超亮超新星能源之謎

王善欽　戴子高　王靈俊　吳雪峰

近十多年來，人類發(fā)現(xiàn)了大約100個(gè)比一般超新星亮得多的超新星，它們被稱為“超亮超新星”。超亮超新星挑戰(zhàn)了傳統(tǒng)的超新星能源機(jī)制與爆炸機(jī)制，同時(shí)也開啟了更深入理解恒星演化與爆炸的大門。

超新星（supernovae，SNe）是宇宙中最壯觀的爆炸現(xiàn)象之一。超新星爆發(fā)向星際空間噴射大量中等質(zhì)量元素與鐵系元素，在此后漫長的歲月里，這些元素又會(huì)凝聚到新一代恒星與行星中。地球上的大部分穩(wěn)定金屬，尤其是地球上含量豐富的鐵以及人類血液中的鐵，絕大部分都來自于超新星爆發(fā)。雙星系統(tǒng)中先后發(fā)生的超新星爆發(fā)所遺留下來的雙中子星系統(tǒng)或黑洞一中子星系統(tǒng)在相互繞轉(zhuǎn)的過程中，由于引力波輻射會(huì)損失能量，導(dǎo)致軌道收縮，最終并合。在此過程中，一部分中子星物質(zhì)被拋出，并迅速合成大量鑭系元素與錒系元素，這些元素是超新星的間接產(chǎn)物。因此可以說，沒有超新星，僅依靠恒星的自然演化與平靜死亡，地球上的絕大部分金屬將無法形成。也不會(huì)有現(xiàn)在的人類以及其他生命。

超新星爆發(fā)后形成的強(qiáng)大激波還將擠壓附近物質(zhì)，加快這些星際物質(zhì)形成新一代恒星；超新星激波還會(huì)加速粒子，使其成為高能宇宙線；超新星爆發(fā)后還會(huì)形成中子星（或夸克星）或恒星級(jí)黑洞。

大部分超新星最亮?xí)r亮度可以達(dá)到1億-10億個(gè)太陽亮度。超新星從爆發(fā)到消失，持續(xù)時(shí)間一般為一年左右，只要距離地球足夠近或儀器能力足夠好，人們就可以持續(xù)上百天（少數(shù)可以持續(xù)數(shù)千天）觀測(cè)它們。

近年來，天文學(xué)家觀測(cè)到一類亮度比此前發(fā)現(xiàn)的超新星亮得多的超新星，最亮?xí)r亮度可以超過幾百億甚至幾千億個(gè)太陽亮度，各波段的絕對(duì)星等小于21。這類超新星被稱為超亮超新星（super-luminous supernovae，SLSNe）。這里必須特別強(qiáng)調(diào)：絕對(duì)星等越低，超新星越亮。例如，一個(gè)絕對(duì)星等為-22的超新星亮度大約是絕對(duì)星等為-21的超新星亮度的2.5倍。

迄今為止，人們發(fā)現(xiàn)并確認(rèn)的超亮超新星大約有100顆，其中最亮的超新星是2015年6月全天自動(dòng)超新星搜索項(xiàng)目（All Sky Automated Survey for SuperNovae，ASAS-SN）發(fā)現(xiàn)的ASASSN-151h（SN2015L）。

超新星的爆發(fā)機(jī)制與分類

超新星有三類不同的爆發(fā)機(jī)制。

（1）白矮星從其伴星吸積物質(zhì)或兩顆白矮星并合，當(dāng)質(zhì)量超過錢德拉塞卡極限時(shí)（約為1.4個(gè)太陽質(zhì)量），其中心會(huì)發(fā)生不穩(wěn)定熱核燃燒，釋放的能量足以將星體炸毀，此類超新星是“熱核爆炸型超新星”的一類。

（2）大質(zhì)量恒星演化到中心為鐵核或氧一氖一鎂核階段之后，坍縮反彈爆發(fā)，將星體炸開，中心留下中子星（或夸克星）或黑洞，此類超新星現(xiàn)象稱為“核坍縮型超新星”。

（3）更大質(zhì)量的恒星在演化到中心為氧核時(shí)，由于溫度過高，高能光子合成正負(fù)電子對(duì)，然后再形成正負(fù)中微子對(duì)。每次反應(yīng)都有一小部分中微子對(duì)逃逸出星體，輻射壓降低，從而使得星體收縮，溫度升高，反應(yīng)加劇，形成惡性循環(huán)，星體迅速被炸毀，形成的就是對(duì)不穩(wěn)定超新星（pair-instability supernovae，PISNe），它們是“熱核爆炸型超新星”的另一類。

