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自然界的元素不只是氫、氦、碳和氧，生命物質(zhì)、木材、土壤和巖石中都含有一些
硅、鎂、硫、磷、鐵和其他重原子，這些原子的核中都有20個以上的質(zhì)子和中子。如果 這些元素不能在太陽和大多數(shù)恒星里制造，它們又是來自何處呢？ 仍然是來自恒星，不過只是很小一部分恒星，即質(zhì)量最大的那些。只有在離開主序 時質(zhì)量超過SM的恒星才能制造重原子核。恒星中被外層重量壓緊的核心就是“煉金爐”， 原料就是氫和氦燃燒的“爐渣”，即碳和氧，冶煉過程在溫度升到6億開氏度時開始。 在這個溫度上碳再也保不住了，相互猛撞并聚合成氛和鎂，一條生產(chǎn)線就此建立， 因為每個新的熱核反應(yīng)都釋放更多的能量，使溫度升得更高，從而使新的轉(zhuǎn)變成為可能。 在10億度時，氖核奪得一個氦核而形成鎂，在15億度時氧也開始燃燒，產(chǎn)生一系列更重 的元素：硫、硅和磷，在30億度時硅燃燒，并引發(fā)幾百種核反應(yīng)，使?fàn)t子里的溫度越來 越高。在再往后的幾千種反應(yīng)的熊熊烈火中，更重也更珍貴的元素被制造出來。這是恒 星生命的最后階段，這些反應(yīng)的突發(fā)性也越來越強，越重的元素燃燒的時間就越短。對 于一個質(zhì)量為25M的“模型”星，碳的燃燒持續(xù)600年，氛是1年，氧是6個月，而硅只有 1天。 核轉(zhuǎn)變并不能就以這種速率無限制地繼續(xù)下去，反應(yīng)的洪流最后都朝著～個元素匯 集：鐵。鐵的原子核報特殊，其中的56個質(zhì)子和中子結(jié)合得如此緊密，沒有一種聚變能 量能使它們分開，鐵就成了大質(zhì)量恒星核心的最后灰燼。 現(xiàn)在的恒星由一個已停止熱核反應(yīng)的核心和仍在接連地燃燒的外層組成。恒星只得 不斷地膨脹其外殼以調(diào)節(jié)平衡，它會膨脹到一個巨大的尺度，成為紅超巨星。 紅超巨星是宇宙中最大的恒星。如果把這樣一個星放在太陽系中心，它將吞沒所有 行星，包括遠在扣億公里外的冥王星。紅超巨星的內(nèi)部結(jié)構(gòu)有時被描繪成像一個洋蔥頭， 因為它包含許多在燃燒著不同化學(xué)元素的同心層。最輕的元素在溫度最低的外層燃燒， 而最重的元素在緊貼著那個呆滯鐵核的內(nèi)層燃燒。 雖然鐵核的溫度在10億度以上，卻沒有能量從中流出。它太“冷”了，不足以使超 巨星維持引力平衡，鐵核就會被壓得更緊密，其中的電子成為簡并。當(dāng)簡并電子的巨大 壓力能暫時地支持外層的重量時，恒星活動會出現(xiàn)一個間歇。 但是我們記得，簡并電子不能支撐超過1．4／的質(zhì)量，超過錢德拉塞卡極限就不可 能有引力與電子壓力的平衡。新的鐵會繼續(xù)不斷地在緊靠超巨星核的層里產(chǎn)生，由于重 量大，這些鐵會下沉并進入核心。當(dāng)核心里鐵和簡并電子的質(zhì)量一超過錢德拉塞卡極限， 那個致命的時刻就來到了。 所有質(zhì)量大于10M（包括核和外層）的恒星都能產(chǎn)生出一個質(zhì)量在1．4M以上的核， 這時的密度達到10記克／立方厘米。電子已簡并的核突然塌陷，劇烈收縮，在十分之一 秒內(nèi)，溫度猛升到50億度。涌出的光子帶有如此大的能量，以至于將鐵原子核炸開，蛻 變成氨原子核。這個過程叫作光致蛻變。 