史上最高能超新星被發現,是搜尋已久的神秘類型超新星嗎?

2020-11-23 騰訊網

天文學家觀測到了史上最高能的超新星,但它的起源真的是搜尋已久的神秘類型超新星嗎?

撰文 | 王善欽

2020年4月13日,英國學者Nicholl領銜的一篇論文在《自然·天文》(Nature Astronomy) 雜誌發表。這篇文章研究了一個編號為「SN 2016aps」的高能、高亮度超新星的性質。儘管這顆超新星並非有史以來最亮的,但卻是有史以來被發現的輻射出最多能量的超新星。它發出的能量是此前記錄保持者的2.5倍。它的動能也非常大,但並不是最大的,所以重點還是在於它破紀錄的輻射能。

SN 2016aps有何奇特之處?通過模型研究,作者們聲稱這顆最高能的超新星可能是天文學家搜尋已久的 「對不穩定超新星」或者「脈衝對不穩定超新星」,真的是這樣嗎?在回答這些問題時,我們先看看這次SN 2016aps被發現的過程與針對它進行的後續觀測的過程。

發現與觀測

2016年2月22日,位於夏威夷的Pan-STARRS(PS)巡天望遠鏡發現一顆獨特的源——它當時的視星等為18.1,而此前這個望遠鏡的觀測表明:它所在位置如果有星系,也必然暗於23等。這就意味著這個源比它所在的星系亮5等以上;換句話說,它的亮度至少是其所在星系亮度的100倍。

因此,天文學家們判定這個源很可能是一顆非常亮的超新星。於是,他們調用其他望遠鏡觀測了這顆超新星的光譜,確認出它的紅移是0.2657,對應的距離是35.8億光年。根據探測到的亮度與距離,可以推斷出它的絕對星等為-22.5等,對應的亮度是普通超新星的幾十倍以上,屬於「超亮超新星」。

這顆超新星一開始被命名為PS16aqy,此後獲得統一編號SN 2016aps。在Pan-STARRS巡天望遠鏡首次探測到這顆超新星之後,它就開始變暗。但天文學家們查找了「中等帕洛瑪暫現源工廠(iPTF)」的存檔數據之後發現了這顆超新星更早的數據:它最遲在2015年12月2日就已開始變亮,並在2016年1月17日達到最亮。

除了找出更早的檔案數據之外,天文學家們還在此後1000多天內觀測它各波段上的亮度演化,並在此後500多天內多次觀測它的光譜。

Nicholl等人的觀測表明,這顆超新星不僅最亮時遠比普通超新星亮,而且亮度下降的速度遠比同類超新星慢得多,因此它在爆發之後1000多天發出的能量達到5x10^44焦耳。

此前發現的最高能的超新星最多只發出2x10^44焦耳的能量,而普通超新星發出的能量一般只有1x10^42焦耳。這意味著這顆超新星發出的能量是普通超新星能量的500倍左右,是此前記錄的2.5倍。

超新星,還是潮汐瓦解事件?

在2015年,天文學家還發現了更亮的源ASASSN-15lh,它輻射發出的能量比這個超新星更多。但這個源到底是不是超新星,至今還在爭論中。有的學者認為它是史上最亮的超新星,發出的能量也是最多的。有的學者認為它是一個潮汐瓦解事件,不是超新星。

為了證明SN 2016aps是能量最高的超新星,Nicholl等人要幹兩件事:

1、強調ASASSN-15lh不一定是超新星,有可能是潮汐瓦解事件;

2、證明SN 2016aps一定是超新星,不是潮汐瓦解事件。

第一項本就是事實,只需要強調。第二項需要證明。不過怎麼證明呢?思路如下:

1、潮汐瓦解事件都是在非常靠近星系核心的地方被發現的——理論研究表明,它們是星系核心的超大質量黑洞瓦解、吞噬路過的恆星時產生的現象。

2、檢查SN 2016aps是否位於星系的核心。靠近核心的不一定是潮汐瓦解事件,但不靠近核心的一定不是潮汐瓦解事件。

黑洞俘獲、瓦解、吞噬恆星,製造出潮汐瓦解事件。| 來源:http://www.astro.umd.edu/~tamarab/Site/Research/97187CB4-2B6A-40B8-9940-9EE36CABC885.html

當然,星系其他地方的中等質量黑洞也可能瓦解恆星、產生潮汐瓦解事件,但這樣的黑洞導致的潮汐瓦解事件只持續幾天就會迅速暗下去,這與SN 2016aps緩慢變暗、持續上千天都可以觀測的特徵強烈矛盾,因此可以排除「這個源是位於星系其他地方的中等質量黑洞瓦解恆星時產生的現象」的可能性。

為了確定SN 2016aps是否位於某個星系的核心附近,Nicholl在這顆超新星最亮之後1017天調用哈勃空間望遠鏡(以下簡稱「哈勃」)觀測了這顆超新星所在的星系——此時,超新星已經暗到不會顯著影響它所在星系的亮度。

