來源：賽先生
恒星也有“生老病死”，大質量恒星在死亡時會發(fā)出璀璨之光——超新星爆發(fā)，而中國古代關于超新星的記載也是世界上最完美的，
今天超新星又成為天文學家的研究熱點之一。那么，超新星究竟是什么？科學家們又是如何解讀超新星的？
什么是超新星？
超新星并非“超級明星或者新誕生的恒星”，而是代表特定類型恒星演化至壽終正寢那一刻產生的劇烈爆發(fā)現(xiàn)象，是恒星死亡時刻的一次“壯觀表演”。這類爆發(fā)一般會徹底摧毀恒星，伴隨著極高的能量釋放（每秒輻射的光度相當于100億-1000億顆太陽釋放的總能量之和），因此是宇宙中最為耀眼奪目的天文奇觀之一。超新星爆炸后一段時間內亮度不斷增加，距離地球比較近的超新星甚至變得肉眼可見。
在我國古代，人們將這些天空中突然新出現(xiàn)的星稱為“客星”。由于在古時候人們對超新星并不了解，因此這些客星不僅包括超新星，還包括了新星甚至是彗星。現(xiàn)在我們知道新星爆發(fā)的激烈程度要比超新星爆發(fā)暗弱1萬倍以上，它們在經歷了一次爆發(fā)后有可能再次爆發(fā)，而超新星爆發(fā)基本上會徹底摧毀整個星體。
我國歷史上很早就有對超新星爆發(fā)的觀測和記錄。例如，公元185年12月7日，我國東漢時期的天文學家在靠近南門二的附近（在圓規(guī)座和半人馬座之間），觀測到超新星SN 185的爆發(fā)，這是人類歷史上有記錄的第一顆超新星?！逗鬂h書》對超新星SN 185 有較詳細的記載，原文為：“中平二年十月癸亥，客星出南門中，大如半筵，五色喜怒，稍小，至后年六月消”。這次超新星在爆發(fā)后兩年都可見，如今天文學家仍然能在這個位置上找出一個明顯的射電源。
又如，SN 1006是我國歷史上記錄到的比較亮的一顆超新星，這顆超新星發(fā)現(xiàn)在宋朝，并被記錄在了《宋史·天文志》。文中寫道：“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。”景德年間的這次超新星爆發(fā)經當時的天文官周克明占卜為吉星，這也是“景星高照”的由來。再如，《宋會要》中記載：“至和元年五月，晨出東方，守天關。晝如太白，芒角四出，色赤白，凡見二十三日?！边@顆超新星是1054年爆發(fā)的超新星，后來演化成為著名的蟹狀星云。
據中國古代典籍記載，自漢代到十七世紀末較為可靠的新星和超新星記錄有六七十次之多，其中比較著名的客星有如下幾顆：
◆ 185年，南門客星。
◆ 386年，南斗客星。
◆ 1006年，騎官客星。
◆ 1054年，天關客星（蟹狀星云M1）。
◆ 1181年，傳舍客星。
◆ 1572年，閣道客星（第谷超新星，比歐洲的記錄還早三天）。
◆ 1604年，尾分客星（開普勒超新星）。
中國古代這些客星/超新星天象的詳細記錄對于今天天文學的研究仍具有重要意義。
為什么要研究超新星？
超新星與一系列重要的天體物理研究有密切的關系，因而在天文學研究中占有非常重要的地位。在超新星爆發(fā)過程中，我們可以探測到很多極端的物理過程，如熱核燃燒、激波加熱、拋射物與星周物質的相互作用、放射性元素衰變等。超新星爆發(fā)時將恒星內部核聚變產生的重元素拋射出來，并且在爆發(fā)瞬間會通過中子俘獲的過程形成眾多比鐵元素更重的元素，對星系和宇宙金屬豐度的演化、生命形成都起到了至關重要的作用。我們太陽系前身就是超新星爆發(fā)的殘骸重新凝聚形成的富金屬的二代恒星。
