超新星

出处：按学科分类—自然科学总论 北京出版社《现代科技综述大辞典上》第459页（3026字）

1934年，瑞士兹威基(F．Zwicky)和德国巴德(W．Baade)根据13个河外星系内的爆发天体的观测资料的分析，确认宇宙中有比新星更激烈、释放能量更大、抛射物质更多、光变幅更大的恒星质量的天体的突变爆发，并将这种天体取名为超新星。

一个恒星爆发成为超新星过程中，当光度极大时，达到10⁷～10¹⁰个太阳光度，即可和整个星系的光度相当。超新星爆发时将恒星物质以百分之几的光速抛向星际空间，带走10⁵¹erg的动能，相当于10³⁴t TNT的能量。其电磁辐射仅占爆发释能的一小部分，99%以上的能量由中微子携带散掉。超新星的光学观测表明，爆发之后2～3周内，光度达到极大，光变幅超过17个星等，即增亮了千万倍甚至上亿倍。

随后，在几个月内或更长的时间，暗弱下去，不复见。超新星将核心内部在演化过程中经热核反应合成的重元素抛向空间，加速了银河系的化学演化。

有的超新星将恒星物质全部抛散，也有的只抛射了外层，形成星云状的超新星遗迹，成为射电源和X射线源；而内核物质经引力坍缩成为白矮星、中子星或黑洞。超新星为宇宙中的一个短暂天象。

中国历代史书中载有极其丰富的天象观察资料，30～40年代，相继确认1054年天关客星、1572年阁道客星(西方称“第谷新星”)和1604年尾分客星(西方称“开普勒新星”)都是超新星。随着射电天文兴起之后，进一步证实这几颗历史上的超新星的遗迹至今仍是强射电源。

386年东晋南斗客星、393年东晋尾中客星、1006年北宋周伯星和1181年南宋传舍客星等中国历史文献中的天象，均为银河系内的超新星事件。此外，还发现强射电源仙后A是迄今已知的最年轻的银河系超新星遗迹，估计爆发于1680年前后，但当时北半球的东西方天文学家均未曾得见。

1936～1941年，美国帕洛玛山天文台在兹威基主持下，用口径45cm／65cm施密特望远镜系统地巡视北天星系选区，发现了19个河外星系超新星，积累了较完整的光度变化和光谱特征的实测资料。从1958年起，又用口径120cm／180cm施密特望远镜搜寻河外星系超新星，这项超新星巡天课题一直延续到1975年。1961年，在国际天文学联合会上组建了超新星巡天组织，先后有美国、匈牙利、意大利、瑞士、俄罗斯、智利等国的十几个天文台参加。从1885年到1992年底的百余年间，共记录到河外星系超新星887个。

主要的统计结论：(1)每个平均亮星系每290年出现一个超新星，每个亮星系团的成员星系每240年出现一个，随着自动化巡天技术的进步和推广，搜寻过程中人为的遗漏现象的减少，诞生率数值将会有所提高，但超新星为罕见天象的结论仍将不变。(2)存在超新星诞生率偏高的星系，它们多系巨型旋涡星系，例如银河系的超新星诞生率可能高达每50年1个。

(3)根据光谱分析和光变特征，超新星分为Ⅰ型和Ⅱ型两类。Ⅰ型超新星，光谱特征为贫氢，其前身为星族Ⅱ老年恒星。

根据硅、氧、氦的丰度，又可分为Ia、Ib和Ic3个次型。

Ⅱ型超新星，光谱特征是富氢，其前身是星族1年轻的大质量恒星，根据光变曲线和连续谱的形态，细分为Ⅱ₂和Ⅱ_p两个次型。

恒星的演化学说和能源理论指出，恒星从星前体和原恒星演化为一个主星序恒星的主要标记，是以内核中氢原子聚合为氦原子的核反应为能源。这一阶段在恒星演化史上持续时间最长，占90%以上。

当恒星内核的氢燃烧尽净后，核心区收缩，致使核心区外围温度增高，重又点燃外围区域的氢氦聚变。同时，核心区也因收缩而增温，逐次出现氦变成碳，碳变成氖、氧和硅。

最后，硅聚合成铁。

此时，形成一个不再放热而是吸热的铁核。

恒星最终收缩为一个不再产能只是释放余热的白矮星。一个稳定的白矮星的质量极限是1．4个太阳质量，超过极限质量则将坍缩为中子星或黑洞。

现代超新星理论认为，Ⅰ型超新星的前身是由一个白矮星和一个小质量伴星组成的密近双星。当伴星的物质为白矮星吸积，伴星流失的物质逐渐增加白矮星的碳氧核心质量，破坏了稳定性，碳在白矮星的核心被点火而爆炸，致使白矮星完全被炸毁。

释放出超过10⁵¹erg的能量，以每秒超过10000km的速度将白矮星所含的多种重元素及其同位素抛向星际空间。这一理论所描述的Ⅰ型超新星爆发图象，已为测光和分光观测资料所支持和验证。

Ⅱ型超新星的前身则是质量大于8个太阳质量的大质量、高光度的星族Ⅰ恒星。当演化到铁核心的质量大到接近1．4个太阳质量时，热核聚变速率加快，在时标短于1d的时间内，形成的核心区在时标为0．1%s的瞬间坍缩。

坍缩的速度达到光速。坍缩核之内，在时标为1‰s的刹那，产生出大量的中微子，总数可达10⁵³个，将坍缩形成的引力能的大部分，以接近光速的高速度带出恒星，射向宇宙四方。

此刻，呈现的天象是诞生了一个转瞬即逝的中微子星。

当坍缩核的密度达到2．7×10¹⁴g／cm³，即成为一个中子星。

恒星外层下落的物质碰到致密核后，向外反弹，产生激波，经过几个小时或几天后到达恒星表面，把大质量恒星的某个半径以外的上层物质全部以每秒百万千米的速度四向抛射。同时，光度骤增，成为一个光学波段得见的Ⅱ型超新星。

大质量恒星爆发成为超新星的理论也得到了实测的考验。

超新星在极大光度时刻的巨大光度，既便它处在100Ms差距(约3亿光年)的遥远天边，仍可得见，是为光学波段可见的最远距离的单个天体。半个世纪的超新星巡天得到的一个共识是超新星，特别是Ⅰ型超新星，在光度极大时刻的本徵光度的瀰散不大，其平均光度约为绝对星等－20．0。可将之作为指示距离的标准烛光，并用之订正哈勃常数，为修订宇宙距离尺度作出贡献。

。【参考文献】：

1 Zwicky F. Supernovae,Handbuch der Physik, 1958,766

2 Zwichy F. Sufpernovae,Stellar Structure,1965,301

3 Maza J,et al. Astrophysical Journal,1976,204:519

4 Clark D H,et al. The Historical Supernovae,1977

5 Bartunev O S,et al. Astrophysics and Space Science, 1986, 122:343

6 Wheeler J Cet al. Supernovae,1990

7 Arnett W D. Astrophysical Journal, 1982,254:1

(北京天文台博士生导师李竞研究员撰)