23.3: 超新星观测

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学习目标

在本节结束时，您将能够：

描述超新星之前和之后观测到的 SN 1987A 特征
解释对 SN 1987A 事件各个部分的观测如何帮助证实有关超新星的理论

超新星早在天文学家意识到这些壮观的大灾变标志着恒星的死亡之前就被发现了（参见下面的历史中的超新星方框）。新星这个词在拉丁语中意为 “新”；在望远镜之前，当一颗太暗而无法用肉眼看见的恒星突然在一次明亮的爆炸中爆发时，观察者得出结论，它一定是一颗全新的恒星。二十世纪的天文学家将亮度最高的爆炸重新归类为超级新星。

根据此类爆炸的历史记录、对银河系中超新星残余物的研究，以及对其他星系中超新星的分析，我们估计，平均而言，银河系的某个地方每25到100年就会发生一次超新星爆炸。然而，不幸的是，自从望远镜发明以来，在我们的银河系中没有观察到任何超新星爆炸。要么我们特别不走运，要么更有可能的是，最近的爆炸发生在银河系的某些地方，星际尘埃阻挡了光线到达我们。

历史上的超新星

尽管我们自己的银河系中的许多超新星爆炸都没有引起人们的注意，但其中一些爆炸非常壮观，以至于当时的天空观察家和历史学家都能清楚地看到和记录下来。我们可以利用这些可追溯到两千年前的记录来帮助我们确定爆炸的恒星在哪里，从而确定今天在哪里寻找它们的残余物。

最引人注目的超新星是在1006年观测到的。它出现在五月，是白天可见的亮点，可能比金星亮100倍。它足够明亮，可以在夜间在地面上投下阴影，欧洲和亚洲各地的观察者怀着敬畏和恐惧的心情记录下来。以前没有人见过这样的东西；中国天文学家指出这是暂时的奇观，称之为 “客串明星”。

天文学家大卫·克拉克和理查德·斯蒂芬森搜寻了来自世界各地的记录，找到了20多份关于1006超新星（SN 1006）的报告（图\(\PageIndex{1}\)）。这使他们能够准确地确定爆炸发生在空中的哪个地方。他们将其置于现代狼疮星座中；在他们确定的大致位置，我们发现了一个超新星残余物，现在已经很微弱了。从其细丝膨胀的方式来看，它似乎确实已经有大约1000年的历史了。

alt — 图\(\PageIndex{1}\) Supernova 1006 残余。这张来自钱德拉 X 射线天文台的 SN 1006 合成视图以蓝色显示来自残余物的 X 射线，白黄色的可见光和红色的无线电发射。

另一位客串明星，现在被称为SN 1054，在1054年7月被明确记录在中国唱片中。那颗恒星的残余物是天空中最著名和研究最充分的天体之一，被称为蟹状星云（图见\(23.4.1\)第 23.4 节）。它是一个非常复杂的物体，它一直是理解巨星死亡的关键。当第一次看到它的爆炸时，我们估计它与木星差不多一样明亮：远不如1006事件那么令人眼花缭乱，但对于任何追踪天空物体的人来说，它仍然相当引人注目。 1181 年又出现了另一颗微弱的超新星。

下一颗超新星于1572年11月可见，它比金星还亮，很快就被包括年轻的第谷布拉赫在内的许多观察者发现（见轨道和重力）。他在一年半的时间里对这颗恒星的仔细测量表明，它不是彗星或地球大气中的任何东西，因为它没有相对于恒星移动。他正确地推断出这一定是一种属于恒星领域的现象，而不是属于太阳系的现象。第谷超新星（现在被称为）的残余物仍然可以在电磁频谱的许多不同波段中探测到。

不甘示弱，第谷布拉赫的科学继承人约翰内斯·开普勒在1604年发现了自己的超新星，现在被称为开普勒的超新星（图见\(23.2.3\)第23.2节）。尽管如此，它比第谷还要微弱，但仍然可见了大约一年。开普勒写了一本关于他的观察的书，包括伽利略在内的许多对天堂感兴趣的人都读过这本书。

在过去的300年中，我们的银河系中没有发现任何超新星。由于可见的超新星爆炸是偶然事件，因此无法确定下一次爆炸何时会发生。在世界各地，数十名专业和业余天文学家一直在密切关注一夜之间出现的 “新” 恒星，希望成为第一个发现我们天空中下一颗客串恒星并自己创造一点历史的人。