超新星光譜中有大量發(fā)射線和吸收線，這些譜線揭示了超新星爆發(fā)時(shí)噴射物的元素構(gòu)成。根據(jù)譜線的不同，超新星可分為Ⅰ型和Ⅱ型兩大類，Ⅰ型超新星光譜中沒有氫吸收線，而Ⅱ型光譜中有氫吸收線呈現(xiàn)。Ⅰ型超新星可進(jìn)一步分為Ia、Ib、Ie等類型；Ⅱ型超新星可進(jìn)一步分為IIP、IlL、IIb、IIn（光譜中有窄線）等類型。Ib與Ic又被統(tǒng)稱為Ib/c型，對(duì)于無法區(qū)分出到底是Ib還是Ic的超新星，則記為Ibc型。最近一些年還發(fā)現(xiàn)一些Ia、Ib、Ic型的光譜中也有窄線。

超亮超新星的光譜型比普通超新星少得多，只有Ic型（也被直接稱為I型）、IIn型與IIL型（統(tǒng)稱為II型）。有個(gè)別學(xué)者認(rèn)為，有些I型超亮超新星是由放射性元素56Ni驅(qū)動(dòng)的，單獨(dú)列為R型。本文不對(duì)I型與R型進(jìn)行區(qū)分，因?yàn)镽型的光譜特征依然是I型的。

更細(xì)致的研究表明，爆發(fā)機(jī)制分類與光譜分類之間存在較強(qiáng)的關(guān)聯(lián)。

（1）Ia型超新星為白矮星吸積或雙白矮星并合爆發(fā)的產(chǎn)物。

（2）Ib、Ic、IIP、IIL、IIb型超新星大多為核坍縮型超新星，少數(shù)Ic型超新星可能為對(duì)不穩(wěn)定超新星。

（3）IIn型超新星的情況最為復(fù)雜。大部分IIn型超新星為核坍縮型超新星，由于與星周介質(zhì)發(fā)生相互作用而產(chǎn)生窄發(fā)射線；少數(shù)IIn型超新星為白矮星爆發(fā)形成的超新星，本應(yīng)屬于Ia型，但因?yàn)榕c星周介質(zhì)相互作用而產(chǎn)生窄發(fā)射線，被劃入IIn型；也許極少數(shù)IIn超新星為對(duì)不穩(wěn)定超新星，但由于外界物質(zhì)的遮蔽，人們至今不清楚是否真的有這種起源的IIn型超新星。

超新星能源機(jī)制的主要模型

超新星爆發(fā)后，主要能源機(jī)制有6種：激波加熱的星體冷卻輻射，放射性56Ni衰變，脈沖星轉(zhuǎn)動(dòng)能注入，電離氫再復(fù)合，噴射物與星周介質(zhì)相互作用，以及黑洞一吸積盤產(chǎn)生的噴流驅(qū)動(dòng)。如果超新星爆發(fā)能夠形成黑洞，那么脈沖星轉(zhuǎn)動(dòng)能注入的時(shí)間就只有幾小時(shí)，因此可以忽略脈沖星能量注入；反之，如果脈沖星能夠持續(xù)數(shù)百天，那么就無需考慮黑洞一吸積盤機(jī)制的貢獻(xiàn)。

對(duì)于超亮超新星，情況略有不同。電離氫再復(fù)合只適用于那些爆炸前保留有大量氫的超新星，所能提供的能量遠(yuǎn)遠(yuǎn)無法滿足超亮超新星的要求；激波加熱的星體冷卻輻射主要在超新星爆發(fā)后幾天起作用；黑洞一吸積盤產(chǎn)生的噴流驅(qū)動(dòng)僅在極少數(shù)情況下會(huì)對(duì)超新星亮度起主要作用。因此，對(duì)于超亮超新星，人們一般只需要考慮剩下的三類能源機(jī)制：放射性56Ni衰變、脈沖星轉(zhuǎn)動(dòng)能注入、噴射物與星周介質(zhì)相互作用。

