簡(jiǎn)介

? ? ? ?Ia型超新星是發(fā)生在雙星系統(tǒng)中的超新星，主要原因是白矮星質(zhì)量過(guò)大，導(dǎo)致核反應(yīng)失控，引發(fā)的爆炸。

? ? ? ?物理上，低旋轉(zhuǎn)速率的白矮星質(zhì)量被限制在太陽(yáng)質(zhì)量的1.44倍以下。超過(guò)這個(gè)“臨界質(zhì)量”，它們會(huì)重新點(diǎn)燃，在某些情況下會(huì)引發(fā)超新星爆炸；這個(gè)臨界質(zhì)量通常被稱為錢德拉塞卡質(zhì)量，但與絕對(duì)錢德拉塞卡極限略有不同，在絕對(duì)錢德拉塞卡極限下，電子簡(jiǎn)并壓力無(wú)法防止災(zāi)難性的坍縮。如果一顆白矮星逐漸從伴星那里吸積質(zhì)量，或者與另一顆白矮星合并，一般的假設(shè)是，當(dāng)白矮星的核心接近錢德拉塞卡質(zhì)量時(shí)，它將達(dá)到碳聚變的點(diǎn)火溫度。在核聚變開始的幾秒鐘內(nèi)，白矮星中相當(dāng)一部分物質(zhì)經(jīng)歷了失控的反應(yīng)，釋放出1到2載焦耳(1~2×10^44焦耳)的能量，引發(fā)超新星爆炸，將白矮星炸碎。

? ? ? ?Ia型超新星會(huì)產(chǎn)生一個(gè)相當(dāng)穩(wěn)定的峰值光度，因?yàn)榘装菚?huì)在這個(gè)固定的臨界質(zhì)量下爆炸。它們一致的峰值亮度使得這些爆炸可以作為標(biāo)準(zhǔn)蠟燭來(lái)測(cè)量它們與主星系的距離：從地球上觀察到的Ia型超新星的視覺(jué)大小表明了它與地球的距離。

一致性模型

? ? ? ?Ia型超新星是由德裔美國(guó)天文學(xué)家魯?shù)婪颉らh可夫斯基和瑞士天文學(xué)家弗里茨·茲威基設(shè)計(jì)的閔可夫斯基-茲威基超新星分類方案中的一個(gè)子類。這種類型的超新星形成有幾種方式，但它們有一個(gè)共同的基本機(jī)制。理論天文學(xué)家長(zhǎng)期以來(lái)認(rèn)為，這種類型的超新星的前身恒星是一顆白矮星，2014年在M82(雪茄星系)觀測(cè)到一顆Ia型超新星時(shí)，發(fā)現(xiàn)了這一點(diǎn)的經(jīng)驗(yàn)證據(jù)。當(dāng)一顆緩慢旋轉(zhuǎn)的碳氧白矮星吸積來(lái)自伴星的物質(zhì)時(shí)，它會(huì)超過(guò)錢德拉塞卡極限，超過(guò)這個(gè)極限它就不能再用電子簡(jiǎn)并壓支撐自己的重量了。在沒(méi)有抵消過(guò)程的情況下，白矮星會(huì)在吸積誘導(dǎo)的非噴射過(guò)程中坍縮形成中子星，就像主要由鎂、氖和氧組成的白矮星通常發(fā)生的情況一樣。

? ? ? ? 然而，目前在模擬Ia型超新星爆炸的天文學(xué)家中，這個(gè)極限實(shí)際上從未達(dá)到，坍塌也從未開始。相反，由于重量的增加而導(dǎo)致的壓力和密度的增加提高了核心的溫度，當(dāng)白矮星接近極限的99%時(shí)，一段持續(xù)約1000年的對(duì)流期就開始了。在這個(gè)沸騰階段的某個(gè)時(shí)刻，由碳聚變提供動(dòng)力的爆燃火焰鋒面誕生了。點(diǎn)火的細(xì)節(jié)仍然未知，包括火焰開始的位置和點(diǎn)的數(shù)量。此后不久就開始了氧聚變，但這種燃料不像碳那樣被完全消耗。

? ? ? ? 一旦聚變開始，白矮星的溫度就會(huì)上升。在熱壓的支持下，主序星可以膨脹和冷卻，從而自動(dòng)調(diào)節(jié)熱能的增加。簡(jiǎn)并壓力與溫度無(wú)關(guān);白矮星無(wú)法像正常恒星那樣調(diào)節(jié)溫度，所以它們很容易發(fā)生失控的聚變反應(yīng)。耀斑急劇加速，部分原因是瑞利-泰勒不穩(wěn)定性和與湍流的相互作用。這種耀斑是否會(huì)從亞音速爆燃轉(zhuǎn)變?yōu)槌羲俦ㄈ杂邢喈?dāng)大的爭(zhēng)議。