在最大亮度下，发光度最高的超新星的亮度大约是太阳的100亿倍。在短时间内，超新星的光芒可能会超过它出现的整个星系。达到最大亮度后，恒星的光线会在几个月或几年内从望远镜视野中消失并消失。超新星爆发时，以每秒 10,000 千米的典型速度喷射物质（速度是观测到的速度的两倍）。每秒20,000公里的速度相当于每小时约4,500万英里，这确实表明了巨大的宇宙暴力。

超新星是根据其光谱的外观进行分类的，但在本章中，我们将重点介绍超新星的两个主要原因。当大量物质倾倒在退化的白矮星上时，Ia 型超新星就会被点燃（图\(\PageIndex{2}\)）；这些超新星将在本章后面讨论。现在，我们将继续讲述巨星死亡的故事，重点关注二型超新星，它们是在巨星的核心崩溃时产生的。

alt — 图\(\PageIndex{2}\) Supernova 2014J。这张超新星2014J的图像位于梅西耶82（M82），也被称为雪茄星系，由哈勃太空望远镜拍摄，叠加在同样由哈勃拍摄的星系马赛克图像上。超新星事件由方框和插图表示。这次爆炸是由 Ia 型超新星产生的，从理论上讲，它是在由白矮星和另一颗恒星组成的二进制系统中触发的，可能是第二个白矮星、像我们的太阳这样的恒星或巨星。本章稍后将讨论这种类型的超新星。在距离地球约1150万光年的距离处，这是过去几十年中发现的最接近的Ia型超新星。在图像中，你可以看到来自银河系中心区域的微红氢羽，那里有相当多的年轻恒星正在那里诞生。

超新星 1987A

关于二型超新星发生时会发生什么，我们最详细的信息来自1987年观测到的事件。 2月24日黎明前，在智利天文台工作的加拿大天文学家伊恩·谢尔顿从开发商那里拿出了一张照相板。两天前，他开始对大麦哲伦云进行调查，这是一个小星系，是银河系在太空中最近的邻居之一。在他预计只能看到微弱的星星的地方，他看到了一个很大的亮点。由于担心自己的照片存在缺陷，谢尔顿走到外面看了大麦哲伦云... 发现天空中确实出现了一个新物体（见图\(\PageIndex{3}\)）。他很快意识到自己发现了一颗超新星，尽管距离大约 16 万光年，但肉眼也能看见它

alt — 图\(\PageIndex{3}\)哈勃太空望远镜 SN 1987A 的图像。带有内外红色物质环的超新星残余物位于大麦哲伦云中。这张照片是 1994 年、1996 年和 1997 年拍摄的几张图像的合成，大约是在首次观测到 1987A 超新星大约十年之后。

自1987年发现的第一颗超新星以来，这位才华横溢的南方天空新星被称为SN 1987A，为天文学家提供了使用现代仪器研究相对较近恒星死亡的第一个机会。这也是天文学家在恒星变成超新星之前首次观测到恒星。爆炸的恒星已被纳入早些时候对大麦哲伦云的调查中，因此，我们知道爆炸前这颗恒星是一颗蓝色的超级巨星。

通过将许多不同波长的理论和观测结果相结合，天文学家重建了成为 SN 1987A 的恒星的生活故事。它形成于大约一千万年前，最初的质量约为20个\(M_{\text{Sun}}\)。在其 90% 的生命周期中，它安静地生活在主序列上，将氢气转化为氦气。当时，它的亮度大约是太阳 (\(L_{\text{Sun}}\)) 的6万倍，其光谱类型为O。当恒星中心的氢气耗尽时，核心收缩并最终变得足够热，足以融合氦气。此时，这颗恒星是一颗红色的超级巨星，发射的能量是太阳的10万倍左右。在这个阶段，恒星失去了部分质量。

alt — 围绕超新星 1987A 的人物\(\PageIndex{4}\)戒指。这两张照片显示了大约3万年前排出的气环，当时1987年爆炸的恒星是一颗红色巨星。人为变暗的超新星位于环的中心。左边的照片是在 1997 年拍摄的，右边的照片是在 2003 年拍摄的。请注意，在这段时间间隔内，亮点的数量已从 1 增加到 15 个以上。这些点发生在超新星喷出并以每小时数百万英里速度移动的高速气体到达环并冲入环中的地方。碰撞加热了戒指中的气体，使其发光更明亮。我们看到单个斑点的事实表明，超新星喷出的物质首先击中了笨拙的环中向内投射的狭窄气柱。热点是新旧材料之间剧烈碰撞的最初迹象，这种碰撞将在未来几年内持续下去。通过研究这些亮点，天文学家可以确定环的构成，从而了解在巨星内部产生重元素的核过程。