56Ni的級(jí)聯(lián)衰變

熱核爆炸型超新星爆炸后，12C與16O會(huì)被燃燒為56Ni；氧-氖-鎂核坍縮型超新星爆炸后，中微子驅(qū)動(dòng)星風(fēng)合成56Ni；鐵核坍縮型超新星爆發(fā)后，激波掃過28Si殼層，溫度達(dá)到50億度以上的區(qū)域被燃燒成56Ni。無論何種方式形成的56Ni，此后都會(huì)衰變?yōu)?6Co，然后衰變?yōu)?6Fe，這兩個(gè)過程都會(huì)釋放出高能光子與正電子，噴射物被加熱至白熾狀態(tài)，產(chǎn)生黑體輻射，輻射以紫外一可見光一近紅外光為主。這個(gè)模型可以追溯到1960年代。

各類普通超新星（IIn、Ia、Ib/c、IIb、IIP）與超亮超新星（I、II）的光變曲線縱坐標(biāo)為絕對(duì)星等，橫坐標(biāo)為時(shí)間，以峰值時(shí)為時(shí)間零點(diǎn)。

56Ni是超新星爆發(fā)早期的主要能源；幾百天后，半衰期很長的放射性元素如22Na、44Ti開始占據(jù)優(yōu)勢(shì)。由于絕大多數(shù)超新星只能被觀測(cè)幾百天，大部分情況下，只需考慮56Ni的作用，其他放射性元素的影響可以忽略，尤其是僅研究超新星的峰值亮度時(shí)。56Ni（與其他放射性物質(zhì)）級(jí)聯(lián)衰變模型可以解釋絕大部分超新星爆發(fā)現(xiàn)象。為解釋普通超新星的亮度，一般需要0.05-0.5個(gè)太陽質(zhì)量的56Ni。

大部分Ia型超新星爆發(fā)后，生成大約0.5太陽質(zhì)量的56Ni，因此相對(duì)明亮；大部分核坍縮型超新星爆發(fā)后形成的56Ni質(zhì)量只有0.001～0.2太陽質(zhì)量，因此相對(duì)暗。不過，從1997年開始，人們發(fā)現(xiàn)一些動(dòng)能比普通超新星大10倍以上的核坍縮型超新星（多數(shù)為Ic型）合成的56Ni也可以達(dá)到0.5太陽質(zhì)量。

脈沖星轉(zhuǎn)動(dòng)能注入

除了產(chǎn)生56Ni為主的放射性元素外，大多數(shù)核坍縮型超新星爆發(fā)后會(huì)留下脈沖星，少數(shù)留下黑洞。脈沖星可能為中子星，也可能為夸克星。它們的旋轉(zhuǎn)軸與磁軸存在夾角，如果磁軸在旋轉(zhuǎn)過程中周期性地指向地球，其輻射便是脈沖式，因此得名脈沖星。具有超強(qiáng)磁場(chǎng)的脈沖星[如10億～1000億特，地磁場(chǎng)僅為（5～6）×10^-4特]被稱為“磁星”。

超新星爆發(fā)后，如果遺留下脈沖星，則后者可以將轉(zhuǎn)動(dòng)能通過偶極輻射轉(zhuǎn)化為高能輻射，加熱噴射物。大部分超新星，即使留下脈沖星，偶極輻射提供的亮度也可以忽略不計(jì)，亮度仍然主要來自56Ni衰變的貢獻(xiàn)。

但是，一些理論研究表明，超新星爆發(fā)后，可能在中心留下周期為毫秒量級(jí)的磁星。這些毫秒級(jí)磁星擁有非常大的轉(zhuǎn)動(dòng)能，偶極輻射功率異常大。這些磁場(chǎng)極高的毫秒級(jí)磁星通過偶極輻射把能量注入噴射物之后，會(huì)顯著提高超新星的亮度。這是解釋超亮超新星的最重要模型之一。原則上，磁星旋轉(zhuǎn)越快，能夠驅(qū)動(dòng)的超新星越亮，解釋超亮超新星的磁星的周期一般在1-5毫秒。

磁星模型可以追溯到1971年，奧斯特里克（J.P.Ostriker）與岡恩（J.E.Gunn）首先提出脈沖星可以將轉(zhuǎn)動(dòng)能轉(zhuǎn)化為超新星輻射。2009-2010年，伍斯利（S.E.Woosley）以及卡森（D.Kasen）與比爾德斯滕（L.Bildsten）分別用磁星偶極能量注人模型解釋超亮超新星。