與增大原子核尺度并釋放能量的核聚變反應(yīng)不同，光致蛻變使原子核破烈并吸收能 量。恒星核心的平衡發(fā)生了前所未有的急劇變化，越來越不能抵擋無情的重壓，溫度持 續(xù)上升，直到氦核本身也蛻變成其基本成分：質(zhì)子、中于和電子。在這樣的高溫下，電 子的速度接近光速，因此，雖然處在簡并態(tài)，電子變得更不能阻擋壓縮力，在0．l秒里 它們被擠壓到與質(zhì)子結(jié)合在一起。二者的電荷相中和，變成為中子，同時迸發(fā)出巨大的 中微子流 中微子（即微小的中性粒子）是泡利于1931年預(yù)言而在1956年才被后人實際探測到 的一種基本粒子。通常情況下，中微于幾乎不與其他物質(zhì)發(fā)生相互作用，因而能夠飛行 很大的距離而不被阻擋或改變路徑。但在大質(zhì)量恒星的內(nèi)向爆炸的核心，中子化所釋放 的中微子洪流具有巨大的能量，使得恒星外殼也受到震動，并吸收相當(dāng)大一部分中微子， 其余的中微子則以光速逃離恒星，并毫無阻擋地超過星際空間。 中子和質(zhì)子一樣，也是原子核的一種成分（即是一種核子）。它在1932年才被發(fā)現(xiàn)， 因為它單獨存在時很不穩(wěn)定。一旦它從原子核里分離出來，就只有很短的壽命，在大約 10分鐘后自動蛻變，失去其電中性，產(chǎn)生出一個質(zhì)子、一個電子和一個反中微子（反中 微子是中微子的反粒子，自由中子的蛻變是坍縮恒星核心發(fā)生的質(zhì)子俘獲電子反應(yīng)的逆 反應(yīng)）。 現(xiàn)在，最重要的時刻來到了：中子的自旋是半整數(shù)，是一種費米子，像電子一樣服 從泡利不相容原理。但是，中子的“占據(jù)體積”要小得多，兩個中子之間的間隔可以小 到10－”厘米，也就是說，中子可以互相碰到。于是，中子化就伴隨有一場物質(zhì)的內(nèi)向 爆炸和密度朝著簡并態(tài)的巨大增長。恒星開始坍縮的0．25秒后，密度達到10’‘克／ 厘米3（相當(dāng)于在一只縫紉頂針里有1億噸質(zhì)量）。這正是原子核的密度，就像是通常物 質(zhì)中的電子都被移去，而原子核互相挨在一起。在恒星核里再沒有任何“真空”留下， 恒星核就成了一種主要由中子組成的巨大原子核，這種遠比白矮星緊密的新的物質(zhì)簡并 態(tài)，就叫做中子星。 物質(zhì)一旦達到核密度，就不可能再作任何進一步的壓縮。恒星的非中子化外層以大 約4萬公里／秒的速度落到其中子化核心的表面，在那里撞上了一堵無比堅硬的墻。外 層物質(zhì)被突然擋住，并反彈回來，形成沖擊波（沖擊波是一種不連續(xù)釋在介質(zhì)中的傳播， 這個鋒導(dǎo)致介質(zhì)的壓強、溫度、密度等物理性質(zhì)的跳躍式改變。在自然界，所有的爆發(fā) 情況都伴有沖擊波，沖擊波總是在物質(zhì)膨脹速度變得大于局域聲速時發(fā)生。一架飛機的 速度超過330米／秒，“聲屏障”就被打破，同時伴隨有一個在大氣層傳播的沖擊波， 并產(chǎn)生一個聲“爆炸”）。 在引力坍縮中，隨著外層物質(zhì)的彈回，沖擊波由中心向外傳播，并在幾天后到達恒 星表面。它帶有極其巨大的能量，毫不含糊地把恒星整個外區(qū)轟得粉碎，并沿徑向向外 吹得四散。我們的25M的“模型星”將噴射掉24M的質(zhì)量，只剩下一個l／①的中于星。 這個現(xiàn)象就稱為超新星。 超新星爆發(fā)的這種激烈程度的確令人難以置信。