超亮超新星能源之謎

王善欽　戴子高　王靈俊　吳雪峰

近十多年來，人類發現了大約100個比一般超新星亮得多的超新星，它們被稱為“超亮超新星”。超亮超新星挑戰了傳統的超新星能源機制與爆炸機制，同時也開啟了更深入理解恒星演化與爆炸的大門。

超新星（supernovae，SNe）是宇宙中最壯觀的爆炸現象之一。超新星爆發向星際空間噴射大量中等質量元素與鐵系元素，在此后漫長的歲月里，這些元素又會凝聚到新一代恒星與行星中。地球上的大部分穩定金屬，尤其是地球上含量豐富的鐵以及人類血液中的鐵，絕大部分都來自于超新星爆發。雙星系統中先后發生的超新星爆發所遺留下來的雙中子星系統或黑洞一中子星系統在相互繞轉的過程中，由于引力波輻射會損失能量，導致軌道收縮，最終并合。在此過程中，一部分中子星物質被拋出，并迅速合成大量鑭系元素與錒系元素，這些元素是超新星的間接產物。因此可以說，沒有超新星，僅依靠恒星的自然演化與平靜死亡，地球上的絕大部分金屬將無法形成。也不會有現在的人類以及其他生命。

超新星爆發后形成的強大激波還將擠壓附近物質，加快這些星際物質形成新一代恒星；超新星激波還會加速粒子，使其成為高能宇宙線；超新星爆發后還會形成中子星（或夸克星）或恒星級黑洞。

大部分超新星最亮時亮度可以達到1億-10億個太陽亮度。超新星從爆發到消失，持續時間一般為一年左右，只要距離地球足夠近或儀器能力足夠好，人們就可以持續上百天（少數可以持續數千天）觀測它們。

近年來，天文學家觀測到一類亮度比此前發現的超新星亮得多的超新星，最亮時亮度可以超過幾百億甚至幾千億個太陽亮度，各波段的絕對星等小于21。這類超新星被稱為超亮超新星（super-luminous supernovae，SLSNe）。這里必須特別強調：絕對星等越低，超新星越亮。例如，一個絕對星等為-22的超新星亮度大約是絕對星等為-21的超新星亮度的2.5倍。

迄今為止，人們發現并確認的超亮超新星大約有100顆，其中最亮的超新星是2015年6月全天自動超新星搜索項目（All Sky Automated Survey for SuperNovae，ASAS-SN）發現的ASASSN-151h（SN2015L）。

超新星的爆發機制與分類

超新星有三類不同的爆發機制。

（1）白矮星從其伴星吸積物質或兩顆白矮星并合，當質量超過錢德拉塞卡極限時（約為1.4個太陽質量），其中心會發生不穩定熱核燃燒，釋放的能量足以將星體炸毀，此類超新星是“熱核爆炸型超新星”的一類。

（2）大質量恒星演化到中心為鐵核或氧一氖一鎂核階段之后，坍縮反彈爆發，將星體炸開，中心留下中子星（或夸克星）或黑洞，此類超新星現象稱為“核坍縮型超新星”。

（3）更大質量的恒星在演化到中心為氧核時，由于溫度過高，高能光子合成正負電子對，然后再形成正負中微子對。每次反應都有一小部分中微子對逃逸出星體，輻射壓降低，從而使得星體收縮，溫度升高，反應加劇，形成惡性循環，星體迅速被炸毀，形成的就是對不穩定超新星（pair-instability supernovae，PISNe），它們是“熱核爆炸型超新星”的另一類。

超新星光譜中有大量發射線和吸收線，這些譜線揭示了超新星爆發時噴射物的元素構成。根據譜線的不同，超新星可分為Ⅰ型和Ⅱ型兩大類，Ⅰ型超新星光譜中沒有氫吸收線，而Ⅱ型光譜中有氫吸收線呈現。Ⅰ型超新星可進一步分為Ia、Ib、Ie等類型；Ⅱ型超新星可進一步分為IIP、IlL、IIb、IIn（光譜中有窄線）等類型。Ib與Ic又被統稱為Ib/c型，對于無法區分出到底是Ib還是Ic的超新星，則記為Ibc型。最近一些年還發現一些Ia、Ib、Ic型的光譜中也有窄線。

超亮超新星的光譜型比普通超新星少得多，只有Ic型（也被直接稱為I型）、IIn型與IIL型（統稱為II型）。有個別學者認為，有些I型超亮超新星是由放射性元素56Ni驅動的，單獨列為R型。本文不對I型與R型進行區分，因為R型的光譜特征依然是I型的。

更細致的研究表明，爆發機制分類與光譜分類之間存在較強的關聯。

（1）Ia型超新星為白矮星吸積或雙白矮星并合爆發的產物。

（2）Ib、Ic、IIP、IIL、IIb型超新星大多為核坍縮型超新星，少數Ic型超新星可能為對不穩定超新星。

（3）IIn型超新星的情況最為復雜。大部分IIn型超新星為核坍縮型超新星，由于與星周介質發生相互作用而產生窄發射線；少數IIn型超新星為白矮星爆發形成的超新星，本應屬于Ia型，但因為與星周介質相互作用而產生窄發射線，被劃入IIn型；也許極少數IIn超新星為對不穩定超新星，但由于外界物質的遮蔽，人們至今不清楚是否真的有這種起源的IIn型超新星。

