歷史 物理

千里共SN (下)

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撰文者:高崇文
發文日期:2020-07-16
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  • 上一回阿文介紹了在發明望遠鏡之前的超新星觀測史。自從1604年以來,地球就沒有再觀測到發生在銀河系內的超新星。但是隨著望遠鏡的發明,人類也能夠觀測得到發生在銀河系外的超新星。由於近年來發現的超新星數量較多,限於篇幅,只能從中選取阿文認為較為有趣的幾個例子來介紹,還請各位看官不要見怪!
     
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    SN1885A

    SN 1885A是一顆出現在仙女座星系(Andromeda Galaxy, M 31)的超新星,也是目前唯一在該星系被發現的超新星,同時也是第一顆被觀測到,位於銀河系外的超新星。 

    1885年8月20日,德國天文學家Ernst Hartwig(1851-1923)於愛沙尼亞的塔爾圖天文台也發現了這顆超新星。當Ernst Hartwig 宣布這個發現時,由於電報已經發明了,所以引發各處的觀測熱潮,事後一位在北愛爾蘭首府貝爾法斯特的業餘天文愛好者Isaac Ward(1834-1916)宣稱在8月19日就發現了它,但是一般大眾對他的說法存疑。

    SN1885A的最亮視星等達到6等,但到了1886年2月1日,它已經變暗到了16等,當時的觀測技術就看不到了,亮度衰退得相當迅速,再加上它離 M 31星系 的核心極近,造成觀測的困難。SN 1885A當年沒有留下光譜資料。哈伯望遠鏡曾經在1999年發表對它的殘骸的觀測結果。根據哈伯觀測的紫外光譜資料,它的光譜有鐵,鎂與錳的吸收光譜線。最新的研究顯示SN 1885A是偏心,延遲爆炸的Type Ia超新星。

    SN1979C 

    SN 1979C是一顆距離地球約5千萬光年,位於后髮座(Coma Berenices)螺旋星系M100中的超新星,它是由美國馬里蘭州的天文愛好者Gus E. Johnson在1979年4月19日發現。該顆超新星屬於核心塌縮的第二類超新星。

    2010年11月15日,NASA 宣布發現了該次超新星爆炸可能遺留下黑洞的證據。任職於哈佛-史密松天體物理中心(Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics)的天文學家 Dan Patnaude 領導的團隊,分析了美國國家航空暨太空總署的錢德拉望遠鏡、歐洲航天局的XMM-牛頓衛星和德國倫琴衛星於1995到2007年觀測的資料。他們首先確認它的殘骸中存在一個明亮的X射線源,並判定可能有物質從超新星進入該射線源。物體落入黑洞時會發射出X射線,因為落入強大重力場的氣體會被加熱產生X射線等不同波長的輻射。另一個可能是X射線輻射來自由高速自轉脈衝星形成的脈衝風星雲,類似蟹狀星雲。由於中子星會逐漸冷卻所以X光會隨之變弱,但是這個X射線源在1995年到2007年期間亮度一直非常穩定,所以這個X線源很可能是黑洞存在的證據。如果確定是黑洞的話,將是人類觀察到的最年輕的黑洞了。
     
    天文學家也在無線電波的波長對 SN 1979C 進行觀測,並使用1985到1990年間以位於美國新墨西哥州甚大天線陣對它觀測的資料繪製出光變曲線。他們的資料推算該超新星的前身恆星其質量推測應為太陽的13倍以上。要形成黑洞至少要有太陽的20倍質量才行,所以SN 1979C 是不是變成黑洞還待更進一步的研究[註1]。

    SN1987A

    SN 1987A是1987年2月24日在大麥哲倫星雲內發現的超新星。它是自1604年克卜勒超新星以來觀測到的最明亮的超新星爆發,肉眼可見,位於蜘蛛星雲的外圍,距離地球大約51,400帕秒(約168,000光年)。SN 1987A爆發的光線於1987年2月23日到達地球,亮度於5月左右到達頂峰,視星等達3等,之後漸漸轉暗。這是望遠鏡發明以來,天文學家第一次近距離觀測到一顆超新星。