噴射物與星周介質(zhì)相互作用

任何恒星在其演化過程中都會(huì)將其自身的粒子吹到太空中，形成星風(fēng)（stellar wind）；在有些時(shí)候，還會(huì)因?yàn)槟撤N不穩(wěn)定性，噴發(fā)出物質(zhì)殼層。超新星的前身星也不例外，它們?cè)诒l(fā)前，都會(huì)輻射出大量星風(fēng)粒子，有些甚至?xí)姲l(fā)出大量物質(zhì)組成的殼層；超新星爆發(fā)后，快速運(yùn)動(dòng)的噴射物撞擊先前噴發(fā)出的星風(fēng)與殼層，將機(jī)械能轉(zhuǎn)化為熱輻射。

噴射物與星風(fēng)或殼層撞擊，會(huì)加熱一些物質(zhì)，使其發(fā)出窄發(fā)射線與中等寬度發(fā)射線。這類超新星被標(biāo)記為n型超新星，以IIn型居多。

許多IIn型超新星以及IIn型超亮超新星都涉及噴射物與星周介質(zhì)相互作用過程，相互作用提高了亮度，普通亮度的IIn型超新星普遍比其他類型普通亮度超新星亮一些。

第一個(gè)引起強(qiáng)烈反響的超亮超新星就是一個(gè)IIn型超亮超新星——SN2006gy。這個(gè)超新星不能用56Ni模型解釋，因?yàn)?6Ni模型預(yù)測(cè)的光變曲線與觀測(cè)不符。研究發(fā)現(xiàn)，這個(gè)超新星的主要能源由噴射物與星風(fēng)物質(zhì)相互作用提供，為了得到更好的擬合結(jié)果，需要同時(shí)考慮1～2太陽質(zhì)量的56Ni。

一些I型超亮超新星也可以由這種能源機(jī)制解釋。不過，磁星模型在解釋I型超新星時(shí)更有優(yōu)勢(shì)，也更加簡潔、自然。

有一些超新星，例如iPTFl3ehe，在爆發(fā)晚期亮度反而顯示出明顯的增強(qiáng)，這很可能是由于噴射物開始碰撞到遠(yuǎn)處的物質(zhì)殼層。最近發(fā)現(xiàn)的超亮超新星ASASSN-151h在晚期出現(xiàn)了亮度不再減弱的現(xiàn)象（光變曲線上呈現(xiàn)出平臺(tái)），這可能也是源于超新星噴射物撞擊星周介質(zhì)的貢獻(xiàn)。

56Ni模型無法解釋大部分超亮超新星

對(duì)于絕大多數(shù)普通超新星，56Ni模型對(duì)其能量來源提供了最佳、最自然的解釋。然而，56Ni的產(chǎn)量極限使得它能夠提供的亮度存在一個(gè)上限。

假定超新星亮度上升至峰值的時(shí)間相同的情況下，超新星合成的56Ni質(zhì)量與超新星峰值時(shí)的亮度成正比。從爆發(fā)到最亮用時(shí)18天，峰值時(shí)絕對(duì)星等為-18.5的超新星，所合成的56Ni質(zhì)量大約為0.5太陽質(zhì)量；另一超新星，如果從爆發(fā)到最亮用時(shí)同樣是18天，峰值時(shí)星等為-21.5（這是一個(gè)超亮超新星，亮度約為前者6.3倍），那么這個(gè)超新星合成的56Ni為前者的6.3倍，約3.2個(gè)太陽質(zhì)量。這幾乎達(dá)到了核坍縮型超新星能夠合成的56Ni極限。超新星需要的56Ni還與達(dá)到峰值時(shí)的時(shí)間近似成正比，如果后者上升至峰值的時(shí)間是前者的2倍，那么需要的56N1也會(huì)增加到原來的2倍左右，這就超過了核坍縮型超新星的極限，需要假定這個(gè)超新星是所謂的“對(duì)不穩(wěn)定超新星”。

對(duì)于更亮的超新星，對(duì)不穩(wěn)定超新星也無法給出合理的解釋，原因如下。如果一個(gè)超新星峰值星等為-23.5，即使它上升到峰值時(shí)間也是18天，這個(gè)超新星所需的56Ni也高達(dá)50太陽質(zhì)量。而絕大部分恒星爆發(fā)前的質(zhì)量不會(huì)超過這個(gè)值，即使爆發(fā)后所有物質(zhì)都變?yōu)?6Ni，也不可能合成這么多的56Ni。只有對(duì)不穩(wěn)定超新星才會(huì)合成50個(gè)太陽質(zhì)量的56Ni，這恰恰也是其56Ni產(chǎn)量的上限。而如此多的56Ni必然導(dǎo)致更多的噴射物，從而導(dǎo)致上升時(shí)間顯著超過18天，這將需要更多的56Ni，明顯超過對(duì)不穩(wěn)定超新星的56Ni產(chǎn)量極限。超亮超新星峰值時(shí)星等可以達(dá)到-23.5，意味著其能量來源不可能主要由56Ni提供。