它在幾天內(nèi)所傾瀉的能量就像恒星 在主序期的幾億年里所輻射的那樣多。它的光度增大數(shù)十億倍，因此在幾天里這顆“新” 星看上去就像一整個星系那樣明亮。 相比之下，伴隨著恒星收縮為白矮星而發(fā)生的行星狀星云現(xiàn)象就顯得是一種很平靜 的死亡，是一種次級葬禮；超新星爆發(fā)則是一種壯烈的死，噴射出更多的灰燼，而留下 一具更緊密的星骸。 超新星吹出的氣體不僅給星際介質(zhì)送來了在“洋蔥頭”里形成的豐富的重元素，而 且對星系演化起著比行星狀星云更重要的作用。巨大分子云中整代恒星的誕生就是由附 近的超新星爆發(fā)所引發(fā)。50億年前，當(dāng)太陽以及與之相隨的小行星、流星、若星和行星 從原初云中產(chǎn)生出來時，銀河系的年齡已有100億年，許多大質(zhì)量恒星已經(jīng)燒光，它們 的灰燼已遍布于銀河系內(nèi)。今日地球上的重元素就是從那些早已消失的恒星的核里來的。 超新星現(xiàn)象當(dāng)然不限于我們銀河系里的大質(zhì)量星。但由于現(xiàn)亮度隨距離急劇減弱， 只是在本世紀(jì)的大望遠鏡出現(xiàn)后，才能觀察其他星系里的超新星爆發(fā)。迄今為止，在幾 十萬個鄰近星系中，已看到幾百個超新星，平均每個月出現(xiàn)兩個，可以估計出一個星系 里超新星爆發(fā)的頻率大約是每百年4個。 用肉眼只能看到銀河系內(nèi)的星。有文字記錄的天文觀察已經(jīng)2000年了，在這段時間 里銀河系應(yīng)該有100個左右超新星爆發(fā)，但只有很少幾個被記錄下來。 造成這個大差額的主要原因是太陽系位于銀河盤面上（即在夜空里看到的那條亮 帶）。銀河盤本來正是大多數(shù)產(chǎn)生超新星的大質(zhì)量恒星所在的地方，但由于盤上大量塵 埃對可見光的吸收，光的穿透程度大為降低。從地球上只能探測到盤面上幾百光年的距 離，也就是說只能進入銀河系那最有趣味的區(qū)域的很小一部分（后面將會看到，射電、 紅外和X射線輻射被吸收較少，因而能到達地球）。 隨著觀測天文學(xué)的發(fā)展，人們應(yīng)當(dāng)能夠克服這個困難。超新星爆發(fā)時不僅發(fā)射光子， 而且還有別的能夠不被宇宙塵遮擋的輻射，尤其是中微子極為豐富，又能飛越許多光年 而不與其他物質(zhì)發(fā)生作用。如果能在地球上探測到它們，我們就有了一個關(guān)于發(fā)射源的 全新信息的寶庫。問題是如何探測它們，因為它們幾乎不與別的物質(zhì)作用，當(dāng)然也就難 以與通常的觀測儀器發(fā)生作用。 太陽核心的熱核反應(yīng)也產(chǎn)生恒定的中微子流，其中極其微小的一部分能在地球上被 探測到，所用裝置是～個盛有600噸四氯化碳并理在南達科塔一個金礦坑里的巨大容器。 中微子擊中這個奇特游泳池中的氯原子使之變成氨，而氛可以被提取出來（歐洲的一個 更新的實驗是用爆來作靶子）。超新星中微子的能量比太陽中微子更高，探測它們的裝 置本來是為別的目的而設(shè)計的。粒子物理學(xué)家已經(jīng)建造了巨大的地下水池（以遮蔽宇宙 線）來探測質(zhì)子衰變和相應(yīng)的光閃耀。由最近粒子作用統(tǒng)～理論提出的有限質(zhì)子壽命問 題是很重要的，因為質(zhì)于是原子核的基本成分。迄今尚未探測到一個質(zhì)子衰變。