    在SN 1987A爆發的光線來到地球的3小時前,世界各地有三台微中子探測器同時偵測到一股微中子爆發,原因咸認是微中子於超新星爆發時比可見光更早被發射出來,而不是因為微中子跑得比光快。日本的神岡探測器探測到11個反微中子,美國的厄文-密西根-布魯克海汶偵測器(IMB)探測到8個反微中子,俄羅斯的BAKSAN偵測器則探測到5個反微中子。微中子爆發歷時少於13秒。(大約在三小時之前,勃朗峰液體閃爍體檢測到了一個有五個微中子的微中子爆發,但一般不認為與SN 1987A相關。 ) 雖然偵測到的微中子數目只有24顆,但比起平時的背景已是非常高的一個數值。這也是史上首次直接偵測到由超新星噴出的微中子,可以說是開啟微中子天文學的大事。這次偵測也印證了超新星爆發理論模型所預測的能量分布。該模型指出在超新星爆發中,微中子爆發佔總能量的99%,噴發量為1058顆,總能量為1046焦耳。 

    SN 1987 A的前身恆星是藍超巨星Sanduleak -69° 202a,質量約為18個太陽質量。之前天文學界普遍相信超新星爆發只可能出現在紅超巨星身上,SN1987A的出現讓大質量恆星演化模型遭到質疑。這是SN 1987A的殘骸是被深入研究的原因。 

    SN 1987A似乎是核心塌縮形成的超新星,理論上爆發之後應該殘留下一顆中子星,可是至今仍未發現。哈柏太空望遠鏡拍攝了SN 1987A的照片,照片的解析度極高,但仍然找不到那顆理當出現的中子星。有幾個可能的解釋:其一是該中子星被濃厚雲氣包圍而無法發現,另一個解釋是雖然SN1987A爆炸後形成中子星,但有著不尋常的磁場,造成大量物質掉回中子星,使其崩塌成爲黑洞。中子星和黑洞會讓周遭物質掉落時放出電磁波,但是周遭如果沒有物質的話,它就會顯得非常黯淡而無法被偵測到。但是這些假設都還無法被證實。

    SN1993J

    SN 1993J是1993年3月28日由西班牙天文學家Francisco Garcia Diaz發現的超新星。它位於大熊座的河外星系M81,距離約為8.5 ± 1.3 百萬光年 (2.6 ± 0.4百萬帕秒),最亮時視星等為10.8等,它是二十世紀第二明亮的超新星,僅次於SN 1987A。

    SN 1993J的光譜在最開始有非常強烈的氫光譜線,看起來更像是一顆II型超新星。但不久以後,SN 1993J的氫光譜線逐漸消失,並出現強烈的氦光譜線,這是Ib型超新星的特徵。而且SN1993J的光度隨著時間的變化不像其他II型超新星觀測到的變化,而更像是Ib型超新星。因此,SN 1993J被分類為IIb型超新星(Ib型超新星和II型超新星的中間型)。對這顆超新星的科學研究表明,Ib型超新星實際上也是通過大質量的恆星核心塌縮爆炸形成的,和II型超新星發生的過程類似,只是Ib型超新星的前身星在爆炸之前已經拋掉含氫的外殼。SN 1993J的光學回波也在隨後不久被探測到了。

    科學家已經從SN 1993J爆發前的照片中識別出SN 1993J的前身恆星。它的前身恆星是一顆K型超巨星,但卻發出過量的紫外光,這可能是它附近的熾熱恆星,或擁有一顆熾熱的伴星而造成的。雖然SN 1993J位於M81星系中年輕的大質量恆星聚集的區域,但天文學家團隊藉助哈柏太空望遠鏡上的先進巡天相機(ACS)以及夏威夷毛納基山(Mauna a Wākea)的凱克望遠鏡(W. M. Keck Observatory),找到了一顆B型超巨星,它恰好位於SN 1993J的前身恆星的伴星應該在的位置上。現在已經可以確定的是在SN 1993J爆發前的最後250年間,大約10個太陽質量的氣體從SN 1993J的前身恆星迅速轉移到了伴星。

    SN2003fg

    SN 2003fg,有時也稱為"香檳酒超新星"。它是在2003年被位於夏威夷毛納基山的加法夏望遠鏡(Canada–France–Hawaii Telescope,縮寫:CFHT)和凱克望遠鏡發現的,並由加拿大多倫多大學的研究人員宣布此一發現。這顆超新星出現在距離地球40億光年遠的星系,它的暱稱來自1996年一首歌曲"香檳酒超新星",是英國綠洲樂隊的一首搖滾樂。
     
    它是一顆不尋常的Ia超新星,因為它前身恆星的質量不尋常地大。照說當白矮星的質量接近1.4太陽質量的錢德拉塞卡極限時,就會爆炸成為Ia超新星。這個恆星質量的添加是來自其伴星。然而,SN 2003fg的前身恆星在爆炸之前的質量卻達到2個太陽質量。質量異於正常的證據來自超新星的光譜和光變曲線,從光譜測量到的動能比平常出現的更小,表示周遭的重力位能比平常的深。

