超   新   星       

胡景耀 （中國科學院  北京天文台）、 陳文屏 （中央大學天文所）

傳說中鳳凰每隔500年要投入火中以求得新生。有一種恆星在其「臨死亡」的剎那，將發生激烈的爆炸，如迴光返照般放出極耀眼的光芒。星球毀滅了自己，卻也同時觸發了新恆星的誕生。這就是超新星，天上的火鳳凰，也就是本文要介紹的對象。

超新星是最激烈的天體物理現象，它的爆發過程只延續大約一秒鐘，但是釋放出10⁵²~10⁵³erg 的能量，同時在爆發的過程中合成了包括金、銀在內的重元素。爆炸時產生的高能粒子是地面上任何加速器都不能達到的。超新星爆炸標示了一顆恆星壯烈的死亡，但是也觸發了新一代的恆星誕生，因此超新星成了眾多天文學以及物理學分支研究的課題，尤其是近年來天文物理得重要的研究對象。

        在本文中我們將目前天文學家對這種特殊天體的瞭解做一整理，並且介紹北京天文台近年來在超新星觀測方面所取得的成果。

 1. 超新星的歷史回顧

         在我國悠久的歷史中存有豐富的天文紀錄。「官方」的天文學家 ─── 欽天監 ─── 負責觀測並記錄包括彗星、流星雨等天象。其中有一類天體稱做「客星」，意該位置上原來沒有可見的星，後來突然出現一顆，故以客名之。在1054年，即宋朝至和元年，在《宋會要》中就有一顆「客星」的記載：『至和元年五月晨出東方，守天關，晝見為太白，芒角四出，凡二十三日』，也就是如今我們稱之為金牛座的區域有一星突然出現，白天都能見到如金星那樣的光芒。也就是說它最亮時達到了負2等（一般人們裸眼最暗能觀測到6等星），而隨後將近一個月的時間亮度維持在6等以上。

        「客星」是什麼呢？根據天文學家的研究，其中大部分是新星 (nova)，少部份則是超新星 (supernova)。現在證實在中國古籍中記錄下的超新星有八次之多。當然最著名的是1054年的那一次，因為在天空的那個位置後來出現了一個美麗的星雲，因其形狀像一隻螃蟹而被人們稱之為「蟹狀星雲」 (Crab Nebula；圖一)。更重要的是在1968年在其中偵測到一顆脈衝星 (pulsar)，而根據該脈衝星週期隨時間的變化，我們可以推出它誕生在約900年之前，大致與1054年的記錄符合，這更證實了它和蟹狀星雲都源於發生在1054年的超新星爆炸。

  雖然，在中國古代已有超新星的記錄，但超新星這個名字卻是在本世紀20年代才被提出來的。天空中有一種變星，它們的亮度會突然增亮上千倍甚至上萬倍。由於原來很暗，人們看不到，所以以為它們是新出現的星而被稱為「新星」，英文叫做nova。在十九世紀末期和二十世紀初期人們在一些螺旋星系中發現有一些類似新星的天體，它們突然出現，然後變暗而消失。例如1885年在仙女座大星雲之中就曾出現過，最亮時達到了5.8等。到了本世紀20年代哈柏 (Edwin Hubble)確認了這批螺旋星系和我們銀河系一樣，都是由上千億顆恆星構成的系統，只是它們的距離很遠，像是比較近的仙女座大星雲，也有220萬光年之遙。那麼在1885年那顆發亮的星，在最亮的時候光度便應該是太陽的上百億倍，這要比一般的新星亮得多。於是美國天文學家F. Zwicky稱它們為「超新星」 (supernova)，亦即它們超越了新星。F. Zwicky 敏感地感覺到這類星體的重要性，於是就仔仔不倦地在河外星系中搜尋這類星體。直到60年代退休為止。根據對他所發現的一批超新星，和對它們的觀測及統計研究的結果，奠定了我們對超新星認識的基礎。所以F. Zwicky 可稱得上是超新星研究的奠基者。

2.超新星的觀測特徵

      目前對超新星的認識主要來自光學波段。根據超新星亮度在極大時期的光譜可以分為 I 和 II 型超新星。I 型超新星的光譜中沒有宇宙中最豐富的氫的譜線，而 II 型則主要是氫的譜線。後來發現 I型超新星又可以細分，其中一部分光譜以電離矽的6150Å的吸收線為主要特徵，這類被稱為 Ia型；而對於沒有這一條矽吸收線特徵而有氦線特徵的則稱之為 Ib。至於連氦線特徵也沒有的則稱之為 Ic。圖2標示了這種分類的框架。

超新星爆發早期光譜 (Filippenko 1997, ARAA 35, 309)

超新星爆發後期光譜 (Filippenko 1997, ARAA 35, 309)