其次，超新星是檢驗恒星演化理論的有力工具。白矮星熱核爆發(fā)（又稱作Ia型超新星，見下一節(jié)詳細介紹）及大質量恒星引力塌縮爆發(fā)是恒星死亡的兩種方式，對超新星的觀測研究將幫助我們了解雙星和大質量恒星演化過程。
最后，超新星還是天文學家研究宇宙膨脹歷史的重要探針。上世紀90年代末，天文學家通過觀測研究遙遠宇宙以及臨近宇宙爆發(fā)的Ia型超新星光度，首次發(fā)現(xiàn)了宇宙正在加速膨脹的驚人結果，并預示著宇宙暗能量的存在，這一發(fā)現(xiàn)也獲得了2011年諾貝爾物理學獎。
由大質量恒星核心塌縮產生的超新星爆發(fā)中心一般會形成致密天體，比如中子星或者黑洞，并伴隨著大量中微子的產生。前者是高能天體物理關注研究的主要目標，具有重要的研究價值，而后者是粒子物理學家非常感興趣的探測研究對象。人類首次探測到的宇宙中微子便是由超新星爆發(fā)釋放出來的。超新星爆發(fā)的殘骸（遺跡）又是銀河系內重要的射電源、X射線源以及伽馬射線源，所以同樣是高能物理研究的重要對象。物理學家也同樣關心超新星，因為超新星爆炸提供了一個極端條件下進行核融合，以及高能粒子相互作用的實驗，而這樣的實驗條件在地球上是無法實現(xiàn)的。
種類繁多！
要了解一顆恒星，首先要看它的光譜（把能量輻射沿著波長方向進行色散）。因此光譜也是研究超新星爆發(fā)性質的主要工具。依據超新星達到光極大附近的光譜特征，我們可以對超新星進行分類。最早的分類是根據超新星光譜中是否有氫線而將超新星分為I型和II型：I型超新星的光譜中沒有氫線；II型超新星有氫線。
而依據其它譜線特征可以進一步對I型和II型超新星進行更為細致的分類：Ia型超新星除了沒有氫的譜線之外，在早期以及光極大附近處還呈現(xiàn)出電離硅的吸收特征，在光極大附近有顯著的W型電離硫的特征（熱核燃燒的產物）；Ib型超新星光譜中并沒有明顯的硅線，但早期光譜中能夠看到較強的氦線；而對于Ic型超新星而言，硅線和氦線的特征都不明顯。
II型超新星的分類比較復雜，可以分為IIP，IIL，IIb以及IIn。一般而言，人們將光變曲線下降階段是否存在“平臺”而將II型超新星分為II-P型（有平臺）和II-L型（沒有平臺）。而IIb型超新星則被認為是一類介于II型和Ib型之間的一種中間類型，其前身星在爆發(fā)前丟掉了較多的氫殼層物質，因而光譜中氫特征在爆發(fā)后一段時間內消失而氦的特征逐漸變強。對超新星爆發(fā)前歷史檔案對象的研究表明以上不同類型的II型超新星的前身星一般是紅超巨星，從IIP-IIb型，前身星的質量有逐漸變大的趨勢。
相比而言，IIn型超新星是更亮的一種子類，其早期光譜會呈現(xiàn)出窄的或中等寬度的氫和氦的發(fā)射線，這類特征來自超新星爆發(fā)拋射物與附近致密的星周物質相互作用產生的。這類超新星的前身星質量一般較大（大于30-40倍太陽質量），一般認為是亮的藍變星。由于質量巨大，這類恒星在演化過程中會經歷若干次較劇烈的爆發(fā)并導致大量的物質丟失。著名的海山二（Eta Carinae）就是屬于這一類恒星，其在1837年產生了一次劇烈的爆發(fā)中產生了與普通超新星爆發(fā)相當的能量（但星體仍然存活），最亮時視星等為-1等，成為了當時地球上觀測到的第二亮的太陽系外天體。
超新星具有不同的觀測特征說明它們爆炸之前所處的環(huán)境以及爆炸過程很可能是不同的。恒星演化研究表明，對于質量超過8-10倍太陽質量的恒星來說，它們的內部可以經歷從氫到鐵的所有核反應，即當恒星演化到晚期時，中心將會形成鐵核，由于鐵的聚變反應是一個吸熱過程，因此鐵一旦出現(xiàn)將預示著恒星內部核反應的停止。隨著鐵核質量的不斷增大，當其超過錢德拉塞卡質量極限時，核內部提供的的電子簡并壓將無法支撐恒星的自重，于是便開始了動力學的核塌縮過程。