另一方 面，這些水探測器對高能反中微子很靈敏（例如來自附近超新星的反中微子），一個反 中微子與水池中的一個質(zhì)子作用，生成一個中子和一個正電子（電子的反粒子）。這個 反應(yīng)會發(fā)出一個切侖柯夫輻射閃耀，并能被浸在水池中的數(shù)千個光電陰極的某一些記錄 下來。此技術(shù)在1987年2月超新星1987A 出現(xiàn)時獲得了令人欣喜的成功，后文將再談到。 超新星的另一種類型的輻射可能更有價值，它不是電磁也不是中微于輻射，而是引 力輻射（引力波的問題將在第18章更詳細地介紹）。愛因斯坦廣義相對論預(yù)言了引力場 迅速變化時曲率波的傳播，這種波在恒星坍縮時應(yīng)當(dāng)產(chǎn)生。到2000年，引力望遠鏡應(yīng)當(dāng) 能探測到遠達1億光年之外的超新星爆發(fā)的信號，在這個距離上橫亙著幾千個星系，望 遠鏡應(yīng)能每個月探測到一次引力輻射爆發(fā)。 雖然我們寄希望于明天的天文學(xué)，但決不能只是耐心等待恒星痛苦地死亡。歷史上 的天文學(xué)是一個不需再花錢的信息寶庫，前人的文字記載里包含的天文學(xué)財富正等待我 們?nèi)ナ褂谩?br> 遠在望遠鏡發(fā)明之前，大質(zhì)量恒星的劇烈死亡已在觀測天文學(xué)的歷史記載里留下了 蹤跡。在遠東，職業(yè)天文學(xué)家（通常是星占學(xué)家）被統(tǒng)治者雇傭來觀察天空，報告和解 釋突發(fā)的事件。在中國的多個朝代里有許多這種事件的相當(dāng)詳細的記載，其中有些記載 甚至是公元前200年幸存下來的。更古老的記載被很遺憾地毀壞了，這個無可挽回的損 失是由于一個人的過分驕橫，他就是秦始皇——自稱是中國第一個“真正的”皇帝。他 決定，世界的歷史從他的統(tǒng)治開始，于是在公元前對3年下令焚書，大多數(shù)古老的文獻 就此喪失了。 幸運的是，中國并不是唯一的對天文學(xué)有熱烈興趣的國家。日本和朝鮮自公元前 1000年起一直進行固定的天文觀測，于是就可能找到不同國家對同一事件所作的同時記 載，使得科學(xué)家們能夠鑒別那些常被很含糊地描述的現(xiàn)象。 歷史上有記載的超新星的確切數(shù)目還不得而知，但不會超過10個。不過，并不是所 有的記載都被對天文學(xué)有興趣的歷史學(xué)家搜集到了，而被不懂得東方語言的天文史家搜 集的甚至?xí)佟?br> 由中國人觀察到的頭三個超新星只被很簡短地記錄下來。一個于公元185年出現(xiàn)于 半人馬座，有20個月之久能被看到；第H個是公元396年在天揭座，持續(xù)了8個月；另一 個也在天蝎座，時間是公元827年。 公元1006年豺狼座超新星有著足夠多的來自不同區(qū)域的記載，因而其可靠性可以確 認(rèn)。歐洲人（中世紀(jì)歐洲的修道院作了記載）、阿拉伯人、中國人和日本人都看到了它。 它可見于肉眼達25個月之久，而且，按照來自伊拉克的描述，它明亮得超過了弦月。 我深深鞠躬。我看到一顆客星出現(xiàn)，它有閃光，黃色……國家將繁榮昌盛。 ——標(biāo)推德，皇家天文學(xué)家（ 1054） 歷史上最著名的超新星（至少就我們所知）是1054年由日本人和中國人觀察到的。 最細致的描述由一位熟知星象的中國宋代宮廷天文學(xué)家標(biāo)準(zhǔn)德作出。