超新星(Supernovae) #

作者：潘泽阳 主分类：

历史背景 #

超新星是宇宙中最为能量和猛烈的事件之一，它标志着一颗恒星的生命周期的结束，释放的能量可以超过太阳整个寿命期间产生的总能量。

超新星的历史可以追溯到数千年前，古代文明观测到了天空中这些明亮的物体，并在他们的文本和艺术作品中进行了记录。然而，直到20世纪的现代天文学出现，我们才开始真正理解这些事件的真实本质及其在宇宙形成中的重要性。

最早记录的超新星之一是创建蟹状星云的爆炸，它在1054年被中国和美洲原住民天文学家观测到。这个事件在天空中产生了一个明亮而持久的物体，可以在白天看到，现在被认为是最著名的超新星残留物之一。

几个世纪以来，其他超新星被观测并记录，但直到20世纪，天文学家才开始开发研究这些事件的工具和技术。在1930年代，弗里茨·兹威基和瓦尔特·巴德等天文学家开始使用新开发的摄影和光谱技术研究超新星和它们的残留物。^[1]

随着技术和计算机的不断发展，天文学家可以更加详细地研究超新星，导致对这些事件的物理过程和它们在宇宙演化中的作用有了新的认识。特别是在1990年代末发现宇宙加速膨胀时，这是基于远处超新星的观测，这个发现彻底改变了我们对宇宙的理解，引发了关于暗能量的发现。

今天，超新星仍然是全球天文学家和物理学家密切研究的主题。它们提供了有关恒星死亡、重元素的生成以及星系演化的重要线索。它们也在引力波研究中发挥着关键作用，因为超新星爆炸产生的冲击波可以在时空结构中产生涟漪，可以被引力波观测台探测到。

物理图像 #

超新星是宇宙中一种极为壮观的现象，它发生在恒星生命周期的最后阶段。超新星爆炸会释放出巨大的能量，短时间内产生比整个星系更为璀璨的光芒。而这个过程中产生的物质和元素对宇宙的演化起着至关重要的作用。

首先，我们需要了解恒星的生命周期。恒星在其核心通过核聚变产生能量，将氢燃烧为氦，维持其稳定的状态。然而，当恒星的核心耗尽氢时，核心会收缩，外层膨胀，形成红巨星。接下来，核心开始燃烧氦，并进一步生成更重的元素，如碳、氧等。对于不同质量的恒星，其演化过程和命运各不相同。其中质量较小的恒星在最后阶段会变成白矮星，而质量较大的恒星则可能经历超新星爆炸。

超新星爆炸有两种主要类型：Ia型超新星和核心塌缩超新星^[2]。Ia型超新星通常发生在双星系统中，当一个白矮星不断吸积伴星的物质，达到一个临界质量时，其核心开始快速燃烧碳，导致一场剧烈的爆炸。这种超新星的亮度相对稳定，被天文学家用作宇宙尺度测量的“标准烛光”^[3]。

核心塌缩超新星则发生在质量较大的恒星。当这类恒星的核心耗尽所有可燃烧的元素，无法继续支撑核心外的引力压力时，核心会迅速塌缩。这个过程会产生大量的中子，形成一个密度极高的中子星。同时，恒星外层在强大的冲击波作用下被抛射出去，形成壮观的超新星爆炸。

超新星爆炸释放出的能量和物质对宇宙的演化具有重要意义。首先，超新星产生了宇宙中的重元素，如金、银等。这些元素在超新星爆炸的过程中喷射出去，最终形成新恒星和行星。其次，超新星爆炸产生的中子星和黑洞是宇宙中一些奇特的天体，为我们提供了研究强烈引力场和物质极限状态的机会。此外，超新星爆炸还会触发新恒星的形成。被抛射出的物质和气体会汇聚在一起，最终形成恒星形成区，诞生新的恒星和行星系统。

