取自“高红移超新星团组”[ 7 ] 使用它们的 Ia 型超新星数据作的分析。图中画出了 12 3 s 的等置信度线,暴胀宇宙(曲率参数 k = 0)的 WL + WM = 1 的直线,以及描述不同减速因子(q0)解的三条虚直线。可以看到,具有非零 WL 的解也许更合适(MLCS 表示多色光变曲线形状,点线对应于 WL = 0)。

 

对一些标准天区进行几个月和几年的巡天观测,搞清楚这些天区中表征超新星爆发的变化,有两个天文学家团组 [ 6,7 ] 最近已经在这样做了。“超新星宇宙学计划”(SCP[ 6 ] 和“高红移超新星搜索团组”[ 7,61 ] 已经分别精心挑选出了 80 颗和 50 颗较罕见但是更明亮的 Ia 型超新星。这两组数据中包括了红移从 ~ 0.2 ~ 1.0 的超新星,因而贯穿了用来探测宇宙曲率的哈勃流的非线性区域。图2a 中给出了取自 SCP Ia 型超新星的一幅“哈勃图”,描绘了亮度与红移的关系。这些高红移数据是新得到的,而低红移数据则取自以前卡兰—托洛洛(Calán-Tololo[ 62 ] 的近邻 Ia 型超新星巡天。后者提供了一个参考基准,用来确定图 2a 中的数据曲线,使得我们可以测量它的曲率。曲线斜率的这种变化关系到宇宙在几何上是开的还是闭的(也就是说,它的曲率参数k等于多大),它是否在加速膨胀,以及它是否具有非零的宇宙学常数(L ,爱因斯坦自称为“最大的失误”)。

 

资料 1     宇宙学简要入门

 

各种宇宙学参数之间的关系为:

宇宙中的超新星爆发(Burrows 2000) - wangjj586 - 星海微萤

 

其中 R 是宇宙的尺度,c 是光速,H0 是哈勃常数(目前哈勃退行速度与距离之比,是一个基本的宇宙学参数), r crit= 3H02/8pG)是对于给定的 H0 临界的质量和能量密度,WM 是物质产生的密度参数,WL 是由宇宙学常数产生的密度参数,L? 是以质量和能量密度为单位的宇宙学常数,而 r 是物质的质量和能量密度(对于无压强粒子正比于 1/R3)。宇宙曲率参数 k 或者是 0(平宇宙),或者是 -1(开宇宙),或者是 +1(闭宇宙)。如果采用暴胀宇宙模型,则 WM + WL = 1 ,且 k = 0

 

如图 2a 所示,两个团组都发现,宇宙不仅将永远膨胀,而且看来还在加速膨胀。这种加速意味着,在广义相对论和宇宙的暴胀模型中,宇宙学常数 L 不等于零,而且大于零,它在确定目前宇宙膨胀速率方面的作用超过了宇宙中的所有物质——暗物质、重子物质和中微子。在规范的暴胀宇宙中,宇宙中质量和能量含量中物质和 L 所占的比例分别为 WM WL(见资料 1)。在图 2b 中椭圆的近似拟合为:0.8 WM – 0.6 WL = - 0.2 ± 0.11 s )。因此,对于暴胀宇宙模型,L 似乎相当于宇宙质量和能量的 ~ 70 % ,而另外 ~ 30 % 的大部分则来自暗物质,不管这些暗物质可能是什么(另有一些意见认为重子成分不超过 ~ 5 % [ 63 ])。图 2b 按“高红移超新星搜索团组”的计算,画出了在 WL WM 空间内的置信区域。WL 的零值几乎被完全排除在 3s 范围之外,特别在暴胀“大爆炸”的假定之下更是如此。一个宇宙学常数类似于说真空具有非零的质量和能量密度,具有负的压强,它的可能的物理来源是目前正在讨论的一个热门题目 [ 64 ] 。如果 WL 的确不等于零,这将是十年来最具有突破性的科学发现之一。

如何证实这一令人吃惊的发现?它在多大程度上取决于 Ia 型超新星的物理状况?事实上,对于白矮星的热核爆发,虽然已经知道了许多,但是仍还有许多不知道。我们不知道燃烧波在白矮星内传播是超音速的爆炸还是亚音速的爆燃。我们不了解初始点火和然后反应失控的具体细节。我们不知道向白矮星输送物质的双星伴星的本质——它是一颗主序星、还是亚巨星、还是巨星、还是另一颗白矮星?在不同的环境中,所有这些类型的伴星都有可能以某一频度出现。这就意味着,仅凭出现在椭圆星系中的 Ia 型超新星,既不能使情况得以澄清,也不能使我们知道新星与 Ia 型超新星是否有某种形式的联系,而新星是在正在发生吸积的白矮星表面发生的远为微弱的(差 106 倍)氢的热核爆发。所有这些未知因素使得理论学家不可能——从最基本的原理出发并以足够的精确度——预测 Ia 型超新星 56Ni 的产量、爆发的能量、光变曲线和光谱,从而证明把它们作为宇宙学的判据是正确的。