塌縮過程使得恒星中心先形成由中子組成的“中子球”，所后從更大半徑處下落的物質會撞擊在中子球的表面。由于中子星核的內部能夠提供比簡并電子氣體強的多得多的壓強，因此這顆“中子球”在下落的物質面前幾乎是不可壓縮的。這便導致了下落的外層物質撞擊在內核表面產生反彈激波，攜帶形成中子球時產生的中微子的部分能量，激波會將外層的物質推開，于是就產生了超新星爆發(fā)。
從爆炸機制角度而言，這類超新星屬于核塌縮型超新星。理論研究表明，不僅是II型超新星，Ib/Ic型超新星都屬于這類核塌縮型超新星。但由于Ib/Ic型超新星在觀測上沒有氫的譜線，因此他們的前身星很可能是通過星風或雙星物質相互作用而丟掉氫或氦包層，這類星在觀測上被稱作沃爾夫-拉葉星，通常具有極高的溫度。
一些超新星因為有很詳細的研究從而變得很“出名”，比如在1987年2月23日大麥哲倫星云里發(fā)現(xiàn)了的一顆II型超新星——SN 1987A就受到了相當大的關注。這顆超新星距離我們只有15萬光年，其爆發(fā)產生的中微子信號被地面探測器成功探測到， 這一成果獲得了2002年諾貝爾物理學獎。SN 1987A是自開普勒超新星（SN1604）之后被記錄的最亮的一顆超新星，甚至能夠用肉眼觀察到，同時也是第一顆被全波段觀測研究的超新星。
在這一“歷史性時刻”發(fā)生后不久，哈勃太空望遠鏡發(fā)射成功，并拍攝了這顆超新星的高分辨率圖像，為人們研究超新星爆發(fā)的演化提供了巨大的幫助。利用其爆發(fā)之前的圖像資料，人們發(fā)現(xiàn)SN 1987A的前身星是一顆20倍太陽質量左右的藍色超巨星，這改變了II型超新星只能源于紅超巨星爆發(fā)的傳統(tǒng)認識。SN 1987A 爆炸演化的一個重要特征是其拋射物高速與星周物質碰撞演化成為環(huán)恒星的“三環(huán)”星云（圖3）。從環(huán)的膨脹速度推測，它們應該形成于同一時間。目前，許多理論嘗試解釋這些“環(huán)”的起源。比如，星風與不同演化階段的前身星相互作用，雙星并合，雙極噴流，與原恒星盤相互作用等。然而對這一現(xiàn)象的解釋還存在爭議，因此它依舊是一個十分有趣的研究對象。
近些年，隨著探測手段的不斷提高，越來越多的超新星被相繼發(fā)現(xiàn)。仔細審視超新星這個大家族可以發(fā)現(xiàn)超新星觀測特征并不單一，而是表現(xiàn)得很豐富多彩。比如從亮度上來說，有比正常超新星暗的“亞亮型超新星”，也有比正常超新星亮幾十甚至幾百倍的“超亮超新星”。超亮超新星的誕生率僅為正常核心塌縮超新星的千分之一，目前累計僅發(fā)現(xiàn)的總數不到100顆。它們似乎有一個共同的特點：傾向出現(xiàn)在低金屬豐度的星系環(huán)境中，這表明它們的前身星可能與宇宙的第一代恒星有關。這類超新星產生高光度的物理機制目前還不是很清楚，可能的能量來源包括中心合成的大量Ni56產生的放射性衰變能，中心致密天體（如磁星）的轉動能，以及爆炸拋射物與星周物質的相互作用供能等。