? ? ? ? 不管超新星如何點(diǎn)燃的確切細(xì)節(jié)，人們普遍認(rèn)為，白矮星中相當(dāng)一部分的碳和氧在短短幾秒鐘的時(shí)間內(nèi)融合成更重的元素，伴隨著能量的釋放，內(nèi)部溫度上升到數(shù)十億度。釋放的能量(1到2載焦耳，1~2×10^44焦耳)足以解除恒星的束縛；也就是說(shuō)，組成白矮星的單個(gè)粒子獲得了足夠的動(dòng)能，可以相互分離。這顆恒星劇烈爆炸并釋放出激波，其中物質(zhì)通常以5000~20000公里/秒的速度噴射出來(lái)，大約是光速的6%。爆炸釋放的能量也會(huì)導(dǎo)致光度的極大增加。Ia型超新星的典型視絕對(duì)星等是?19.3等(太陽(yáng)的絕對(duì)星等為4.83等，這意味著Ia型超新星平均比太陽(yáng)亮50億倍)，變化很小。Ia型超新星沒(méi)有留下緊湊的殘留物，但前白矮星的整個(gè)質(zhì)量在空間中消散。

? ? ? ? 這類超新星的理論與新星相似，白矮星吸積物質(zhì)的速度更慢，不會(huì)接近錢德拉塞卡極限。以新星為例，墜落的物質(zhì)會(huì)引起氫聚變表面爆炸，但不會(huì)破壞恒星。

? ? ? ?Ia型超新星不同于II型超新星，II型超新星是由大質(zhì)量恒星內(nèi)核坍塌時(shí)外層的災(zāi)難性爆炸引起的，由中微子發(fā)射釋放的重力勢(shì)能提供動(dòng)力。

形成過(guò)程

單一白矮星模式

? ? ? ?觸發(fā)Ia型超新星的第一種可能機(jī)制是一個(gè)近距離的雙星系統(tǒng)。雙星系統(tǒng)由兩顆主序星組成，主星比伴星質(zhì)量大。由于質(zhì)量更大，主星先人一步，演化到漸近巨型分支，恒星的包層大幅膨脹。如果這兩顆恒星共用一個(gè)包層，那么系統(tǒng)就會(huì)損失大量的質(zhì)量，從而減少角動(dòng)量、軌道半徑和周期。在主星坍縮成白矮星之后，伴星演化成紅巨星，然后白矮星進(jìn)行質(zhì)量吸積。在這最后的共享包絡(luò)階段，兩顆恒星隨著角動(dòng)量的喪失而螺旋靠近。由此產(chǎn)生的軌道周期可以短至幾個(gè)小時(shí)。如果吸積持續(xù)足夠長(zhǎng)的時(shí)間，白矮星最終可能會(huì)接近錢德拉塞卡極限。

? ? ? ?白矮星也可能吸積來(lái)自其他類型伴星的物質(zhì)，包括亞巨星，甚至是主序星。在這個(gè)吸積階段的實(shí)際演化過(guò)程仍然不確定，因?yàn)樗热Q于吸積的速度，也取決于角動(dòng)量向白矮星伴星的轉(zhuǎn)移。

? ? ? ? 據(jù)估計(jì)，單一白矮星模式不超過(guò)所有Ia型超新星的20%。

雙白矮星模式

? ? ? ?觸發(fā)Ia型超新星的第二種可能機(jī)制是兩顆質(zhì)量之和超過(guò)錢德拉塞卡極限的白矮星合并。由此產(chǎn)生的合并被稱為超級(jí)錢德拉塞卡質(zhì)量白矮星。在這種情況下，總質(zhì)量將不受錢德拉塞卡極限的約束。

? ? ? ?銀河系內(nèi)的恒星碰撞每10^7到10^13年才發(fā)生一次，比新星出現(xiàn)的頻率低得多。在球狀星團(tuán)的密集核心區(qū)域，發(fā)生碰撞的頻率更高。一種可能的情況是與雙星系統(tǒng)相撞，或者在兩個(gè)含有白矮星的雙星系統(tǒng)之間相撞。這種碰撞會(huì)留下一個(gè)由兩顆白矮星組成的緊密雙星系統(tǒng)。它們的軌道會(huì)變小，然后通過(guò)它們共同的包絡(luò)線合并。一項(xiàng)基于SDSS光譜的研究發(fā)現(xiàn)，在測(cè)試的4000顆白矮星中，有15顆是雙白矮星系統(tǒng)，這意味著銀河系每100年就會(huì)發(fā)生一次雙白矮星合并：這一速度與我們附近探測(cè)到的Ia型超新星的數(shù)量相匹配。