此外，分析還表明：即使對(duì)那些峰值星等為-21左右的超亮超新星，如果用56Ni模型來解釋，需要的56Ni與噴射物質(zhì)量比值將超過30%-50%，有些甚至超過1。而數(shù)值模擬卻表明，這個(gè)比例不應(yīng)超過20%。因此56Ni模型無法解釋這些超新星。

磁星模型的改進(jìn)與應(yīng)用

近年來的研究表明，大部分超新星不能用56Ni模型解釋，卻可以用磁星模型解釋。至今為止發(fā)現(xiàn)的超亮超新星大多數(shù)為I型，少數(shù)為IIn型。其中，I型超亮超新星主要由磁星模型解釋。

2013-2014年，因塞拉（c.Inserra）、尼科爾（M.Nicholl）等人連續(xù)發(fā)表了多篇重要論文，用磁星模型成功地解釋了多個(gè)超亮超新星，但在解釋一些超亮超新星時(shí)，超新星爆發(fā)晚期的理論預(yù)測(cè)亮于觀測(cè)。

2014年夏，筆者首次系統(tǒng)深入研究了爆發(fā)晚期的Y射線泄漏效應(yīng)，研究發(fā)現(xiàn)：在考慮泄漏效應(yīng)之后，磁星模型可以完美地解釋因塞拉等人研究的超亮超新星；2015年春，通過仔細(xì)計(jì)算與分析，筆者首次證實(shí)：一些明亮但不是超亮的Ic型超新星也必須以磁星注入能量為主要能源。在此基礎(chǔ)上，筆者提出了能對(duì)普通亮度、明亮、超亮Ic型超新星能量來源進(jìn)行解釋的統(tǒng)一模型（包含放射性元素衰變與磁星能量注入）。

2015年6月，ASAS.SN項(xiàng)目發(fā)現(xiàn)了一個(gè)超新星ASASSN-151h（SN 2015L）。北京大學(xué)的東蘇勃等人發(fā)現(xiàn)：峰值后15天時(shí)，其亮度是太陽的5700億倍。筆者與合作者對(duì)這個(gè)超新星進(jìn)行了理論分析與數(shù)值計(jì)算，研究結(jié)果表明：如果這顆超新星的能源主要來自于56Ni等放射性物質(zhì)，則放射性物質(zhì)的質(zhì)量約為260太陽質(zhì)量，這徹底排除了放射性物質(zhì)模型。筆者與合作者用磁星模型首次給出ASASSN151h的理論光變曲線，爆發(fā)早期、中期階段理論預(yù)測(cè)與觀測(cè)數(shù)據(jù)非常吻合。對(duì)這個(gè)超新星的光變曲線的擬合還發(fā)現(xiàn)，磁星的周期大約為0.8毫秒，兩極磁場(chǎng)約30億特。筆者與合作者的細(xì)致計(jì)算表明：這個(gè)超新星爆發(fā)后留下的磁星可能是一個(gè)夸克星——如果這顆磁星是一個(gè)夸克星，引力波輻射的影響將微乎其微，就可以安全地驅(qū)動(dòng)這顆超新星。

超亮超新星是近年來發(fā)現(xiàn)的一類非常罕見的超新星，大多數(shù)為I型，少數(shù)為IIn型，極少數(shù)為IlL型。

只有少數(shù)超亮超新星的能量來源可以用56Ni模型解釋，為了用56Ni模型解釋這些事件，還必須假定超新星為不穩(wěn)定對(duì)超新星。當(dāng)前解釋I型與IIL型超亮超新星的主流模型為磁星模型，假定磁星初始自轉(zhuǎn)周期為1～5毫秒，則可以對(duì)大多數(shù)I型超亮超新星進(jìn)行合理解釋。解釋IIn型超新星的主流模型則為噴射物一星周介質(zhì)相互作用模型。

對(duì)超亮超新星能源來源的研究可以加深人們對(duì)這類劇烈爆發(fā)現(xiàn)象的理解，同時(shí)可以探尋其爆發(fā)方式以及爆發(fā)后留下的脈沖星的種類與物態(tài)方程，對(duì)天體物理學(xué)的研究有重要意義。