    一顆白矮星如何能夠擁有高於錢德拉塞卡極限的質量?有人主張白矮星以高速自轉,提高了臨界質量。還有人主張是,爆炸是由兩顆白矮星合併造成。這個問題不僅是本身很重要,對整個天文測量來講也很要緊。因為一般認為Type Ia超新星是白矮星吸積使得質量超過錢德拉塞卡極限而爆炸,所以亮度是固定的,使它們可以成為測量宇宙距離的標準燭光。而SN 2003fg這種異常類型的Ia超新星造成其他科學工作上測量距離時的疑慮。這顆"香檳酒超新星”還真是令人”醉醺醺”呢。

    SN 2006gy

    SN 2006gy是一顆爆發能量極高的超新星,,它是在2006年9月18日由Robert Quimby 和P. Mondol所發現。SN 2006gy發生在距離大約2億3800萬光年 (7200萬帕秒) 遠的一個星系 (NGC 1260)。初步跡象顯示它是一顆有異於平常的高能量超新星,估計它在爆炸時釋放出的能量高達1052 爾格 (1045 J),是一般超新星釋放出1051爾格 (1044 J) 能量超新星的10倍。這顆超新星的亮度持續增加了70天之久,大約一直到2006年12月,才開始緩慢地下降。到了2007年5月初,它的亮度才降到一般被觀測到的超新星的峰值亮度。雖然超新星SN 2006gy的亮度在本質上比超新星SN 1987A亮上數百倍,但由於它與地球的距離比SN 1987A遠了1,400倍,所以它的視星等只有15等,因此不使用望遠鏡是看不見的。

    雖然它極端的亮度顯示它不同於一般的超新星,但是因為SN 2006gy的光譜有氫的譜線,所以它被歸類為II型超新星。由於它的前身恆星質量大約是150個太陽質量,所以它有可能是所謂的不穩定對超新星(pair-instability supernova)。什麼是不穩定對超新星呢?原來當一顆恆星的質量是太陽的數十倍,當它的核心加熱到能形成「電子(electron,或稱負電子)」和其反物質「正電子(positron,或稱正子)」的程度時,由於正負電子對相遇時會互滅,不再能支撐核心去抵抗重力,使恆星持續塌縮而驟然點燃熱核反應,但這個熱核反應最後失去控制,導致整個恆星發生爆炸,這就是所謂的「不穩定對超新星」。理論上只有質量非常巨大(範圍在130至250太陽質量)的恆星才能發展成不穩定對超新星。在爆炸後幾秒鐘,核心所有的燃料都參與了災難性的核融合反應,將恆星整個都吹散掉,什麼都沒有留下來。SN 2006gy 是第一顆「不穩定對超新星」的候選者,所以時代雜誌將SN 2006gy選為2007年10大科學發現的第3名。
    但並不是所有人都認為SN 2006gy是不穩定對超新星。加拿大卡爾加里大學的科學家曾提出SN 2006gy是一顆夸克星的論點。廣島大學的川端弘治提出一種看法:SN 2006gy是白矮星與巨大恒星結合而產生的Ia型超新星爆炸。當恆星點燃最後一輪的核融合反應, 外層大氣包層膨脹,吞噬了鄰近的白矮星。理由是當Ia型超新星發射材料在與大量外圍物質碰撞時膨脹時的行為和發光強度曲線的理論計算與SN 2006gy後期光譜的性質,發光強度和發光強度的變化是一致的。是耶非耶?尚待更多的研究真相才能揭曉吧。[註2]

    SN2005ap

    SN 2005ap是一顆能量非常高的Type II型超新星,它是有紀錄以來最亮的超新星,比之前的SN 2006gy還要亮兩倍。它是在2005年3月3日從麥克唐納天文台安裝在西德州執行德州超新星搜尋的口徑0.45米的ROSTE-IIIb (Robotic Optical Transient Search Experiment) 望遠鏡,被Robert Quimby 在未安裝濾鏡的影像中檢出的。這個計畫也同時發現了超新星SN 2006gy 。雖然,它比SN 2006gy更早就被發現,但直到2007年10月才確認了它的光度。但因為距離遠在47億光年之遙,因此在地球上無法以肉眼看到它。 

    雖然SN 2005ap的峰值亮度是SN 2006gy的兩倍,但是它的能量卻不如後者充沛,如同典型的超新星,它在幾天內就變暗了。反觀SN 2006gy的亮度則是維持了好幾個月。 SN 2005ap比一般的II型超新星明亮300倍,因此有科學家推測這顆超新星爆炸後形成夸克星。就大小和密度而言,夸克星介於中子星和黑洞之間。 這個想法是星體密度非常高,以至於中子分解成其組成的夸克,從而形成夸克物質(quark matter),而非一般的核物質(nuclear matter)。 但是,夸克星存在的證據很少,許多天文學家對此持懷疑態度。