未至和元年五月已 丑日——1054年7月4目一一楊修德注意到了天空中一顆奇怪的星出現(xiàn)，日出前幾分鐘， ～顆陌生的星升起到地平線上，比金星或天空中能見到的任何星都明亮得多。這位皇家 天文學(xué)家稱之為“客星”，并記錄下來，他向皇上報告，并解釋說這是一個吉祥的預(yù)兆， 然后繼續(xù)仔細地觀察?？托窃趯μ炖锇讜兌寄芸匆姡趦赡昀镆雇砜梢钥匆?。它最后消 失了，結(jié)束了奇觀。楊誰搞所看到的，是一個光度為太陽25億倍的超新星爆發(fā)（由于這 顆星的距離，爆發(fā)實際上是在他看到之前5000年發(fā)生的）。 這一切都被遺忘了，一直到一位英國業(yè)余天文學(xué)家約翰·貝維斯（John Bevis）于 門引年在金牛座發(fā)現(xiàn)一個星云，這個彌漫狀天體在著名的梅西葉表中被列為第一號。羅 斯（Ross）勛爵于18M年依其形狀而命名為“蟹狀星云”。1919年，多虧中國史料被翻 譯，瑞典天文學(xué)家隆德馬克（Lundmark）首先意識到蟹狀星云與1054年超新星之間的聯(lián) 系。最后，埃德溫·哈勃（Edwin Hubble），現(xiàn)代宇宙學(xué)之父，1928年測出了蟹狀星云 的膨脹速度，并由此反推出它的年齡大約是900年，與爆發(fā)時間1054年相符，爆發(fā)星與 其氣體殘余之間的聯(lián)系再也無可懷疑。 1572年后座超新星在西方由丹麥天文學(xué)家第谷·布拉赫（Tycho Brah動觀察到。在 幾天里它像金星一樣明亮，作為第一顆被科學(xué)地細查的超新星，它有著非常重要的歷史 意義。在那個時代，希臘人和阿拉伯人那種地球處于宇宙中心，恒星都固定在一個遙遠 天球上的觀念仍普遍被接受。第谷·布拉赫證明這顆星的距離比月亮要遠，因而是在固 定恒星的天球上。他使已被哥白尼理論懷疑的恒星不變論徹底動搖，從而為約翰斯·開 普勒的偉大天文革命打下了基礎(chǔ)。 20世紀(jì)使用的“超新星”這個名稱也是由1572年的爆發(fā)而得來的，因為它就如同一 顆普通新星放在只有幾十光年處那樣明亮。但是，在這樣小的距離上如果有～顆星，即 新星的殘余，應(yīng)當(dāng)能由望遠鏡觀測到，而事實上卻沒有。所以1572年的新星必然是比普 通新星亮得多也遠得多。弗里茲·茲維基（Zwicky）和瓦爾特·巴德（Walter Baade） 由此而于1937年提出了超新星這個名稱。 1604年超新星在歐洲、中國和朝鮮被同時觀察到。它常被稱為開普勒超新星，因為 是這位著名的德國天文學(xué)家確定了它的精確位置。1943年，瓦爾特·巴德發(fā)現(xiàn)了圍繞著 爆發(fā)位置的星云。 銀河系中有記載的超新星表到此為止（也許仙后座A除外，見下文），其中的最后 ～個也已是將近400年前了。1987年2月，一顆超新星意外地不在銀河系內(nèi)，而在近鄰的 大麥哲倫云中爆發(fā)。這次爆發(fā)產(chǎn)生了巨大影響，在許多個月里使觀測和理論天文學(xué)家們 全神貫注、興奮異常，本意最后一節(jié)將再談到它。 讓我看看你盤子里剩下什么，我就能說出你是誰。 ——俄國諺語 雖然超新星的亮度增長只持續(xù)幾個月，它所炸碎并吹到星際空間的殘渣則能在長得 多的時間里被觀測到。因此，一個很久以前爆發(fā)的超新星的氣體殘余物今天仍能看到， 不過，超新星的殘渣相對說來還是比較短命的，其中一些已經(jīng)很稀薄很微弱，它們的可 見光不再能到達地球。