在2014年，科學家還發(fā)現(xiàn)了一顆有史以來最奇特的超新星iPTF14hls（=SN 2016bse）。清華大學超新星研究團隊與美國加州理工大學帕洛瑪山超新星工廠團隊共同發(fā)現(xiàn)和研究了該超新星。該超新星呈現(xiàn)了前面提到的富氫的II型超新星光譜特征，但要比后者亮10倍且演化的非常緩慢。自2014年9月被發(fā)現(xiàn)后的約2年時間內產生了至少5次大規(guī)模的爆發(fā)現(xiàn)象，在光變曲線上產生了5個顯著的能量峰。歷史圖像資料顯示該超新星在1954年就產生過一次比較強烈的爆發(fā)，顯然在經歷那次爆發(fā)后該超新星仍然存活了下來，表明其前身星應該為一顆超大質量恒星。該超新星多次的爆發(fā)、產生的高光度、緩慢的光譜演化等對當前的超新星理論模型提出了嚴峻的挑戰(zhàn)。
從觀測的角度分析，Ia型超新星的爆炸機制與核塌縮型超新星完全不同。首先，Ia型超新星光譜中沒有氫線，且在早期光譜及光極大處體現(xiàn)為高速的中等質量元素的一次電離吸收線，其中一些早期光譜中探測到CII吸收線，而晚期的星云相主要由鐵的禁線主導。其次，大部分Ia型超新星都有較為均勻的光譜和光變曲線。最后，Ia型超新星似乎對寄主星系沒有選擇性，即在所有類型星系中都探測到了Ia型超新星。
基于Ia型超新星的觀測特征，我們可以對其爆炸過程作出一定的限制。通過其光譜中沒有氫線和氦線可以推斷出其爆炸很可能來自于質密天體；根據其爆炸拋射物的速度所推斷的動能能夠與碳氧元素爆炸式核合成所釋放的能量相比擬；從光變曲線的特征來看，從Ni56到Co56到Fe56的放射性衰變模型能夠很好地吻合光變曲線的形狀。因此可以推斷出，Ia型超新星很可能來自于白矮星的熱核爆炸。
然而對于氦白矮星而言，其內部發(fā)生爆炸式核合成時所對應的質量范圍大約只有0.6-1.0太陽質量，因此爆炸產生的能量過低，并且氦的爆轟所產生的元素主要以鈣、鈦等“重硅族元素”組成，并非鐵族元素。而氧氖鎂白矮星吸積物質的演化結局更可能是通過電子俘獲過程塌縮為中子星，屬于核塌縮型超新星。因此，Ia型超新星是起源于吸積碳氧白矮星的熱核爆炸這一觀點目前已經被普遍接受。
超新星來自何方？
超新星所處的單星或雙星系統(tǒng)是從何而來的呢？這一問題涉及到超新星的前身星。對其前身星的研究有助于我們更好地了解恒星、雙星以及多星系統(tǒng)的演化。
我們先以Ia型超新星為例。如前所述，Ia型超新星來自碳氧白矮星的熱核爆炸，然而白矮星是如何增加自身質量到錢德拉塞卡質量極限的？目前被廣泛討論的前身星模型主要有兩種，一個是單簡并星模型，另一個是雙簡并星模型。
在單簡并星模型中，碳氧白矮星與一顆非簡并伴星構成雙星系統(tǒng)，這顆非簡并伴星可能是主序星、亞巨星、紅巨星或者是氦星。隨后伴星通過某種方式（自身演化充滿洛希瓣或者自身的星風物質損失）將其自身的富氫或富氦物質轉移到白矮星表面并發(fā)生熱核燃燒，這個過程逐漸增加了白矮星的質量。
當白矮星的質量增加到接近自身最大穩(wěn)定質量極限——錢德拉塞卡質量極限時，其內核中心或接近中心的位置開始點燃失控式熱核燃燒，并隨后發(fā)展成為超新星爆炸。從單簡并星模型所得出的光變曲線和光譜都與觀測吻合地很好，并且在這一模型中，白矮星爆炸時的質量都十分接近，因此可以很自然地解釋Ia型超新星光度同一性問題。同時，從星周物質可以發(fā)現(xiàn)，超新星爆炸早期來自伴星拋射物的光學及紫外輻射的探測，以及超新星爆炸殘留物被星風剝離的痕跡等都能夠一定程度上支持單簡并星模型。
然而，這一模型也面臨不小的挑戰(zhàn)，比如Ia超新星的光譜中普遍并沒有探測到氫的發(fā)射線，暗示了爆炸拋射物剝離伴星的富氫物質這一現(xiàn)象并不明顯，同時理論給出的單簡并星模型誕生Ia星超新星的誕生率也無法和觀測相比擬。
