超新星是恒星通過爆發(fā)而死亡的事件，它是如此猛烈，使得單個(gè)恒星在短時(shí)間內(nèi)的亮度與含有上千億顆類似太陽的普通恒星的整個(gè)星系的亮度一樣。這樣的事件比較少見。大多數(shù)恒星以遠(yuǎn)為平靜的方式結(jié)束其生命，在我們銀河系這樣的星系中，超新星每百年才出現(xiàn)幾顆。但這些事件對星系演化、對諸如我們?nèi)祟惖壬问降拇嬖?，均至關(guān)重要，因?yàn)?font color="red">超新星既加工了比鐵更重的所有元素，又在爆發(fā)時(shí)把這些以及其他重元素散布到太空中。你身體中的很多物質(zhì)，就是在已經(jīng)爆發(fā)為超新星的恒星內(nèi)部加工出來的原子構(gòu)成的，是超新星把這些元素?cái)U(kuò)散到星際物質(zhì)中，而星際物質(zhì)又能形成新的恒星、行星和人類。我們簡直就是用恒星塵埃制造成的。
所有超新星爆發(fā)時(shí)的巨大能量，都是在恒星的核突然坍縮、直到變成中子星(在某些情況下也可能變成黑洞)般大小的過程中，經(jīng)由基本相同的途徑產(chǎn)生的；然而這種坍縮的觸發(fā)卻有兩種不同的方式，而且它們產(chǎn)生兩類外貌頗為不同的超新星(超新星個(gè)體之間還有更加細(xì)微的差異，因?yàn)椴淮嬖诒舜巳膬深w恒星，不過這些差異不如主要差別重要)。這兩類超新星叫做Ⅰ型和Ⅱ型，它們最初是根據(jù)光譜學(xué)研究加以區(qū)分的——Ⅱ型超新星光譜中有氫的譜線，Ⅰ型超新星光譜中卻沒有。通過超新星光譜的長期觀測研究，以及觀測與計(jì)算機(jī)模型的比較，現(xiàn)在已經(jīng)能夠?qū)⑦@種差異解釋為兩類超新星形成方式的不同。
Ⅰ型超新星可出現(xiàn)在橢圓星系和盤狀星系中，但并不顯示更多出現(xiàn)在旋臂中的傾向。它們由較低質(zhì)量的老年星族Ⅱ恒星的殘骸所形成，也出現(xiàn)在一顆子星已經(jīng)演化到白矮星階段(見恒星演化)，并通過吸積從伴星獲取物質(zhì)的雙星系統(tǒng)中。隨著白矮星質(zhì)量增加，它終于超過穩(wěn)定白矮星的昌德拉塞卡極限(約1.4太陽質(zhì)量)，于是星體在自身重量作用下坍縮，將引力能以熱能形式釋放，并觸發(fā)一陣產(chǎn)生大量中微子的核反應(yīng)高潮。
Ⅰ型超新星又分為幾個(gè)次型，其中Ⅰa型和Ⅰb型之間的差別最為主要。Ⅰa型超新星光譜中有硅的強(qiáng)譜線，Ⅰb型超新星則沒有。Ⅰa型超新星釋放的能量被認(rèn)為能將坍縮白矮星炸散，噴發(fā)成一個(gè)質(zhì)量與太陽相近的物質(zhì)云，形成一個(gè)以數(shù)萬公里每秒的速率向外運(yùn)動(dòng)的膨脹氣殼(見超新星遺跡)，從而導(dǎo)致星體完全瓦解。所有Ⅰa型超新星看來具有相當(dāng)一致的光度(對應(yīng)的峰值絕對星等為-19)，這使它們成為可用于估計(jì)近鄰星系距離的很有效的“標(biāo)準(zhǔn)燭光”。
比Ⅰa型更常見的Ⅰb型超新星的觸發(fā)方式被認(rèn)為基本相同，但出場的白矮星是由較大質(zhì)量恒星因強(qiáng)烈恒星風(fēng)而失去外層后遺留下來的。與Ⅰa型超新星的最重要差別是，Ⅰb型超新星真的剩下一個(gè)中子星或黑洞形式的殘骸。然而在這兩種情形下，雙星系統(tǒng)看來都在爆炸中瓦解，將原始白矮星的伴星猛然拋向太空，成為所謂的“速逃星”。有一個(gè)很有趣的例子，三顆速逃星——白羊座53、御夫座AE和天鴿座μ——似乎是從獵戶座中的同一個(gè)點(diǎn)射出，而且?guī)缀蹩隙ㄋ鼈兌际谴蠹s3百萬年前一個(gè)四合星系統(tǒng)中發(fā)生的一次超新星爆發(fā)遺留下來的。