但是，它們在膨脹時與星際介質(zhì)碰撞共產(chǎn)生射電波和X射線，在 可見光波段能觀察到約20個超新星遺跡，在射電波段則有100個以上。 最著名的超新星遺跡是1054年爆發(fā)所產(chǎn)生的餐狀星云。船機座超新星的遺跡古姆星 云則是約公元前9000年爆發(fā)的產(chǎn)物，那時的人們一定看到了這次爆發(fā)，但是沒能記錄下 來。它在最高光度時像上弦月一樣明亮。美麗的天鵝座環(huán)的爆發(fā)更是早在2萬到3萬年以 稅 超新星遺跡含有關(guān)于爆發(fā)性質(zhì)的豐富信息。超新星按其光度演化分成兩類。第～類 的最高光度比第二類的大，光度的衰減也更不規(guī)則，分成幾個階段。 理論天體物理學(xué)家仍在爭論如何解釋這種分類。其中一些人把兩個類型的光譜作比 較，認(rèn)為只是簡單地由于爆發(fā)星的化學(xué)成分不同。恒星依其化學(xué)成分和年齡分為兩個星 族。星族D是老年恒星，出現(xiàn)于星系形成之時，因而含有很少的“金屬”（天體物理學(xué) 家把氫和氨以外的元素都稱為金屬）。橢圓星系里和旋渦星系的暈里主要是這類恒星， 橢圓星系里的氣體已喪失殆盡，因而沒有新恒星形成。星族I則是年輕恒星，這些恒星 在旋渦星系的盤里形成，并在形成時就含有豐富的由前代恒星制造的“金屬”。第一類 超新星在旋渦星系和橢圓星系里都能觀測到，而第二類超新星只見于旋渦星系。因此似 乎可以設(shè)想第二類超新星發(fā)生于星族1恒星，而第一類超新星則是星族fi恒星。但是這 種對應(yīng)充其量也是粗淺的，實際情況很可能更復(fù)雜。 雖然理論家們一致同意第二類超新星是大質(zhì)量（大于10M）恒星的爆發(fā)并伴隨有中 子里的形成，但對第一類超新星卻眾說紛法。模型研究表明，質(zhì)量在1至SMpe間的孤立 恒星的弓！力坍縮沒有多大意義；產(chǎn)物是一個行星狀星云和一個白矮星，或可能是一個 中子星和低能量釋放。另～方面，8至lap間的恒星能作為第一類超新星爆發(fā)，能量由碳 的燃燒提供。 目前流行的一種解釋引入了完全不同的爆發(fā)機制：第一類超新星要求有碳和氧組成 的白矮星，并且是密近雙星系統(tǒng)的一員。從伴星吸引過來的氨緩慢地積累在白矮星表面 上，當(dāng)外層的溫度和密度達到一定限度時，氦聚變發(fā)生，導(dǎo)致光度劇增，然后又緩慢地 衰減，正如第一類超新星爆發(fā)時所看到的那樣。在這個模型里“超新星”才名副其實， 即是爆發(fā)更多能量的新星（新星是雙星系統(tǒng)中白矮星表面的氫聚變所造成的）。 這個雙星模型的一個變種假定是白矮星接近其1．4Moo的穩(wěn)定極限。白矮星表面上 氣體的不斷堆積就會使其質(zhì)量增加到超過這個危險的閾值。于是星體發(fā)生引力收縮，哪 怕是微小的收縮也足以引起碳（白矮星的主要成分）反應(yīng)并在瞬間轉(zhuǎn)變?yōu)殒嚭丸F。白矮 星就在爆發(fā)中被摧毀。 最近又出現(xiàn)了這種“危險的加碼”的～個新版本。由兩個離得很近的白矮星組成的 雙星系統(tǒng)，其軌道能量會由于引力輻射而消耗，、兩顆星就會在遠短于宇宙年齡的時間 內(nèi)越靠越近，最后的猛烈碰撞所釋放的能量就可能高到第～類超新星的規(guī)模。 總之，超新星模型的增多反映了理論天體物理學(xué)家面臨的困難，他們所試圖解釋的 是實驗室里不可能得到的極端物質(zhì)狀態(tài)。 