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(lǐng)銜的一篇論文在《自然·天文》(Nature Astronomy)雜志發(fā)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(zhì)。盡管這顆超新星并非有史以來最亮的，但卻是有史以來被發(fā)現(xiàn)的輻射出最多能量的超新星。它發(fā)出的能量是此前記錄保持者的2.5倍。它的動能也非常大，但并不是最大的，所以重點還是在于它破紀錄的輻射能。

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(wěn)定超新星”或者“脈沖對不穩(wěn)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(fā)現(xiàn)的過程與針對它進行的后續(xù)觀測的過程。

發(fā)現(xiàn)與觀測

2016年2月22日，位于夏威夷的Pan-STARRS（PS）巡天望遠鏡發(fā)現(xiàn)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，也必然暗于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。于是，他們調(diào)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(yīng)的距離是35.8億光年。根據(jù)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(yīng)的亮度是普通超新星的幾十倍以上，屬于“超亮超新星”。

這顆超新星一開始被命名為PS16aqy，此后獲得統(tǒng)一編號SN 2016aps。在Pan-STARRS巡天望遠鏡首次探測到這顆超新星之后，它就開始變暗。但天文學家們查找了“中等帕洛瑪暫現(xiàn)源工廠（iPTF）”的存檔數(shù)據(jù)之后發(fā)現(xiàn)了這顆超新星更早的數(shù)據(jù)：它最遲在2015年12月2日就已開始變亮，并在2016年1月17日達到最亮。

除了找出更早的檔案數(shù)據(jù)之外，天文學家們還在此后1000多天內(nèi)觀測它各波段上的亮度演化，并在此后500多天內(nèi)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(fā)之后1000多天發(fā)出的能量達到5x1044焦耳。

此前發(fā)現(xiàn)的最高能的超新星最多只發(fā)出2x1044焦耳的能量，而普通超新星發(fā)出的能量一般只有1x1042焦耳。這意味著這顆超新星發(fā)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(fā)現(xiàn)了更亮的源ASASSN-15lh，它輻射發(fā)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(fā)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等人要干兩件事：

1、強調(diào)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(diào)。第二項需要證明。不過怎么證明呢？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(fā)現(xiàn)的——理論研究表明，它們是星系核心的超大質(zhì)量黑洞瓦解、吞噬路過的恒星時產(chǎn)生的現(xiàn)象。

2、檢查SN 2016aps是否位于星系的核心?？拷诵牡牟灰欢ㄊ浅毕呓馐录豢拷诵牡囊欢ú皇浅毕呓馐录?。

當然，星系其他地方的中等質(zhì)量黑洞也可能瓦解恒星、產(chǎn)生潮汐瓦解事件，但這樣的黑洞導(dǎo)致的潮汐瓦解事件只持續(xù)幾天就會迅速暗下去，這與SN 2016aps緩慢變暗、持續(xù)上千天都可以觀測的特征強烈矛盾，因此可以排除“這個源是位于星系其他地方的中等質(zhì)量黑洞瓦解恒星時產(chǎn)生的現(xiàn)象”的可能性。

為了確定SN 2016aps是否位于某個星系的核心附近，Nicholl在這顆超新星最亮之后1017天調(diào)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(jīng)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。

哈勃的這個結(jié)果表明：這個超新星確實在一個星系內(nèi)，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(zhì)量黑洞。

但確實有極少數(shù)矮星系中心有較大質(zhì)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后一擊：它遠離星系的中心。這個結(jié)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(qū)域的紫外線輻射非常強，這些紫外線是這個區(qū)域內(nèi)的大量年輕恒星發(fā)射出來的。這就意味著：SN 2016aps處于這個星系的“恒星形成區(qū)域”，它在爆炸前是大質(zhì)量恒星。

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(fā)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(wěn)定超新星”與“脈沖對不穩(wěn)定超新星”。即使是一些熟悉超新星的讀者，對于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(fā)的模型主要有以下幾種：

01 核心塌縮型超新星

大質(zhì)量恒星演化到末期，核心不再產(chǎn)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(zhì)被核心反彈，向外爆發(fā).

02 白矮星熱核爆炸超新星

白矮星從伴星那里獲取過多物質(zhì)或者與另外一顆白矮星并合，發(fā)生爆炸。所有Ia型超新星都是這么來的。

03? 對不穩(wěn)定超新星

質(zhì)量超過140個太陽的超大質(zhì)量恒星演化到末期，核心產(chǎn)生的光子能量過高，成對轉(zhuǎn)化為電子與反電子，一部分又成對地轉(zhuǎn)變?yōu)橹形⒆优c反中微子，恒星迅速收縮升溫，然后迅速將自身炸毀。