哈勃的觀測分別使用了高級巡天照相機(ACS)與第3代寬場照相機(WFC3)的兩個濾光片。觀測表明,這兩個濾光片測出的這個超新星所在星系的星等分別為23.7等與24.9等。

地面望遠鏡在超新星峰值之後362天拍攝的超新星所在星系的圖像(左)與哈勃空間望遠鏡的兩個濾光片在超新星峰值之後1017天得到的星系的圖像(中、右)。對比三種圖,哈勃的高解析度優勢展現地很充分:根據地面望遠鏡的成像,無法判斷出這顆超新星在星系中的精確位置,但哈勃可以。| 來源:Nicholl et al. 2020, Nature Astronomy

哈勃的這個結果表明:這個超新星確實在一個星系內,這個星系的亮度只有太陽亮度的4億倍,是SN 2016aps最亮時亮度的1/100以下。這意味著它是一顆矮星系,中間一般不會有超大質量黑洞。

但確實有極少數矮星系中心有較大質量黑洞,這種情況如何排除?哈勃對SN 2016aps位置的觀測給潮汐瓦解事件的可能性最後一擊:它遠離星系的中心。這個結果意味著它不可能是潮汐瓦解事件,而是一顆超亮超新星。

哈勃的觀測還表明,SN 2016aps所在區域的紫外線輻射非常強,這些紫外線是這個區域內的大量年輕恆星發射出來的。這就意味著:SN 2016aps處於這個星系的「恆星形成區域」,它在爆炸前是大質量恆星。

它是天文學家尋找已久的神秘類型的超新星嗎?

為了解釋這個超新星的亮度演化以及為何會發出如此巨大的能量,論文的作者提出了兩個可能的解釋:「對不穩定超新星」與「脈衝對不穩定超新星」。即使是一些熟悉超新星的讀者,對於這兩個概念也會感覺很陌生。但它們又確實都是理論假定的超新星的種類之一。

至今為止,天文學家提出的超新星爆發的模型主要有以下幾種:

01 核心塌縮型超新星

大質量恆星演化到末期,核心不再產生輻射,星體在自身引力的作用下收縮,將核心壓縮為一個中子星,外層物質被核心反彈,向外爆發。

核塌縮型超新星SN 1993J 爆發後的藝術想像圖。| 來源:NASA, ESA, and G. Bacon (STScI)NASA, ESA, and G. Bacon (STScI)

02 白矮星熱核爆炸超新星

白矮星從伴星那裡獲取過多物質或者與另外一顆白矮星併合,發生爆炸。所有Ia型超新星都是這麼來的。

阿貢國家實驗室模擬的單白矮星爆發為Ia型超新星的過程,四張圖分別對應爆炸啟動之後0秒、0.85秒、1.1秒與1.2秒。| 來源:Argonne National Laboratory / U.S. Department of Energy

03 對不穩定超新星

質量超過140個太陽的超大質量恆星演化到末期,核心產生的光子能量過高,成對轉化為電子與反電子,一部分又成對地轉變為中微子與反中微子,恆星迅速收縮升溫,然後迅速將自身炸毀。

對不穩定超新星爆發的藝術想像圖。| 來源:NASA/CXC/M.Weiss

04 脈衝對不穩定超新星

初始質量在70到140個太陽質量的恆星,演化到晚期,核心也存在產生中微子與反中微子的過程,引起恆星收縮,但只是將恆星的外層噴出,不將恆星徹底炸毀。這樣的過程就是「脈衝對不穩定」,它會發生一次、兩次甚至多次。如果後噴發出的物質能夠追上前面的物質,就會使一部分機械能轉化為內能,使亮度突然增加;如果恆星最後爆炸為核塌縮型超新星,然後撞擊此前噴發出的物質,也可以大大提高亮度。這兩類都被稱為「脈衝對不穩定超新星」。其實,我認為,後者只是「對不穩定噴發」+核塌縮型超新星,並不算真正的「對不穩定超新星」。但這裡我還是按照其他人的說法來展開敘述。

脈衝對不穩定超新星爆發的數值模擬圖。後噴發的物質層撞擊此前噴發的物質層,形成高能衝擊波,將機械能轉化為輻射。圖中淺紅色「浪花」表示因碰撞而碎裂的物質塊,它們與母恆星的距離為750億千米,是地球與太陽平均距離的500倍。不同顏色表示不同的密度,紅色為中心還存在的恆星,密度最高。| 來源:Heger,A.2013,Nature,494,46-47,製圖:Ke-Jung Chen

這4類爆炸模式中,前兩類已經被觀測不斷確認。但後兩類卻一直沒有被完全確認。比如SN 2006gy,有人認為它是對不穩定超新星,但後來的觀測表明它不是;有人認為它是脈衝對不穩定超新星,並預言9年後(2015年)天文學家可以在原地再次看到真正的超新星爆發,但實際上至今未觀測到預言中的爆發。有人認為SN 2007bi是對不穩定超新星,但後來又有人從光譜的角度提出很強烈的質疑。2019年,Gomez等人在論文裡提出:SN 2016iet可能是一顆「對不穩定超新星」或「脈衝對不穩定超新星」。但這個結論依然無法得到公認。