對仙后座A超新星遺跡的研究使得解釋超新星爆發(fā)機制成為更復(fù)雜的問題。這個星 云的優(yōu)越性是在光學(xué)、X射線和射電波段都能看到它。對星云膨脹速度的測量表明那個 超新星必定是1670年左右在僅為九千光年的距離處爆發(fā)的。但是沒有任何有關(guān)的記錄， 盡管那個時候有許多天文學(xué)家在注視著天空，因而～個如此鄰近的事件不可能被漏掉， 更何況有一個月的時間它比天狼星還要明亮。最近有～些科學(xué)史研究者分析了天文學(xué)家 羅亞爾·約翰·弗蘭斯蒂德（Royal John Flamsteed）的著名星表（有漂亮的星座圖）， 似乎發(fā)現(xiàn)了這個星的蹤跡。這個星表是依據(jù)在1680年進行的觀測而于1725年問世的，它 在現(xiàn)在他后座A的位置上顯示有一顆六等星（正是肉眼所能見的限度），被弗蘭斯蒂德 稱為伙后座三但是在更早的星表里和后來從1835年開始匯集的星表里都見不到。包括弗 蘭斯蒂德在內(nèi)，當(dāng)時沒有一個人注意到這顆微弱的恒星是剛剛在天空中出現(xiàn)的。 為什么爆發(fā)會顯得如此微弱呢？也許是膨脹外殼里形成的極大量塵埃吸收了所有來 自中心的光。但是，其他費解的事實降低了這種解釋的可信性。一方面，鐵的缺乏意味 著這個星云的化學(xué)成分與第一和第二類起新星遺跡都不相同；另一方面，他后座A似乎 并沒有留下一顆中子星，因為一顆形成三百年的中子星的表面溫度應(yīng)當(dāng)仍有開氏三百萬 度，因而應(yīng)是一個可探測的X 射線源。這就是說，這可能是第三類超新星（也有人愿意 稱為出類），要罕見得多。其起因可能是～種不同的恒星爆發(fā)機制，即不是由恒星核心 的引力坍縮而是由一種屬于“沃爾夫一拉葉（Wol——aser）”型的極熱恒星的不穩(wěn)定 性所引發(fā)。一個最近在法國薩克雷的核研究中心發(fā)展起來的理論模型得出，這種爆發(fā)的 最大光度只是太陽的1億倍，也就是比“正常的”超新星小十倍。這樣一種爆發(fā)將使恒 星完全瓦解，而不留下一具致密的殘骸。 還有一種或許是更誘人的想法：恒星的簡并核心仍然發(fā)生坍縮，但并不是形成中子 星，而是形成黑洞。如后面將要談到的，黑洞沒有一個固體外殼，因而就不能使恒星的 外層反彈，超新星的威力也就被大打折扣。 1987年2月23──24日的夜晚，在智利的拉斯康帕納斯天文臺工作的加拿大天文學(xué) 家伊安·謝爾頓（Ian Shelton），極其幸運地成為一顆超新星的第一位“專業(yè)”發(fā)現(xiàn) 者（一名夜間助理人員剛剛用肉眼看到了這顆亮度為四等的星）。該超新星所在的大麥 哲倫云是一個不規(guī)則星系，也是銀河系的一個衛(wèi)星系，距離大約為17萬光年。一封緊急 電報發(fā)到了國際天文學(xué)聯(lián)合會，并立即在天文界引起了轟動。 這顆被命名為SN1987A的超新星，是1604年開普勒超新星以后肉眼可見的第一顆， 也是距離最近的一顆。由于它只能在南半球看到，所以只有智利、澳大利亞和南非的天 文臺里的望遠鏡能投入使用。當(dāng)夜幕降！臨澳大利亞時，那里的一位天文學(xué)家證認(rèn)出這 顆超新星是一顆以前已知道的12等藍巨星，叫做圣都立克（Sanduleak）69202o這就給 理論家們提出了第一個有趣的問題，因為他們原來認(rèn)為超新星是紅巨星的爆發(fā)。