                     圖2、超新星分類的框架

極大時光譜 ┌¾¾ 有氫線 ¾¾ II型

           └¾¾ 無氫線 ┌¾¾ 有矽線 ¾¾ Ia型

                        └¾¾ 無矽線 ┌¾¾ 有氦線 ¾¾ Ib型

                                     └¾¾ 無氦線 ¾¾ Ic型

 但是下面我們會說到，另外有一批超新星不能被這框架的定義所「束縛」住。

          Ia型超新星爆發的總能量約為10⁵³erg，而 II型則在4~10×10⁵¹erg之間，主要是以微中子的形式釋放。由於從1604年以來，銀河系內沒有記錄過超新星爆發。所以1987年在離我們最近的星系 --- 大麥哲倫星雲 --- 中出現的超新星SN1987A，遂成為用現代天文儀器研究超新星的極好機會。那時日本神岡和美國的IBM的微中子探測器都記錄下微中子爆，一共得到27個微中子記錄。這是首次記錄來自太陽以外的微中子，開創了微中子記錄的觀測歷史。驗證了超新星爆發的理論。

         超新星的爆發是在約一秒鐘之內完成的。由於高能輻射與爆炸拋射出來的恆星大氣相互作用，使得超新星也可能有X射線等輻射。例如SN1987A在爆炸後100多天才被Ginga衛星所探測到它的X射線。而光學波段的突然增亮，首先是由膨脹大氣引起的，後來則由Ni⁵⁶等同位素的衰變提供能量，使得光度下降較為緩慢。圖3中給出了典型的超新星光變曲線。超新星爆發的高速拋射物與周圍介質相互作用形成的激波引發出電波輻射，而對星周塵埃的加熱則可以產生紅外輻射。但這些只有周圍有稠密的星際物質的 II型或 Ib、Ic型超新星才能觀測得到。

 3. 超新星的前身和它的爆發機制

      在不到一秒鐘時間內釋放出10⁵¹~10⁵³erg的能量（相當於90個太陽在其一生所釋放能量之總和）的天體，它的前身星是什麼？產生如此巨大能量的機制是什麼？這些是天文學家首先面臨的問題。

         首先我們來討論 Ia型超新星。在它的光譜中缺少氫譜線，而且根據統計它在不同類型的星系中都有可能出現。據此天文學家提出了 Ia 型超新星是密近雙星演化到晚期的終極結果的想法。設想有一密近雙星系統，其兩個成員星的質量均小於8M_¤，其中質量大的那一個演化得比較快，在其核心燃燒完氫後，接著燃燒氦，而變成中心為碳和氧的白矮星。這時初始質量較小的那顆成員星的物質就被它吸積。假如物質轉移速度小於每年10^-8M_¤的話，在白矮星周圍形成氫殼，當它達到核融合點火的溫度時，其表面就產生核融合點火爆發，這就是新星爆發的現象，其規模比超新星要小得多。

        當轉移速率在每年10^-6M_¤~10^-8M_¤之間的話，表面同樣會產生核融合，而形成氦，氦形成碳，逐步使其碳核心質量增加，直到錢氏 (Chandrasekhar) 極限的1.4 M_¤。其中心密度可達到3×10⁹g/cm³，而且中心達到碳點火的溫度。碳被點燃，並且融合過程從中心往外迅速傳播，在不到一秒鐘之內傳到白矮星的最外層。其爆炸將產生10⁵³erg的能量，而且爆炸規模巨大無比，以至於將這顆白矮星完全「炸飛」了。由於白矮星中的氫已經燃燒殆盡，所以它的光譜中沒有氫線，同時因為它是一種「老年」的恆星，因此會出現在不同的星系之中。

II型的超新星則不同。它的光譜中以氫線為主，而且往往出現在螺旋星系的旋臂上，在那裡往往有恆星正在形成。一個目前被廣泛接受的 II型超新星爆炸的模型是：一個大質量的恆星（質量大過10M_¤），在其最初的3000萬年甚至更短的時間內，它的核心首先是氫融合為氦，然後氦變為碳和氧，碳變為氖和鎂，氧和鎂變為矽和硫，直到最終矽和硫融合為鐵屬元素。上述每種融合過程都釋放出大量的能量，維持著恆星的「生命」，而且其核心變得愈來愈密，溫度則愈來愈高，以致能夠抵抗恆星引力的收縮。但到了核心變為鐵心後，由於鐵屬元素的核束縛能最小，融合無法繼續為恆星提供能量，反而要吸收能量。引力收縮就開始，中心的密度和溫度繼續增大，到10¹⁰K和10¹⁰g/cm³時，電子就被壓到原子核內而形成富含中子的同位素，而高能輻射又將原子核「撕」成a粒子。這兩個過程都要吸收能量，使得重力塌縮變得更快。當中心密度超過2.7×10¹⁴g/cm³時，塌縮不能繼續，產生反彈而引發超新星爆發。它將外層核融合的剩餘物，包括最外層的氫向外拋，而留下一個核核心，也就是中子星。所以在光譜中有強的氫線，同時因為大質量恆星（壽命短；因此我們看到的都是不久前形成的）是和恆星形成區相關的，所以他們往往出現在螺旋星系的旋臂上。至於Ib和 Ic型超新星，目前也認為是一種稱為「沃夫─瑞葉星」 (Wolf-Rayet stars; W-R stars) 的大質量恆星演化到晚期的結果。由於W-R星有大規模的恆星風，質量流失很大，因此表層已失去了氫甚至氦，所以其光譜中沒有氫線(或甚至於氦線)。