在雙簡并星模型中，由兩顆白矮星組成的雙星系統(tǒng)相互繞轉。此時，引力波輻射會消耗雙星系統(tǒng)的軌道角動量，兩顆白矮星會逐漸靠近以至于最終發(fā)生并合。根據傳統(tǒng)觀點的假設，如果兩顆白矮星的總質量超過錢德拉塞卡質量極限，那么并合后會誕生Ia型超新星。
雙簡并星模型在解釋一些觀測特征上具有一定的優(yōu)勢，比如它可以解釋觀測上沒有認證殘留伴星的存在這一事實、大部分Ia型超新星沒有氫線和氦線、Ia型超新星的誕生率和延遲時標分布（從雙星系統(tǒng)誕生到Ia型超新星爆炸所經歷的時間），以及超亮超新星的成因等。
然而，雙簡并星模型也并不完美，比如由于雙白矮星并合具有較為寬泛的質量分布，因此在解釋Ia型超新星一致性問題上存在困難。再如，很多研究表明，雙白矮星并合的結局有可能是塌縮為中子星，而不是發(fā)生熱核爆炸。因此到目前為止，沒有任何一種前身星模型能夠完美地解釋Ia型超新星的所有觀測特征。
不同于Ia型超新星，Ib/Ic和II型超新星與其前身星系統(tǒng)之間可能并沒有十分明確的一一對應關系。主要原因是核塌縮型超新星的前身星是大質量恒星，由于在大質量恒星演化過程中，很多過程比如星風物質損失，內部復雜的核反應與弱反應等都具有很大的不確定性，并且大質量恒星的演化結局受金屬豐度，也就是前身星所處的寄主星系環(huán)境影響很大。因此，探索大質量恒星的演化結局是一個十分有趣的話題。
以太陽金屬豐度（星族I）的恒星演化為例，中小質量恒星演化后期主要以碳氧白矮星為主（單星演化誕生孤立氦白矮星的延遲時標長于宇宙學時標）。隨著主序星質量的增加，7-10太陽質量的主序星演化后期會經歷超漸近支巨星（SAGB，super-Asymptotic giant branch）階段[1]，其內部的碳氧核會在一定情況下于非中心處點燃碳，最后所生成的白矮星將會是碳氧氖混合白矮星或氧氖鎂白矮星，其中質量偏大的會形成電子俘獲型超新星。
初始質量在8-25太陽質量的主序星的命運都將是經歷核塌縮（比如II型超新星），它們經歷核塌縮超新星爆炸后會留下殘余天體——中子星，但是質量在25-50太陽質量的主序星超新星爆炸后由于物質回落機制，將直接塌縮成黑洞。對于質量50-60太陽質量以上的恒星，其主序階段的星風物質損失過程將具有極大的不確定性，由星風物質剝離殼層的程度不同，可演化為不同類型的沃爾夫-拉葉星，這些沃爾夫-拉葉星很可能就是Ib/Ic型超新星的前身星，此外，這些大質量恒星經歷超新星爆炸后會誕生中子星還是黑洞也十分的不確定。對于質量在30-133太陽質量的氦核而言，其演化過程中會經歷“對不穩(wěn)定性”[2]，最后發(fā)生對不穩(wěn)定性超新星爆炸（氦核質量在35-50太陽質量這一很窄的范圍內時，可能誕生脈動對不穩(wěn)定性超新星），而它們前身星則是70-260太陽質量的超大質量恒星。
鳳凰緣何涅槃的答案
經過數十年以來的努力，我們已經對超新星有了較豐富的認識，但仍有許多問題等待著我們去探索。比如，Ia型超新星的多樣性起源問題，超亮超新星的能源機制問題，一些奇特超新星的爆發(fā)機制核問題等等。
未來，隨著國內新的大視場巡天項目的投入運行（如美國放在南半球的LSST項目以及我國紫金山天文臺-科大聯(lián)合建設的2.5米寬視場望遠鏡），上百萬顆超新星將會被發(fā)現(xiàn)。同時理論方面的研究也在進一步深入，我們相信蘊藏在恒星晚期走向鳳凰涅磐中的疑問能夠在可預見的未來被一一解開。