    Quimby曾經建議這顆超新星是有別於標準的II型超新星的一種新類型,他所領導的研究小組已經確認五顆與SN 2005ap和SCP 06F6類似的超新星,它們都非常明亮而且缺乏氫線。 

    SN 2007bi

    SN 2007bi是2007年4月由美國鄰近超新星工廠小組發現的超高能量超新星,它也可能是不穩定對超新星(PISN),爆發時釋放的能量是一般超新星的100倍。 
    SN 2007bi發現時其與眾不同的光譜引起了天文學家的注意。在其後一年半,隨著它的緩慢變暗天文學家一直對其進行觀測並分析。結果發現它的前身星質量至少是太陽的200倍,核心的質量則接近100個太陽質量。SN 2007bi爆炸時向太空釋放了大量的矽和許多重元素,總質量約為太陽質量的22倍。
    SN 2007bi的變暗過程持續了555天,並拋射出大量的放射性鎳-56,質量超過6個太陽(這是其持續明亮的主要原因)。根據不穩定對超新星的理論模型進行的模擬與SN 2007bi的觀測數據十分吻合。[註3]

    SN2011fe

    SN 2011fe是一顆位於大熊座風車星系(M101)的Ia型超新星。它是21世紀第一顆視星等亮於+10等的超新星。 SN 2011fe是在2011年8月24日檢查由帕洛馬山天文台進行的帕洛馬瞬變工廠(Palomar Transient Factory,PTF)在8月22日和23日自動拍攝的照片時發現的。帕洛馬瞬變工廠(Palomar Transient Factory,PTF)主要是用於搜索亮度變化快速的天文瞬變事件。它將望遠鏡自動拍攝的照片自動上傳至位於加州大學伯克利分校勞倫斯伯克利國家實驗室的美國國家能源研究中心(National Energy Research Scientific Computing Center,NERSC),再由電腦程式自動搜尋天文瞬變事件。2011年8月24日,PTF探測到SN 2011fe爆發的現象,天文學家立即使用位於西班牙加那利群島的望遠鏡進行觀測,確認這次爆發事件各個不同階段的發射光譜。此外,科學家還使用哈伯太空望遠鏡、加利福尼亞州的利克天文台和夏威夷的凱克天文台對這次超新星爆發的細節進行觀測研究。

    這顆超新星的前身恆星是位於M101星系的白矮星,距離地球2100萬光年 。PTF在這顆超新星爆發後不久就發現這次事件,這時候它還很昏暗,視星等低於人類肉眼直接見到的亮度的100萬倍以下。SN 2011fe也因此成為人類發現到的最年輕的Ia型超新星。之後,SN 2011fe的亮度一直在增亮,到2011年9月13日,它達到最高亮度——視星等+9.9,這時它的絕對星等為-19等,是太陽亮度的25億倍。 

     雖然在爆發時SN 2011fe非常昏暗,但它增亮的速度非常快。在2011年8月24日剛發現時,它的亮度低於肉眼可見極限的100萬倍以下。一天後,它的亮度增亮到低於肉眼可見極限的1萬倍。第三天,它的亮度又增亮了6倍。直到2011年9月13日,它達到最高亮度——視星等+9.9,已經可以通過小型望遠鏡觀測到這顆超新星。SN 2011fe也因此成為1993年發現的SN 1993J之後,第一顆視星等亮於+10等的超新星。
     
    由於SN2011fe在爆發後不久就被發現,天文學家們可以得到它初始的組成和演變過程的準確測量數據,從而讓Ia型超新星的模型更加完善,用此估算其他Ia型超新星的準確距離也更可靠。Ia型超新星的標準燭光也可能為暗能量和宇宙加速膨脹假說提供有利的證據。. 