Ⅱ型超新星也能發(fā)生在雙星系統(tǒng)(畢竟大多數(shù)恒星是雙星的成員)或孤獨(dú)恒星中。它們是富含重元素且主要出現(xiàn)在盤狀星系旋臂中的年輕大質(zhì)量星族Ⅰ恒星爆發(fā)而成。這些恒星在消耗完它們的核燃料時(shí)仍然擁有至少8倍太陽質(zhì)量，它們?nèi)绱司薮?，甚至恒星風(fēng)造成的物質(zhì)拋射也不能把它們的剩余質(zhì)量減少到昌德拉塞卡極限以下，因而即使沒有從吸積中受益，它們的核心也必然坍縮。Ⅱ型超新星的個(gè)體差異比Ⅰa型顯著(Ⅰb型更像Ⅱ型)，亮度也較低——它們的絕對星等可達(dá)-17左右。但它們的性質(zhì)已經(jīng)了解得相當(dāng)不錯(cuò)，以下描述的大部分細(xì)節(jié)已經(jīng)由超新星1987A的研究得到證實(shí)(雖然該超新星實(shí)際上并非十分典型，因?yàn)檠芯勘砻魉那吧硇强磥碓谧詈筇s之前已經(jīng)損失了部分大氣)。
關(guān)鍵性的理論洞察應(yīng)追溯到發(fā)現(xiàn)中子以前不到兩年的1934年。當(dāng)時(shí)，瓦爾特·巴德和弗里茨·茲威基提出“超新星代表著從普通恒星到中子星之間的過渡”。但這一思想直到1960年代辨認(rèn)出脈沖星就是中子星，而且蟹云脈沖星就在1054年從地球上觀察到的一次超新星爆發(fā)所在地之后，才開始被全面接受。那時(shí)以來，不同研究者提出了各種模型來描述超新星現(xiàn)象，盡管模型略為不同，其基本特征則一樣。這里講述的概要乃是根據(jù)圣克魯斯加利福尼亞大學(xué)的斯坦·伍斯利(Stan Woos1ey)及其同事們的計(jì)算，它描述了類似爆發(fā)成為超新星1987A的那樣一顆恒星死亡前的掙扎。
這樣一顆恒星形成于大約1,100萬年前，其初始質(zhì)量是我們太陽質(zhì)量的18倍，所以它必須猛烈迅速地燃燒它的核燃料，以支持星體對抗引力。結(jié)果，它的亮度高達(dá)太陽的40,000倍，僅僅1,000萬年就把核心的全部氫轉(zhuǎn)變成了氦。隨著恒星內(nèi)部收縮和變熱，氦燃燒得以開始，而恒星外部膨脹，使它變成超巨星。但氦燃燒只能繼續(xù)支持恒星100萬年。
一旦核心區(qū)的氦燃料供應(yīng)枯竭，恒星就越來越快地燃燒其他燃料。通過將碳轉(zhuǎn)變?yōu)槟?、鎂和氧等元素，恒星可以支持12,000年；氖燃燒能支持12年；氧燃燒只能支持4年；最后的絕望掙扎是動(dòng)用硅的聚變，這也只能使恒星穩(wěn)定一星期。以后的事情就十分有趣了。
硅燃燒甚至在大質(zhì)量恒星中也是聚變反應(yīng)的終點(diǎn)，因?yàn)樗a(chǎn)生的各種原子核(如鈷、鐵和鎳)是可能形成的最穩(wěn)定的核。要制造更重的元素需要注入能量(見核合成)。就在超新星爆發(fā)前，所有能夠?qū)е律蛇@些鐵族元素的常規(guī)核反應(yīng)都是在圍繞核心的殼層內(nèi)進(jìn)行的(也包括s過程的作用)。但全部硅轉(zhuǎn)變?yōu)殍F族元素后，在不到一秒鐘的時(shí)間內(nèi)核心就從太陽般大小坍縮成直徑僅僅幾十公里的團(tuán)塊。在這個(gè)初始坍縮階段，引力能轉(zhuǎn)化為熱，產(chǎn)生大量高能光子，這些光子將核心中的重原子核拆開，正好與此前1,100萬年間的核聚變的作用相反。鐵原子核的這種“光致蛻變”是威利·福勒和弗雷德·霍伊爾在1960年代最先指出的。隨著重原子核分裂成較小的核甚至個(gè)別質(zhì)子和中子，電子便一反β衰變之道，被擠壓進(jìn)原子核和個(gè)別質(zhì)子。這一切的能量來源于引力。留下來的是一個(gè)中子物質(zhì)球，它本質(zhì)上是直徑約200公里、質(zhì)量約太陽一倍半的單個(gè)“原子核”。
這一階段的坍縮是如此強(qiáng)烈，以致這時(shí)中子球中心被壓縮到密度甚至超過原子核內(nèi)的密度。于是它往外彈回，向中子球物質(zhì)和更外面的恒星發(fā)出激波。恒星外層物質(zhì)(仍然擁有至少15倍太陽質(zhì)量！)的底部在核心坍縮時(shí)被往下拉，這時(shí)以大約1/4光速向內(nèi)部降落。但是，當(dāng)激波與下降物質(zhì)相遇時(shí)，它把向內(nèi)的降落往回推，造成一個(gè)向外運(yùn)動(dòng)的波陣面，而將恒星吹散——但不會發(fā)生在這一切活動(dòng)期間發(fā)射的大量中子通過r過程產(chǎn)生顯著數(shù)量很重元素之前。