在观测上，超新星爆炸对天文学家具有重要价值。超新星的光谱可以揭示恒星内部的化学成分和物理过程，帮助我们更好地理解恒星的演化。超新星的亮度变化曲线还可以用来研究宇宙的膨胀速度，进而探讨宇宙的起源和演化。此外，超新星爆炸产生的中子星和黑洞之间的引力波也为我们提供了宇宙的新窗口，使我们能够观察到过去无法直接探测到的天文现象。

超新星作为宇宙中一种极为壮观的现象，对我们理解宇宙的演化具有重要意义。通过研究超新星爆炸的物理过程，我们不仅能了解恒星的命运，还能探究重元素的形成和宇宙尺度的测量。超新星的观测和研究将继续为我们揭示宇宙的奥秘，推动天文学和宇宙学的发展。

基本信息 #

超新星爆炸后的亮度增加、达到峰值并衰减所需的时间称为超新星的周期。周期的长短取决于超新星的类型和恒星的特定属性。通常，峰值亮度持续数周至数月，整个衰减过程可能持续数年。

在赫罗（Hertzsprung-Russell，简称 HR）图中，超新星没有特定的位置，因为它们是短暂的事件。然而，前身恒星可以在 HR 图中绘制：

Ia 类前身星：白矮星，位于 HR 图的左下角（低光度和高温度）。 Ib、Ic 和 II 类前身星：巨大的恒星，位于 HR 图的右上方，具体为主序列或演化恒星（红超巨星或蓝超巨星）。

恒星在主序阶段大约度过其生命的90%。在此之后，它们会进化成巨星，度过剩余10%的生命周期。最后，它们要么爆炸成为超新星，要么变成白矮星。

脉动机制 #

脉动的一般定义为有节奏的跳动或振动。超新星没有特定的“脉动机制”，但根据超新星的类型，有不同的爆炸机制。这些机制涉及白矮星的热核爆炸或大质量恒星的核心坍缩。

超新星的爆炸机制，有两种主要类型的超新星具有不同的机制：

Ia型超新星：这些是由双星系统中白矮星的热核爆炸引起的。当白矮星从其伴星吸积质量时，它接近钱德拉塞卡极限（大约1.4太阳质量）。当质量超过这个极限时，核心变得如此密集和炽热，以至于碳聚变爆炸性地点燃。这导致温度和压力迅速升高，导致白矮星在热核爆炸中完全引爆。

II型、Ib型和Ic型超新星：这些是由大质量恒星的核心坍缩造成的。当一颗大质量恒星耗尽其核燃料时，核心不能再产生足够的能量来抵消外层的引力。核心在自身引力作用下坍缩，质子和电子结合形成中子和中微子。核心在超新星爆炸中反弹，恒星的外层被喷射到太空中。剩下的核心可能会变成中子星或黑洞，这取决于它的质量。

典型天体 #

SN1006. SN1006是历史上最著名的超新星之一，最初于1006年被中国和日本天文学家观测到。爆炸如此之亮，以至于数周内白天都可以看到，并在世界各地的各种历史文献和艺术作品中被记录下来。

今天，我们知道SN1006是一种Ia型超新星，这种超新星发生在一个双星系统中，当一个白矮星从伴星吸积物质并达到临界质量时，触发了一个失控的核聚变反应，摧毁了星星。爆炸释放了巨大的能量，相当于太阳的质量，将星星的外层以每秒数千公里的速度抛射到太空中。

SN1006的残留物今天仍然可见于天空中，作为一团微弱而散射的气体和尘埃壳在以每小时2000万公里的速度扩展。这个残骸已经被天文学家使用各种望远镜和仪器广泛研究，揭示了大量有关超新星爆炸物理和宇宙演化的信息。

SN1006最引人注目的特征之一是它的X射线辐射，这是由于在残骸的冲击波中加速的高能电子所产生的。 Chandra X射线天文台和其他望远镜的X射线观测显示，残骸是高能辐射的强大源，为了解超新星爆炸和宇宙射线产生的物理过程提供了重要的线索。