? ? ? ? 對(duì)于SN 2003fg異常質(zhì)量(2倍太陽(yáng)質(zhì)量)的前身，提出的幾種解釋之一是SN 2003fg由雙白矮星合并形成。這是SNR 0509-67.5的唯一可能解釋，因?yàn)樗袉我话装潜ǖ目赡苣Ｐ投急慌懦?。考慮到SN 1006沒(méi)有發(fā)現(xiàn)伴星遺跡，因此SN 1006也被強(qiáng)烈認(rèn)為是雙白矮星合并形成的。

? ? ? ? 美國(guó)宇航局的雨燕太空望遠(yuǎn)鏡的觀測(cè)排除了每一個(gè)Ia型超新星的現(xiàn)有超巨星或巨大伴星。超巨星伴星爆炸的外殼應(yīng)該會(huì)發(fā)射x射線，但斯威夫特的XRT(X射線望遠(yuǎn)鏡)在53個(gè)最近的超新星遺跡中沒(méi)有探測(cè)到這種輝光。對(duì)于爆炸發(fā)生后10天內(nèi)觀測(cè)到的12顆Ia型超新星，該衛(wèi)星的UVOT(紫外線/光學(xué)望遠(yuǎn)鏡)顯示，超新星沖擊波擊中的伴星表面沒(méi)有產(chǎn)生紫外線輻射，這意味著沒(méi)有紅巨星或更大的恒星圍繞這些超新星祖先運(yùn)行。以SN 2011fe為例，如果伴星存在的話，它一定比太陽(yáng)小。錢德拉X射線天文臺(tái)顯示，五個(gè)橢圓星系和仙女座星系隆起處的X射線輻射比預(yù)期的要弱30-50倍。X射線輻射應(yīng)該由Ia型超新星祖先的吸積盤發(fā)出。缺失的輻射表明，很少有白矮星擁有吸積盤，排除了Ia超新星常見的基于吸積的模型。密近白矮星雙星是引力波強(qiáng)有力的候選來(lái)源，盡管它們還沒(méi)有被直接觀測(cè)到。

? ? ? ? 雙白矮星模式提出了Ia型超新星作為標(biāo)準(zhǔn)蠟燭的適用性的問(wèn)題，因?yàn)閮蓚€(gè)合并的白矮星的總質(zhì)量變化很大，這意味著亮度也會(huì)變化。

IaX型超新星

? ? ? ? 有人提出，當(dāng)氦吸積到白矮星上時(shí)發(fā)生的一組亞發(fā)光超新星應(yīng)該被歸類為IaX型。這種類型的超新星可能并不總是完全摧毀白矮星，而是留下一顆僵尸星。

觀測(cè)

? ? ?Ia型超新星在宇宙中廣泛分布——螺旋星系(含棒旋星系)、橢圓星系(含透鏡星系)、特殊星系以及不規(guī)則星系中都有它的身影，在Ia型超新星形成的條件成熟之前，一個(gè)緊密的雙星系統(tǒng)可能會(huì)在質(zhì)量傳遞階段再花費(fèi)100萬(wàn)年。在這期間，可能形成持續(xù)的新星爆發(fā)。

? ? ? ?天文學(xué)中一個(gè)長(zhǎng)期存在的問(wèn)題是超新星前身的識(shí)別。直接觀測(cè)前身將為超新星模型提供有用的約束。截至2006年，對(duì)前身的尋找已經(jīng)持續(xù)了一個(gè)多世紀(jì)。超新星SN 2011fe的觀測(cè)提供了有用的窗口：哈勃太空望遠(yuǎn)鏡之前的觀測(cè)并沒(méi)有顯示出事件發(fā)生位置的恒星，證明SN 2011fe是一顆Ia型超新星。爆炸產(chǎn)生的不斷膨脹的等離子體被發(fā)現(xiàn)含有碳和氧，這使得它的前身很可能是一顆主要由這些元素組成的白矮星。類似地，帕洛瑪瞬變工廠(PTF)在2011年1月16日(UT)發(fā)現(xiàn)了附近的PTF 11kx，對(duì)它的觀測(cè)得出了這樣的結(jié)論：這次爆炸是由白矮星吸積伴星物質(zhì)，達(dá)到錢德拉塞卡極限而引發(fā)，因此表明單星是不可能形成Ia型超新星的。