可是,它们需要的还不只是这一些。天文学家已经从观测上证明,Ia 型超新星的峰值光度虽然在不同的爆发之间有着变化,但是它们处在峰值的持续时间和光变曲线的形状也有着相关的变化。在没有理论引导的情况下,观测者已经用经验方法确定,不管出于什么原因,Ia 型超新星的光变曲线,近似地是一族单参数的曲线,通过使用光变曲线模板 [ 7 ] ,或者还有峰亮度和峰后 15 天亮度之间用经验方法确定的“菲利普斯”关系 [ 65 ] ,可以作为标准烛光使用。事实上,在这种情况下,Ia 型超新星是优异的距离指标,由此给出的哈勃常数 H0 是目前最好的测量结果之一。根据图 2a 中低红移的一段(注意这幅图里用的是对数线性标度),得到 ~ 6469 千米·秒-1·兆秒差距-1 的数值 [ 66,67 ] ,完全在可与此相竞争的一些方法的误差范围之内 [ 68,69 ] 。然而,缺少理论上的绝对定标,与其他测定 H0 的前沿方法一样,意味着超新星的使用是与天文学距离测定阶梯相联系的。很可惜,大麦哲伦云是这一阶梯中的一根横挡,而现在所知道的大麦哲伦云的距离不好于 10 %

不过,给定了这个 H0 ,就可以计算宇宙的年龄,而且结果十分令人感兴趣。如果宇宙是平的,而且 L = 0,那么宇宙的年龄将只有 2/3H0 = 10 吉年。这个年龄与由恒星演化理论推断的最年老的球状星团的年龄(11.513.5 吉年)相矛盾 [ 70,71 ] ,也与使用放射性原子核宇宙年龄测定法得到的年龄有些不一致,例如用钍 232 测得的年龄为 15.6 ± 4.6 吉年 [ 72 ] ,这种原子核本身就是由核坍缩超新星产生的。但是,一个加速膨胀的宇宙就可以改变这一切。当宇宙学常数不等于零时,有目前的历元回推,得出的年龄为 ~ 14.5 吉年。这一年龄与其他各种宇宙年龄估计大致一致,这使我们在一定程度上相信,宇宙确实在加速膨胀。

然而,与其他方法一样,在用超新星导出的 L 值中,也许存在系统性影响或误差。在宇宙中也许到处都散布着中性吸收尘埃,它们会衰减在很大红移处的超新星亮度测量结果 [ 73 ] 。随着红移增大,引力透镜成了越来越大的改正。早期宇宙和很大红移处的 Ia 型超新星,也许会系统地具有不同的起源,而且光变曲线或者也会有所不同 [ 74,75 ] 。如果 Ia 型超新星可以出现在不同类型前身恒星的双星系统中,具有不同的演化时标和总体的产生率,那么上述情况就更容易产生了。这些产生率也许本身就与星系类型、年龄、或者还有金属含量有关,而金属含量本身又是年龄的函数,要知道所有类型的超新星都起着给宇宙补充重元素的作用。我们的银晕,其中的恒星具有各种各样的金属含量,它的历史,也许提供了揭开宇宙历史的钥匙,在宇宙中,重元素作为超新星的产物逐渐积累。因此,依然还有许多工作要做,超新星现在只是处在它们参与到宇宙学中来的门坎上。我们需要得到更多更高红移处的超新星。在比红移 1.0 更远的地方,超新星的光许多已经移到了红外波段。下一代空间望远镜已经计划在下一个十年内发射,并且在红外波段有最好的性能,使用它,还有世界上正在扩展的地面大口径望远镜阵,我们将很快可以获得红移为 5 10 处的 Ia 型超新星和红移大于 3 的核坍缩超新星 [ 76 ] 。使用这样的仪器,我们将可以看到恒星和星系形成的最初时期以及产生第一代重元素的超新星的产物。

于是,我们看到,恒星和星系的形成历史与超新星的历史,不可分割地以重要的方式联系在一起。对其中一个研究的进展需要对另一个的研究也取得进展。今天,当我们努力探究超新星爆发的机制、元素的起源、恒星的死亡以及中子星和黑洞的诞生这些问题的时候,我们同时要提高我们用来了解我们的起源的手段。对于宇宙的发展来说,至关紧要的是,超新星告诉了我们在极端的物理条件下将会发生什么事情,像变魔术一样的数值方法,以及他们在了解宇宙中所起的作用,直至人类通晓他的家园的能力的核心。


(原文中的致谢和引用的参考文献目录从略,需要者请检索原文。译文仅供学习交流,严禁出版和商业使用。)
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