这些丢失的物质实际上是通过哈勃太空望远镜的观测发现的（图\(\PageIndex{4}\)）。随后的超新星爆炸排入太空的气体目前正在与恒星还是红色巨人时留下的物质碰撞。当两者碰撞时，我们看到一个发光的戒指。

氦聚变仅持续了大约一百万年。当恒星中心的氦气耗尽时，核心再次收缩，表面半径也减小，恒星变成了亮度仍等于100,000的蓝色超级巨星\(L_{\text{Sun}}\)。在经过短暂的进一步聚变之后，它陷入了我们之前讨论过的铁危机并爆发时，外表仍然如此。

表中列出了成为 SN 1987A 的恒星演化的一些关键阶段，包括氦气耗尽之后的阶段。虽然我们不希望你记住这些数字，但请注意表中的模式：每个进化阶段的发生速度都比前一个阶段快，核心中的温度和压力会增加，越来越重的元素是聚变能的来源。铁一旦产生，崩溃就开始了。这是一场灾难性的崩溃，只持续了十分之几秒；铁芯外部的坠落速度达到每秒 70,000 千米，大约是光速的四分之一。

表\(\PageIndex{1}\)：作为 SN 1987A 爆炸的恒星的演变
阶段	中心温度 (K)	中心密度 (g/cm ³)	此阶段花费的时间
氢聚变	40×10 ⁶	5	8×10 ⁶ 年
氦聚变	190×10 ⁶	970	10 ⁶ 年
碳聚变	870×10 ⁶	170,000	2000 年
霓虹灯融合	1.6×10 ⁹	3.0×10 ⁶	6 个月
氧聚变	2.0×10 ⁹	5.6×10 ⁶	1 年
硅聚变	3.3×10 ⁹	4.3×10 ⁷	天数
核心崩溃	200×10 ⁹	2×10 ¹⁴	十分之一秒

与此同时，在核心经历最后一次灾难之际，恒星中的霓虹灯、氧气、碳、氦和氢的外壳还不知道崩溃。有关不同层次物理运动的信息以声速穿过恒星，在核心崩溃所需的十分之一秒内无法到达地面。因此，我们星星的表层短暂悬挂起来，就像一个卡通人物冲下悬崖边缘，在意识到自己不再被任何东西阻挡之前暂时悬挂在太空中。

核的崩溃一直持续到密度上升到原子核的几倍。然后，对进一步崩溃的阻力变得如此之大，以至于核心反弹。掉落的材料冲进了反弹核心的 “砖墙”，然后用巨大的冲击波向外抛出。中微子从核心涌出，帮助冲击波将恒星炸开。几个小时后，冲击到达恒星表面，恒星开始变亮，变成伊恩·谢尔顿在1987年观测到的超新星。

alt — 图\(\PageIndex{5}\) SN 1987A 亮度随时间推移而发生的变化。注意在第40天到500天之间，超新星光的衰减速度是如何减慢的。在此期间，亮度主要归因于新形成（并迅速衰变）的放射性元素发出的能量。请记住，幅度是亮度的向后测量：幅度越大，物体看起来越暗。

重元素的合成

如图\(\PageIndex{5}\)所示，SN 1987A 在被发现后的几天和几个月内亮度的变化有助于证实我们对重元素生产的想法。在一天之内，这颗恒星的亮度飙升了大约1000倍，并且在没有望远镜的情况下就能看见了。然后，恒星的亮度继续缓慢增加，直到它的表观亮度与小北斗七星中的恒星差不多。直到爆发后的第40天左右，被辐射的能量是由爆炸本身产生的。但是随后 SN 1987A 并没有像我们所预料的那样继续消失，爆炸产生的光芒会消失。相反，随着来自新产生的放射性元素的能量发挥作用，SN 1987A 仍然保持明亮。