    SN 2016aps 

    SN 2016aps(也稱為PS16aqy和AT2016aps)是2016年2月22日由夏威夷的全景調查望遠鏡和快速回應系統(Pan-STARRS)所發現的,並由哈伯太空望遠鏡進行了後續觀測。超新星以較高的z值出現,表明距離地球達36億光年。並且位於天龍(Draco)星座。最大視星等在級為18.11,相應的絕對星等為-22.35。它是有記錄以來最明亮的超新星爆炸。除了釋放出巨大的能量外,還可能由於超新星噴射和先前損失的氣殼之間的相互作用而以輻射形式釋放出異常大量的能量。

    據估計,它的前身恆星至少有50至100個太陽質量。 SN 2016aps的光譜顯示出大量氫,這對於這種類型的超新星來說是相當出乎意料的,通常第二類超新星爆炸是發生在星體的核融合消耗掉了大部分恆星的氫的時候,而且演化過程中恆星流失了剩餘的最外層的氫氣,氫的含量非常有限。這導致研究人員得出這樣的理論,前身恆星在爆炸前發生前不久就由兩個非常大的恆星合併而形成,由於它的巨大質量,科學家懷疑SN 2016aps是不穩定性對超新星。

    SN 2016iet

    天文學家在2016年11月14日在蓋亞影像中發現SN 2016iet這顆超新星,(蓋亞任務(Gaia)是歐洲太空總署的太空望遠鏡。該任務的目的是要繪製一個包含約10億顆或銀河系1%恆星的三維星圖。作為依巴谷衛星的後繼任務,蓋亞任務是歐洲太空總署在2000年以後的遠期科學任務。蓋亞任務在約5年的任務中將可觀測到視星等最暗為20等的天體)。卡塔利納即時瞬變事件巡天(Catalina Real-Time Transient Survey)和泛星瞬變事件巡天(Pan-STARRS Survey for Transients)隨後在2017年1月和3月也拍攝到這顆超新星。這顆超新星爆炸後沒有遺留任何殘骸。它隸屬於一個矮星系(dwarf galaxy),(矮星系是一種比較小的星系由數十億顆恆星組成。一般星細如我們的銀河系有二千至四千億顆恆星。),而且它距離這個矮星系(host galaxy)約54,000光年遠,這個距離比銀河系邊緣到銀河系中心的距離還遠咧。可是說是孤伶伶的一顆”孤星”。

    天文學家後來利用位在智利的麥哲倫巴德6.5米望遠鏡(Magellan Baade Telescope)和其他地面望遠鏡追蹤觀測SN 2016iet的光譜,觀察它的變初始光譜觀測顯示沒有氫氣,所以將它歸類為I型超新星。他們也測量了它的距離,顯示它距離地球約10億光年。但這天體的性質並不符合任何其他的歸屬特性,事實上,它和目前任何已知的超新星沒有任何相似之處!
    後來天文學家們利用數座地面望遠鏡拍攝影像,追蹤超新星亮度逐漸變暗的狀況。研究結果認為這個天體在爆炸前的質量約在55到120倍太陽質量之間,甚至可能達200倍太陽質量。這個被摧毀的恆星周遭環境中比氫和氦還重的重元素非常稀少,這代表著這顆星出生和死亡都是在一個保持非常接近原始狀態的區域,非常類似宇宙的第一代恆星,而這正是不穩定對超新星的最佳候選者之一。[註4]


    回顧這兩千年的紀錄,我們可以發現,人類對於星空熾熱的好奇,始終沒有冷卻的時候。隨著探測能力的增進,人類對超新星的了解越來越充足,但是也遇到新的謎團,未來隨著微中子天文學與重力波天文學的發展,這些謎團也許會逐一解開,但是更多的謎團會接踵而至吧。讓我們拭目以待囉!


    [註1]The 10 year radio light curves for SN 1979C". by Weiler, K. W.; van Dyk, S. D.; Discenna, J. L.; Panagia, N.; Sramek, R. A.Astrophysical Journal. 380: 161–166.(1991)
    [註2]Kawabata, Koji S. et al. (2009). “The Extremely Luminous Supernova 2006gy at Late Phase: Detection of Optical Emission from Supernova”. The Astrophysical Journal 697 (1): 747-757. arXiv:0902.1440.
    [註3]Gal-Yam, A.; Mazzali, P.; Ofek, E. O.; et al. (2009), "Supernova 2007bi as a pair-instability explosion", Nature, 462 (7273): 624–627, arXiv:1001.1156
    [註4]SN 2016iet: The Pulsational or Pair Instability Explosion of a Low Metallicity Massive CO Core Embedded in a Dense Hydrogen-Poor Circumstellar Medium by Sebastian Gomez,Edo Berger,Matt Nicholl
    Peter K. Blanchard,V. Ashley Villaret al.
    (Apr 15, 2019) e-Print: 1904.07259 [astro-ph.HE]


    參考資料
    (一)中文 英文 日文維基相關條目
    (二)http://content.time.com/time/specials/2007/article/0,28804,1686204_1686252_1690931,00.html

    延伸閱讀:

    千里共SN(上)
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