第二個 謎是，爆發(fā)星的光譜有氫的譜線，因而應(yīng)歸于第二類超新星（大質(zhì)量星的爆發(fā)），但是 它的光變曲線（即光度隨時間的變化）從一開始就表現(xiàn)出與典型的第二類超新星很不同， 尤其是，它的最大光度比預(yù)期值幾乎小了一百倍。 獲悉謝爾頓的發(fā)現(xiàn)之后，普林斯頓的理論家立即投入工作并在兩天里寫了一篇論文， “顛倒”地預(yù)言中微子探測器應(yīng)當(dāng)在超新星光學(xué)光度劇增之前幾個小時就已捕獲到中微 子，并且算出了中微子的數(shù)目和能量。第二類超新星的中微子是由中子化即恒星核心坍 縮時原子核對電子的捕獲而產(chǎn)生的，中做子帶走超新星的絕大部分能量，中微子光度與 1億個星系在1秒鐘釋放的光學(xué)能量相等。這個神話般的圖像相當(dāng)于地球表面上，或者我 們的皮膚表面上，每平方厘米有1000億個中做子穿過。 2月23日，超新星在光學(xué)波段出現(xiàn)之前將近22個小時，日本神岡一座礦井底部的水 探測器在來自SN1987A的反中做子爆發(fā)的沖擊下在11秒鐘里閃爍了11次。這個結(jié)果由神 岡研究組在連續(xù)苦干15天分析資料后宣布。稍后，一個美國小組也宣布了類似的結(jié)果： 與日本的探測同一時間，克雷夫蘭一座礦井深處的探測器也閃爍了8次。如果是南半球 接收到超新星的光，那么正是北半球探測到它的中微子。一共才19個，收獲雖然微小， 卻有著重大意義：不僅證實了SN1987A不是第～類超新星（雙星系統(tǒng)中白矮星的爆發(fā)不 發(fā)射中做子），而且開創(chuàng)了一個不只是光而且中做子也能在太陽以外的恒星探測到的新 時代。 再回到光度曲線上來，它在最初幾天的異常幾個月后消失了：光度是鉆56的放射性 衰變所特有的指數(shù)衰減。這是理論模型的又～個勝利，因為這種元素正是大質(zhì)量恒星爆 炸核合成的主要產(chǎn)物。最初的異?？梢酝ㄟ^追溯母體星的特殊性質(zhì)來解釋，它在爆發(fā)前 是藍的而不是紅的。由于氦燃燒后的極度膨脹，圣都立克69202可能已經(jīng)是一顆紅超巨 星，但由于吹了1萬年的強大恒星風(fēng)，其外殼已失去，這使它縮減為一個小尺度（功倍 于太陽直徑而不是500倍）的明亮藍星。隨著后來的日子里新資料的到達，理論家也忙 于修改模型，以期與觀測相合。然而對我們來說，還有最重要的問題：爆發(fā)的殘骸是一 個中子星還是一個黑洞？二者都有可能，因為母星的質(zhì)量大約是太陽的20倍。四年來各 種探測器都瞄準(zhǔn)著爆發(fā)位置以搜尋中子星的痕跡（黑洞就“不那么有吸引力”，因為它 不給出任何可探測的信號），除了幾次假警報外，這些努力迄今都沒有結(jié)果。這并不奇 怪，殘骸仍然被掩蔽在爆發(fā)星云的內(nèi)層，但如果它是中子星，那么或早或遲，一旦最后 ～層面紗稀簿到能透光，它的面目就會顯露出來。幾年后，或者幾十年后，來自中子星 極熱表面的X射線就會出現(xiàn)。我們或許能探究一個射電脈沖星嬰兒的誕生，如果它的射 電束正巧能掃過地球（見第7章），我們就可以合理地期望～個間接信號，例如膨脹的 星云被中心脈沖星加熱。無論發(fā)生的是什么，麥哲倫云超新星將成為本世紀(jì)最重大的天 文事件之一。 |
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