這次,Nicholl等人提出了兩個模型來解釋這個超新星。

第一個模型是:恆星先經歷了一次脈衝對不穩定性,噴發出大量物質;然後恆星爆炸為核塌縮型超新星,超新星噴射物撞擊之前噴發出的物質。

第二個模型是:恆星先經歷了一次脈衝對不穩定性,噴發出大量物質;然後恆星爆炸為對不穩定性超新星,超新星噴射物撞擊之前噴發出的物質。

這兩個模型的共同點是:都經歷過一次脈衝對不穩定性;超新星爆發後都與此前噴發出的物質碰撞,使亮度大幅度增加。不同點是:最後恆星爆發的模式不同。

如果作者們的模型處理得天衣無縫,那我們就可以為天文學家終於找到傳說的那兩類超新星中的一種而歡呼了。但是……

未解決的問題

但是,我在仔細看完作者們的那篇論文之後,發現了幾個問題:

1、在使用「脈衝對不穩定超新星」模型時,如果採用合理的參數來擬合,作者們得到的紫外線輻射的理論值低於觀測值。這是不合理的。作者也承認了這個缺陷。

2、如果想讓紫外線的理論值與觀測值吻合,得到的質量參數太大:噴射物質量大約是182個太陽質量,恆星爆發前噴發出的介質的質量約為158個太陽質量。噴射物與周圍介質的總和超過300個太陽質量。單星如果具有這樣大的質量,最後會直接收縮為黑洞,而不會爆炸。對於雙星,總質量這麼大的恆星恰好在併合後迅速拋出質量極大的物質層然後爆炸,這需要非常巧合。

3、對不穩定超新星爆發後,合成的放射性鎳-56的質量可以達到幾個甚至幾十個太陽質量,這些鎳-56衰變後釋放的能量將超新星噴射物加熱,使它們也可能異常明亮、異常高能。而作者在使用「對不穩定超新星+相互作用」的混合模型時,直接忽略了鎳-56對亮度的貢獻。這必然會使各參數產生偏差。

4、為了能夠用脈衝對不穩定超新星模型解釋這個動能非常大的超新星,作者假設超新星最後爆發後,核心遺留下快速轉動、高度磁化的中子星——毫秒級磁星。毫秒級磁星將轉動能轉化為輻射,輻射會推動超新星噴射物,使其加速。但是,這樣的過程也會提升亮度,而作者在擬合時沒有考慮磁星能量注入對亮度的影響,這也會導致參數出現變化。

錢德拉X射線天文臺於2013年觀測到銀河系中心超大質量黑洞附近的一次X射線爆發,它發出的X射線一度比超大質量黑洞附近的物質發出的X射線更亮。據推斷,這是一顆磁星爆發出的X射線。圖中顏色為偽色。|來源:NASA/CXC/INAF/F. Coti Zelati et al.NASA/CXC/INAF/F. Coti Zelati et al.

5、對於脈衝對不穩定超新星模型,作者為了解釋觀測到的氫線,還假設兩顆恆星併合之後再發生脈衝對不穩定噴發,以確保既有足夠大的氦核,又能夠在恆星最終爆炸前保留恆星最外層足夠多的氫。這涉及到精細調諧(fine tuning)的問題,也是一個缺陷。

總 結

綜觀全文,我們可以確定的是:SN 2016aps是一顆史上最高能的超新星。我們無法確定的是它的具體起源。它可以被作為對不穩定超新星或脈衝對不穩定超新星的候選之一,但模型並未能合理解釋它各波段的亮度演化。也許更仔細的模擬會強化作者的想法,但也可能推翻這個想法。

事實上,作者也說:「細緻的模擬將確定SN 2016aps是不是脈衝對不穩定超新星或者可能性更小的(與周圍介質)相互作用的對不穩定超新星。」(Detailed simulations will confirm whether SN2016aps is a PPISN, or even the less likely case of an interacting PISN.)顯然,對於這個問題,作者也認為還需要更多研究以獲得更明確的結論。

可以說,SN 2016aps是對不穩定超新星或脈衝對不穩定超新星的可能性並不比SN 2016iet是對不穩定超新星或脈衝對不穩定超新星的可能性高多少,這自然降低了這篇文章的突破指數。

非凡的結論需要非凡的證據,在搜尋對不穩定超新星或者脈衝對不穩定超新星這方面,天文學家還需要更多細緻的工作。也許未來終究會有超新星的性質與理論完全符合且參數合理,那時候我們就可以說:天文學家首次觀測到真正的對不穩定超新星/脈衝對不穩定超新星。

不過,從觀測角度看,這次天文學家確實捕獲到史上最高能且沒有爭議的超新星。這個結論不依賴於作者採用的任何模型,只需要把「光變曲線」對時間做一個積分就可以了。僅這一點,就足以顯示這個結果的突破性。

作者簡介:王善欽,2018年獲得南京大學天文學博士學位,2016-2018年訪問加州大學伯克利分校,主要研究超新星爆發等現象,業餘也研究科學史。

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