04? 脈沖對不穩(wěn)定超新星

初始質(zhì)量在70到140個太陽質(zhì)量的恒星，演化到晚期，核心也存在產(chǎn)生中微子與反中微子的過程，引起恒星收縮，但只是將恒星的外層噴出，不將恒星徹底炸毀。這樣的過程就是“脈沖對不穩(wěn)定”，它會發(fā)生一次、兩次甚至多次。如果后噴發(fā)出的物質(zhì)能夠追上前面的物質(zhì)，就會使一部分機械能轉(zhuǎn)化為內(nèi)能，使亮度突然增加；如果恒星最后爆炸為核塌縮型超新星，然后撞擊此前噴發(fā)出的物質(zhì)，也可以大大提高亮度。這兩類都被稱為“脈沖對不穩(wěn)定超新星”。其實，我認為，后者只是“對不穩(wěn)定噴發(fā)”+核塌縮型超新星，并不算真正的“對不穩(wěn)定超新星”。但這里我還是按照其他人的說法來展開敘述。

這4類爆炸模式中，前兩類已經(jīng)被觀測不斷確認。但后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(wěn)定超新星，但后來的觀測表明它不是；有人認為它是脈沖對不穩(wěn)定超新星，并預(yù)言9年后（2015年）天文學家可以在原地再次看到真正的超新星爆發(fā)，但實際上至今未觀測到預(yù)言中的爆發(fā)。有人認為SN 2007bi是對不穩(wěn)定超新星，但后來又有人從光譜的角度提出很強烈的質(zhì)疑。2019年，Gomez等人在論文里提出：SN 2016iet可能是一顆“對不穩(wěn)定超新星”或“脈沖對不穩(wěn)定超新星”。但這個結(jié)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：恒星先經(jīng)歷了一次脈沖對不穩(wěn)定性，噴發(fā)出大量物質(zhì)；然后恒星爆炸為核塌縮型超新星，超新星噴射物撞擊之前噴發(fā)出的物質(zhì)。

第二個模型是：恒星先經(jīng)歷了一次脈沖對不穩(wěn)定性，噴發(fā)出大量物質(zhì)；然后恒星爆炸為對不穩(wěn)定性超新星，超新星噴射物撞擊之前噴發(fā)出的物質(zhì)。

這兩個模型的共同點是：都經(jīng)歷過一次脈沖對不穩(wěn)定性；超新星爆發(fā)后都與此前噴發(fā)出的物質(zhì)碰撞，使亮度大幅度增加。不同點是：最后恒星爆發(fā)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于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后，發(fā)現(xiàn)了幾個問題：

1、在使用“脈沖對不穩(wěn)定超新星”模型時，如果采用合理的參數(shù)來擬合，作者們得到的紫外線輻射的理論值低于觀測值。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(zhì)量參數(shù)太大：噴射物質(zhì)量大約是182個太陽質(zhì)量，恒星爆發(fā)前噴發(fā)出的介質(zhì)的質(zhì)量約為158個太陽質(zhì)量。噴射物與周圍介質(zhì)的總和超過300個太陽質(zhì)量。單星如果具有這樣大的質(zhì)量，最后會直接收縮為黑洞，而不會爆炸。對于雙星，總質(zhì)量這么大的恒星恰好在并合后迅速拋出質(zhì)量極大的物質(zhì)層然后爆炸，這需要非常巧合。

3、對不穩(wěn)定超新星爆發(fā)后，合成的放射性鎳-56的質(zhì)量可以達到幾個甚至幾十個太陽質(zhì)量，這些鎳-56衰變后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(wěn)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(shù)產(chǎn)生偏差。

4、為了能夠用脈沖對不穩(wěn)定超新星模型解釋這個動能非常大的超新星，作者假設(shè)超新星最后爆發(fā)后，核心遺留下快速轉(zhuǎn)動、高度磁化的中子星——毫秒級磁星。毫秒級磁星將轉(zhuǎn)動能轉(zhuǎn)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(dǎo)致參數(shù)出現(xiàn)變化。

5、對于脈沖對不穩(wěn)定超新星模型，作者為了解釋觀測到的氫線，還假設(shè)兩顆恒星并合之后再發(fā)生脈沖對不穩(wěn)定噴發(fā)，以確保既有足夠大的氦核，又能夠在恒星最終爆炸前保留恒星最外層足夠多的氫。這涉及到精細調(diào)諧（fine tuning）的問題，也是一個缺陷。

總 ?結(jié)

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(wěn)定超新星或脈沖對不穩(wěn)定超新星的候選之一，但模型并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：“細致的模擬將確定SN 2016aps是不是脈沖對不穩(wěn)定超新星或者可能性更小的（與周圍介質(zhì)）相互作用的對不穩(wěn)定超新星?！保―etailed simulations will confirm whether SN2016aps is a PPISN, or even the less likely case of an interacting PISN.）顯然，對于這個問題，作者也認為還需要更多研究以獲得更明確的結(jié)論。

可以說，SN 2016aps是對不穩(wěn)定超新星或脈沖對不穩(wěn)定超新星的可能性并不比SN 2016iet是對不穩(wěn)定超新星或脈沖對不穩(wěn)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(shù)。

非凡的結(jié)論需要非凡的證據(jù)，在搜尋對不穩(wěn)定超新星或者脈沖對不穩(wěn)定超新星這方面，天文學家還需要更多細致的工作。也許未來終究會有超新星的性質(zhì)與理論完全符合且參數(shù)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(wěn)定超新星/脈沖對不穩(wěn)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(jié)論不依賴于作者采用的任何模型，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(jié)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(fā)等現(xiàn)象，業(yè)余也研究科學史。