SN1987A. 1987年2月24日，南半球的观测者首次在大麦哲伦云中发现SN1987A。这是现代观测到的最近的超新星爆炸之一，为天文学家提供了研究超新星的前、中、后阶段的最佳机会。上图为包含来自NASA钱德拉X射线天文台的X射线（蓝色）、来自NASA哈勃太空望远镜（绿色）的可见光数据以及来自智利国际阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列(ALMA)望远镜的亚毫米波长数据（红色）的合成图像。

SN 1987A在三个不同时期的可见光光谱:

(a) 1987年2月25日，距核心坍缩仅40小时。注意氢和氦线的宽广轮廓以及P Cygni(视线内的明亮变星) 吸收成分的大蓝移。(b) 1987年4月14日，距核心坍缩50天。光谱现在主要由低电离元素的线条占据。注意6142Å处的钡线的强度。(c) 1987年9月9日，在最大光谱亮度曲线过去100多天后。此时光谱呈现出更多的星云状外观，氢、氧、钙和钠的强发射线占主导地位。

光变曲线 #

各种类型超新星的光变曲线示例。由于距离模量和消光的不确定性，绝对量级存在一些不确定性，爆炸日期也存在不确定性（数据：SN1980K、SN1994D、SN2004et、SN2008ax)。

详细分类 #

重要文献 #

1. Baade, W., & Zwicky, F. (1934). On Super-novae. Proceedings of the National Academy of Sciences, 20(5), 254-259. 这篇开创性的论文提出了超新星的概念，将其作为一类独立于普通新星的天体。

2. Riess, A. G., Filippenko, A. V., Challis, P., Clocchiatti, A., Diercks, A., Garnavich, P. M., ... & Tonry, J. (1998). Observational evidence from supernovae for an accelerating universe and a cosmological constant. The astronomical journal, 116(3), 1009. 这篇开创性的论文根据对 Ia 型超新星的观测，为宇宙加速膨胀提供了证据。

3. Hillebrandt, W., & Niemeyer, J. C. (2000). Type Ia supernova explosion models. Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 38(1), 191-230. 这篇综合综述提供了 Ia 型超新星爆炸模型的广泛概述，讨论了有助于我们理解这些天文事件的基本物理过程和理论框架。作者强调了 Ia 型超新星作为比铁重元素核合成的重要贡献者。

4. Maoz, D., Mannucci, F., & Nelemans, G. (2014). Observational clues to the progenitors of type Ia supernovae. Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 52, 107-170.

5. Colgate, S. A., & White, R. H. (1964). The hydrodynamic behavior of supernovae explosions (No. UCRL-7777). Lawrence Radiation Lab., Univ. of California, Livermore. 这篇论文讨论了中微子在为超新星爆炸提供动力和恢复停滞冲击波方面的作用。

6. Arnett, W. D., Bahcall, J. N., Kirshner, R. P., & Woosley, S. E. (1989). Supernova 1987A. Annual review of Astronomy and Astrophysics, 27(1), 629-700.

7. Branch, D., & Tammann, G. A. (1992). Type Ia supernovae as standard candles. Annual review of astronomy and astrophysics, 30(1), 359-389. 这篇综合综述对 Ia 型超新星作为标准烛光进行了全面分析。作者讨论了 Ia 型超新星的特性，这些特性使它们适合用作宇宙学中的距离指示器。

8. Filippenko, A. V. (1997). Optical spectra of supernovae. Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 35(1), 309-355. 这篇综合综述概述了超新星的光谱及其基于光谱特性的分类。

参考文献 #

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1. Baade, W., & Zwicky, F. (1934). On Super-novae. Proceedings of the National Academy of Sciences, 20(5), 254-259. ↩︎

2. Minkowski, R. (1941). Spectra of supernovae. Publications of the Astronomical Society of the Pacific, 53, 224. ↩︎

3. Branch, D., & Tammann, G. A. (1992). Type Ia supernovae as standard candles. Annual review of astronomy and astrophysics, 30(1), 359-389. ↩︎