超新星爆炸中形成的元素之一是放射性镍，其原子质量为56（也就是说，其原子核中的质子加中子总数为56）。镍56不稳定，会自发（半衰期约为6天）变为钴-56。（回想一下，半衰期是样品中一半原子核发生放射性衰变所花费的时间。） Cobalt-56反过来会衰变为稳定的铁56，其半衰期约为77天。当这些放射性核衰变时，会发出高能的伽玛射线。然后，这些伽玛射线成为超新星不断膨胀层的新能量来源。伽玛射线被上覆的气体吸收并以可见波长重新发射，从而保持恒星残留物的明亮。

如图所示\(\PageIndex{5}\)，在超新星爆发后的最初几个月里，天文学家确实观察到放射性原子核会变亮，然后随着越来越多的放射性原子核分解成稳定的铁，多余的光线消失了。伽玛射线加热几乎是第40天之后从SN 1987A探测到的所有辐射的原因。有些伽玛射线也直接逃脱而不被吸收。它们是由绕地球轨道运行的望远镜在放射性镍和钴衰变的预期波长下探测到的，这清楚地证实了我们的理解，即超新星的坩埚中确实形成了新元素。

来自 SN 1987A 的中微子

如果说大约16万年前的大麦哲伦云中有人类观察者，那么我们称之为SN 1987A的爆炸本来是他们天空中的精彩奇观。但是我们知道，爆炸能量的1％中只有不到1/10以可见光出现。摧毁恒星需要大约 1% 的能量，其余的则被中微子带走。这些中微子中的总能量确实令人震惊。正如我们在前面关于超新星的一般性讨论中指出的那样，在事件的最初第二秒中，它们的总亮度超过了十亿个星系中所有恒星的亮度。而超新星在直径小于50千米的体积中产生了这种能量！超新星是宇宙中最暴力的事件之一，事实证明，它们的光只是揭示它们产生了多少能量的冰山一角。

1987年，两台仪器——可能被称为 “中微子望远镜” ——在谢尔顿观测前差不多一整天就探测到了来自SN 1987A的中微子。（这是因为中微子比光更容易离开爆炸的恒星，也是因为你不必等到夜幕降临就能 “瞥见” 它们。）两台中微子望远镜，一台位于日本的深层矿山中，另一台位于伊利湖下，由数千吨纯净水组成，周围环绕着数百个光敏探测器。传入的中微子与水相互作用产生正电子和电子，它们在水中快速移动并发出深蓝光。

总共检测到19个中微子。自从中微子望远镜在北半球而超新星发生在南半球以来，探测到的中微子已经穿过地球，在被捕时正在返回太空。

只检测到了几个中微子，因为它们与普通物质相互作用的概率非常非常低。据估计，超新星实际上释放了1058个中微子。其中一小部分，大约300亿，最终通过了地球表面的每平方厘米。实际上，由于超新星，大约有100万人经历了体内的中微子相互作用。这种相互作用只发生在每个人体内的一个核上，因此绝对没有生物学效应；所有相关人员都完全没有注意到这种相互作用。

由于中微子直接来自超新星的心脏，因此它们的能量可以衡量恒星爆炸时核心的温度。中心温度约为2000亿K，这是一个令人惊叹的数字，任何尘世模拟都无法带来多大意义。借助中微子望远镜，我们正在凝视巨星生命故事的最后时刻，并观测超出人类所有经验的条件。然而，我们也看到了我们自身起源的明确暗示。

关键概念和摘要

银河系中平均每25至100年出现一次超新星。尽管困难重重，但自从望远镜发明以来，还没有从地球上观测到过银河系中的超新星。但是，在邻近的星系大麦哲伦云中观测到了一颗附近的超新星（SN 1987A）。演变为 SN 1987A 的恒星最初是一颗蓝色的超级巨星，后来演变为红色的超级巨星，在爆炸时又恢复了蓝色超级巨星的身份。对SN 1987A的研究发现了来自核心崩溃的中微子，并证实了对此类爆炸期间发生的情况（包括铁以外元素的形成）的理论计算。超新星是高能宇宙射线的主要来源，对附近恒星系统中的任何活生物都可能构成危险。