日本理化學研究所天體物理學家的光譜分析表明，爆炸形成超新星仙后座A的大質量恒星，很可能有一顆尚未被發(fā)現(xiàn)的伴星，這將為天文學家尋找伴星的努力提供新動力。

超新星爆炸是宇宙中最猛烈的事件之一，當一顆大質量恒星耗盡其燃料供應，其核心在恒星的巨大引力作用下坍塌時，它們就會發(fā)生超新星爆炸。雖然已經提出了理論來解釋所涉及的過程，但它們還有待觀察證實。

理研高能天體物理實驗室的佐藤俊樹(Toshiki Sato)指出：大質量恒星的爆炸機制是天體物理學中一個長期存在的問題，我們有理論上的設想，但更希望通過觀察來證實這些設想。研究恒星演化的一個重要參數(shù)是較重元素與最輕元素氫的比率，這一比率被稱為金屬豐度。在宇宙大爆炸后不久，只有三種元素：氫、氦和鋰；但是隨著每一代恒星的誕生，更重的元素變得越來越豐富。

恒星起始金屬豐度是決定其命運的重要因素，最初的金屬豐度會影響恒星的死亡方式。因此，研究初始金屬豐度對于了解恒星是如何爆炸的非常重要?，F(xiàn)在，研究人員首次測定了仙后座A(圖1)的初始金屬豐度，通過結合錢德拉X射線天文臺在過去18年中對超新星的13次觀測數(shù)據(jù)，得出爆炸時元素錳與鉻的比例，從而做到了這一點。根據(jù)這一比率，估計仙后座A的初始金屬豐度低于太陽。

黑洞、中子星或白矮星伴星

仙后座A被稱為剝離的包層超新星，因為它的外層氫已經被剝離。但較低初始金屬豐度意味著恒星風太弱，無法剝離氫層。剩下的唯一解釋是被它的伴星吸走了，這是一個令人驚訝的發(fā)現(xiàn)，因為到目前為止還沒有發(fā)現(xiàn)伴星的跡象。這顆伴星沒有被觀測到的原因，可能是因為它是一個致密、但對外的輻射很微弱，比如是一顆黑洞、中子星或白矮星。因此，這一發(fā)現(xiàn)為理解仙后座A的起源，提供了一個新方向。

研究人員希望這顆伴星能在理解超新星爆炸機制方面取得重大進展。研究在SN-Ⅱb殘留物仙后座Mn（55Co衰變后的55Mn）中探測到Mn-Kα譜線。富中子元素Cassiopeia A.Mn和Cr(52Fe衰變后的52Cr)主要是在：超新星爆炸不完全Si燃燒狀態(tài)下在核坍塌超新星中合成。因此，Mn/Cr質量比及其中子過剩反映了爆炸過程中相應燃燒層的中和化過程。仙后座A的X射線數(shù)據(jù)表明，仙后座A的Mn/Cr質量比很低:

值在0.4990.10-0.6 6之間，與一維Sn爆炸模型相比，這要求不完全燒硅層的電子分數(shù)為0.5%以下。假設一個具有典型爆炸能量(1×10^51erg)太陽金屬豐度前體的爆炸模型不能再現(xiàn)如此高的電子分數(shù)。如果爆燃Si延伸到具有較高Ye的O/Ne靜水層，可以滿足觀測到的Mn/Cr質量比，這將需要仙后座A的亞太陽金屬豐度前體(Z less sim 0.5Z⊙)的高能(>2×1051erg)和/或不對稱爆炸。低初始金屬豐度可以排除單星前體的可能性，留下了雙星前體與致密伴星的可能性。

博科園｜研究/來自：日本理化學研究所

參考期刊《天體物理學》

DOI: 10.3847/1538-4357/ab822a

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