? ? ? 對(duì)PTF 11kx前身的直接觀測(cè)結(jié)果發(fā)表在8月24日的《科學(xué)》雜志上，支持了這一結(jié)論，并表明該前身星在形成Ia型超新星之前經(jīng)歷了周期性的新星爆發(fā)——這是另一個(gè)令人驚訝的發(fā)現(xiàn)。然而，后來(lái)的分析顯示，恒星周圍的物質(zhì)對(duì)于單簡(jiǎn)并的情況來(lái)說(shuō)太大了，更適合核心簡(jiǎn)并的情況。

? ? ? ?2015年5月，美國(guó)宇航局報(bào)告稱，開普勒太空天文臺(tái)觀測(cè)到了正在爆炸的Ia型超新星KSN 2011b。新星前時(shí)刻的細(xì)節(jié)可能有助于科學(xué)家更好地判斷Ia型超新星作為標(biāo)準(zhǔn)蠟燭的質(zhì)量，這是暗能量論點(diǎn)的一個(gè)重要環(huán)節(jié)。

? ? ? ? 2021年9月，天文學(xué)家報(bào)告說(shuō)，哈勃太空望遠(yuǎn)鏡通過(guò)引力透鏡拍攝了三張Ia型超新星的圖像。這顆超新星出現(xiàn)在亮度演變的三個(gè)不同時(shí)期，這是由于三張圖像中光的路徑長(zhǎng)度不同；在24天前、92天和107天的亮度峰值。第四張圖像將在2037年出現(xiàn)，可以觀測(cè)到超新星的整個(gè)光度周期。

光變曲線

? ? ? ?Ia型超新星有一個(gè)特征光曲線，它們的光度圖是爆炸后時(shí)間的函數(shù)。在最大光度附近，光譜包含了從氧到鈣的中等質(zhì)量元素線——這些是恒星外層的主要成分。爆炸發(fā)生幾個(gè)月后，當(dāng)外層膨脹到透明的程度時(shí)，光譜主要由恒星核心附近物質(zhì)發(fā)出的光組成，這些物質(zhì)是在爆炸過(guò)程中合成的重元素，最顯著的是接近鐵質(zhì)量的同位素(鐵峰元素)。鎳-56通過(guò)鈷-56到鐵-56的放射性衰變產(chǎn)生了高能光子，這些光子在中后期主導(dǎo)了噴射物的能量輸出。

? ? ? ?使用Ia型超新星來(lái)測(cè)量精確距離是由智利和美國(guó)天文學(xué)家合作的Calán/Tololo超新星巡天首創(chuàng)的。在20世紀(jì)90年代的一系列論文中，該調(diào)查表明，雖然Ia型超新星并不都達(dá)到相同的峰值光度，但從光曲線測(cè)量的單個(gè)參數(shù)可以用于將未變紅的Ia型超新星校正到標(biāo)準(zhǔn)燭光值。對(duì)標(biāo)準(zhǔn)蠟燭值的原始修正被稱為菲利普斯關(guān)系，該小組證明能夠測(cè)量相對(duì)距離，精度達(dá)到7%。這種峰值亮度均勻的原因與白矮星中產(chǎn)生的鎳-56的數(shù)量有關(guān)，可能是在錢德拉塞卡極限附近爆炸。

? ? ? ?幾乎所有已知的Ia型超新星的絕對(duì)光度剖面的相似性導(dǎo)致它們?cè)诤油馓煳膶W(xué)中被用作次級(jí)標(biāo)準(zhǔn)蠟燭。造父變星可變距離尺度的改進(jìn)校準(zhǔn)，以及從脈澤發(fā)射動(dòng)力學(xué)對(duì)NGC 4258的直接幾何距離測(cè)量，與Ia型超新星距離的哈勃圖相結(jié)合，導(dǎo)致了哈勃常數(shù)的改進(jìn)值。

? ? ? ?1998年，對(duì)遙遠(yuǎn)的Ia型超新星的觀測(cè)表明了一個(gè)意想不到的結(jié)果，即宇宙似乎正在經(jīng)歷加速膨脹。來(lái)自兩個(gè)團(tuán)隊(duì)的三名成員隨后因這一發(fā)現(xiàn)被授予諾貝爾獎(jiǎng)。