上述之模型似乎很完善，一些觀測事實似乎也支持這些看法。例如，這樣的機制能釋放出足夠的能量；II型超新星的微中子流已被SN1987A的觀測所證實；Ia超新星出現的矽和硫等元素的譜線；Ni⁵⁶和Co⁵⁶等同位素所釋放的能量與超新星極大後的光變曲線有較好的符合等等。

但實際觀測也往往對這些模型提出挑戰。例如我們原來記為 II 型超新星的前身是紅超巨星，但唯一觀測到前身星的SN1987A的前身卻是藍超巨星。北京天文台發現的 SN1996cb 極大時的光譜是 II 型後來卻轉而像 I 型了，這類超新星現在被稱為 II b型。而同樣為北京天文台發現的超新星SN1997br，在極大時 Si II在 6150Å的譜線不存在，但過後又恢復到與正常一樣。所以超新星爆發的理論仍有待進一步的發展。

4. 發現超新星

要研究超新星首先要發現它們，觀測它們。由於超新星爆發是一種突發的瞬變現象，我們事先不知道在哪一個星系中會出現，同時要觀測超新星最好得到爆發全程的資料，也就是最好在亮度達到極大之前就能發現它們。所以要系統的對一批星系做監測，期待它們之中可能會出現的超新星。為此，北京天文台投入力量從1994年開始將一台60cm望遠鏡改造成一台可用於搜索、發現超新星的智能型望遠鏡 --- 也就是說它能夠根據觀測條件自動地安排好當晚要觀測的對象，使能觀測最多的星系個數，能發現到超新星的機會當然也就比較大。這個觀測系統自動安排觀測，夜已繼夜地對一批星系進行監測、處理資料，然後挑出可能的超新星事件。此系統於1996年4月投入運作，當年就發現了6個超新星。到了1997年10月底已經發現了12個，而且大多是在極大前發現。目前已經成為世界上發現亮、近超新星最多的系統了(下面要提到歐美有些小組利用大型望遠鏡在遙遠的星系團搜索超新星，能發現更多的超新星，但其目的是利用超新星的光度判斷所在的星系的距離，藉以求哈勃常數H₀。因為這種遙遠的超新星太暗，對於超新星本身的研究沒有多大的價值)。

KAIT

 現在天文學家搜索超新星多利用CCD相機。將所得到的某一星系的圖像和以前所得到的圖像作比較就可以檢測出超新星。圖3顯示一個例子；右圖是星系ESO576-40和超新星SN1997br，而左圖是以前同一天區所得到的影像，當時還看不到超新星。

超新星爆發之光變曲線 (Filippenko 1997, ARAA, 35, 309)

 應該指出業餘天文學家在發現超新星上做出了很大的貢獻。相當多亮的超新星是他們發現的。

5. 超新星研究的價值

 如上所述的，超新星是一種罕見的天象，但在天文學研究中卻有重要的地位，這是因為它與一系列的重要天文物理研究有密切的關係。首先應該提到的是恆星的演化。 I 型和 II 型超新星分別是密近雙星和大質量恆星演化的終極。不但如此， II 型超新星還和恆星起源有關。現在認為大質量恆星形成過程是超新星的強烈的震波將巨分子雲「擠壓」到一起而形成的。而這又關係到河外星系的熱門研究課題 --- 星爆星系 (starburst galaxies) 的起因。星爆星系被認為有大規模的恆星在形成中，而這又是超新星接連爆發的結果。

 II 型超新星爆發後會留下一個中子星，有一部份是我們可以觀測到的脈衝星。而其爆炸遺跡，則是銀河系內最主要的電波，X-射線和 g-射線源，所以超新星是高能物理研究的主要對象。超新星爆炸合成了鐵屬後的重元素，包括人們用於首飾的金、銀等，因此也是核物理研究的主要對象之一。

不但如此，由於 Ia型超新星在極大時刻的光度比較一致[註]，所以它可以用標準燭光來確定星系的距離用於確定宇宙學常數—哈勃常數H₀。上面提到歐美一些研究小組在遙遠的星系團中尋找超新星就是用於這個目的。而 II 型超新星則更可用於膨脹大氣法來絕對的確定其距離，當然它的誤差較大。

對於物理學家來說，他們關心超新星是因為它們提供一個在極端條件下進行核融合，以及與高能粒子相互作用的實驗，包括爆炸過程在內，這樣的條件在地面上是永遠無法實現的。

[註]但是有一類Ia超新星其極大的光度比正常的要亮一個星等，他們與正常的 Ia超新星的差別是在極大時Si II 6150Å的吸收線不明顯，發現他們並對他們做討論是北京天文台的研究內容之一。