核心第二次亦即最終一直變成直徑僅20公里的中子星的坍縮過程中產(chǎn)生的中微子強(qiáng)勁風(fēng)暴跟隨在激波后面，并很快趕上它。這個(gè)從容不迫的過程經(jīng)歷幾十秒鐘(不是十分之幾秒)便完成了。這時(shí)，向外傳播的激波力圖推開它前面的15個(gè)太陽質(zhì)量的物質(zhì)，開始停頓下來。但由于激波停頓，波陣面的物質(zhì)密度變得如此之高，甚至一部分以光速趕上激波的中微子也被它吸收，將足夠的能量轉(zhuǎn)移給激波，使激波得以再次開始往外傳播以完成將恒星外層吹散的使命。其余的中微子則攜帶著等于超新星最終輻射可見光的200倍的能量，徑直通過恒星外層而通向宇宙；對于超新星1987A，僅僅屈指可數(shù)的極少數(shù)中微子終于在地球上被探測到了。
這是一個(gè)極其重要的發(fā)現(xiàn)，因?yàn)樘祗w物理學(xué)家計(jì)算出，如果沒有中傲子的額外推動(dòng)，激波便會止息，超新星也就絕不可能炸開。大量中微子的在場，是模型的最關(guān)鍵預(yù)言。當(dāng)超新星1987A的中微子真的被探測到，很多理論家都寬慰地舒了一口氣。即使有中微子的推動(dòng)，現(xiàn)在以大約2％光速運(yùn)動(dòng)的激波花了兩個(gè)小時(shí)才把恒星外層推向太空，并使恒星增亮而成為可見的超新星——這就是地球上探測到中微子略早于恒星明顯增亮的原因。
當(dāng)這一切正在進(jìn)行的時(shí)候，盡管恒星的原始鐵質(zhì)核心已經(jīng)轉(zhuǎn)變?yōu)橹凶忧颍鶕?jù)理論，高溫高壓激波中的大規(guī)模突發(fā)核反應(yīng)應(yīng)該產(chǎn)生了一直到包括鐵族在內(nèi)的很多重元素。這一活動(dòng)的主要產(chǎn)品之一當(dāng)是鎳-56。鎳-56是不穩(wěn)定的，它通過相繼的放射衰變，首先(以剛剛超過6天的半衰期)變成鈷-56，然后鈷-56(以77天的半衰期)再變成鐵-56；鐵-56則是穩(wěn)定的。
至少理論是這么說的。對超新星1987A爆發(fā)后亮度衰減的觀測表明，在頭100天內(nèi)，93％的能量確實(shí)是鈷-56的衰變所提供，而且隨著超新星繼續(xù)減弱，觀測依舊輝煌地證明了理論模型的正確。蘇塞克斯大學(xué)的羅杰·泰勒(Roger Tayler)形容這些觀測是“關(guān)于重元素起源的最重要、最令人激動(dòng)的觀測，它們證明［核合成］理論模型總體上是正確的”。光譜研究顯示，超新星1987A生產(chǎn)了相當(dāng)于8％太陽質(zhì)量那樣多的鎳-56。
因此，根據(jù)1930年代中期以來對幾百顆超新星的觀測，和前幾個(gè)世紀(jì)天文學(xué)家(包括第谷·布拉赫于1572年和約翰尼斯·開普勒于1604年)對屈指可數(shù)幾顆超新星的記錄所建立的模型，已為超新星1987A的詳細(xì)性質(zhì)證明為正確。每年大約有10顆超新星在其他星系中發(fā)現(xiàn)，但從天文望遠(yuǎn)鏡發(fā)明以來銀河系中一顆也沒有。超新星爆發(fā)時(shí)，雖然可見光是我們的視覺最敏感的特征，但被爆發(fā)吹跑的恒星物質(zhì)帶走的能量10倍于此，而超新星核心達(dá)到大約開氏480億度(相當(dāng)于420萬電子伏)的溫度時(shí)產(chǎn)生的中微子形態(tài)的能量更是高達(dá)100或200倍。所有這些都來源于恒星核心坍縮時(shí)釋放的引力能。即便超新星的可見光只占所釋放能量的較小比例，不到一天就增亮大約15-20星等而達(dá)到最大亮度的恒星，仍然能在一星期左右時(shí)間內(nèi)使其母星系中其余全部恒星加在一起的總亮度相形見絀。然后，隨著爆炸時(shí)產(chǎn)生的不穩(wěn)定原子核特別是鈷-56通過放射衰變繼續(xù)釋放能量，它的亮度緩慢下降，幾年以后才回復(fù)到原來的水平。
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