超新星能源機制的主要模型

超新星爆發后，主要能源機制有6種：激波加熱的星體冷卻輻射，放射性56Ni衰變，脈沖星轉動能注入，電離氫再復合，噴射物與星周介質相互作用，以及黑洞一吸積盤產生的噴流驅動。如果超新星爆發能夠形成黑洞，那么脈沖星轉動能注入的時間就只有幾小時，因此可以忽略脈沖星能量注入；反之，如果脈沖星能夠持續數百天，那么就無需考慮黑洞一吸積盤機制的貢獻。

對于超亮超新星，情況略有不同。電離氫再復合只適用于那些爆炸前保留有大量氫的超新星，所能提供的能量遠遠無法滿足超亮超新星的要求；激波加熱的星體冷卻輻射主要在超新星爆發后幾天起作用；黑洞一吸積盤產生的噴流驅動僅在極少數情況下會對超新星亮度起主要作用。因此，對于超亮超新星，人們一般只需要考慮剩下的三類能源機制：放射性56Ni衰變、脈沖星轉動能注入、噴射物與星周介質相互作用。

56Ni的級聯衰變

熱核爆炸型超新星爆炸后，12C與16O會被燃燒為56Ni；氧-氖-鎂核坍縮型超新星爆炸后，中微子驅動星風合成56Ni；鐵核坍縮型超新星爆發后，激波掃過28Si殼層，溫度達到50億度以上的區域被燃燒成56Ni。無論何種方式形成的56Ni，此后都會衰變為56Co，然后衰變為56Fe，這兩個過程都會釋放出高能光子與正電子，噴射物被加熱至白熾狀態，產生黑體輻射，輻射以紫外一可見光一近紅外光為主。這個模型可以追溯到1960年代。

各類普通超新星（IIn、Ia、Ib/c、IIb、IIP）與超亮超新星（I、II）的光變曲線縱坐標為絕對星等，橫坐標為時間，以峰值時為時間零點。

56Ni是超新星爆發早期的主要能源；幾百天后，半衰期很長的放射性元素如22Na、44Ti開始占據優勢。由于絕大多數超新星只能被觀測幾百天，大部分情況下，只需考慮56Ni的作用，其他放射性元素的影響可以忽略，尤其是僅研究超新星的峰值亮度時。56Ni（與其他放射性物質）級聯衰變模型可以解釋絕大部分超新星爆發現象。為解釋普通超新星的亮度，一般需要0.05-0.5個太陽質量的56Ni。

大部分Ia型超新星爆發后，生成大約0.5太陽質量的56Ni，因此相對明亮；大部分核坍縮型超新星爆發后形成的56Ni質量只有0.001～0.2太陽質量，因此相對暗。不過，從1997年開始，人們發現一些動能比普通超新星大10倍以上的核坍縮型超新星（多數為Ic型）合成的56Ni也可以達到0.5太陽質量。

脈沖星轉動能注入

除了產生56Ni為主的放射性元素外，大多數核坍縮型超新星爆發后會留下脈沖星，少數留下黑洞。脈沖星可能為中子星，也可能為夸克星。它們的旋轉軸與磁軸存在夾角，如果磁軸在旋轉過程中周期性地指向地球，其輻射便是脈沖式，因此得名脈沖星。具有超強磁場的脈沖星[如10億～1000億特，地磁場僅為（5～6）×10^-4特]被稱為“磁星”。

超新星爆發后，如果遺留下脈沖星，則后者可以將轉動能通過偶極輻射轉化為高能輻射，加熱噴射物。大部分超新星，即使留下脈沖星，偶極輻射提供的亮度也可以忽略不計，亮度仍然主要來自56Ni衰變的貢獻。

但是，一些理論研究表明，超新星爆發后，可能在中心留下周期為毫秒量級的磁星。這些毫秒級磁星擁有非常大的轉動能，偶極輻射功率異常大。這些磁場極高的毫秒級磁星通過偶極輻射把能量注入噴射物之后，會顯著提高超新星的亮度。這是解釋超亮超新星的最重要模型之一。原則上，磁星旋轉越快，能夠驅動的超新星越亮，解釋超亮超新星的磁星的周期一般在1-5毫秒。

磁星模型可以追溯到1971年，奧斯特里克（J.P.Ostriker）與岡恩（J.E.Gunn）首先提出脈沖星可以將轉動能轉化為超新星輻射。2009-2010年，伍斯利（S.E.Woosley）以及卡森（D.Kasen）與比爾德斯滕（L.Bildsten）分別用磁星偶極能量注人模型解釋超亮超新星。

噴射物與星周介質相互作用

任何恒星在其演化過程中都會將其自身的粒子吹到太空中，形成星風（stellar wind）；在有些時候，還會因為某種不穩定性，噴發出物質殼層。超新星的前身星也不例外，它們在爆發前，都會輻射出大量星風粒子，有些甚至會噴發出大量物質組成的殼層；超新星爆發后，快速運動的噴射物撞擊先前噴發出的星風與殼層，將機械能轉化為熱輻射。

噴射物與星風或殼層撞擊，會加熱一些物質，使其發出窄發射線與中等寬度發射線。這類超新星被標記為n型超新星，以IIn型居多。

許多IIn型超新星以及IIn型超亮超新星都涉及噴射物與星周介質相互作用過程，相互作用提高了亮度，普通亮度的IIn型超新星普遍比其他類型普通亮度超新星亮一些。

第一個引起強烈反響的超亮超新星就是一個IIn型超亮超新星——SN2006gy。這個超新星不能用56Ni模型解釋，因為56Ni模型預測的光變曲線與觀測不符。研究發現，這個超新星的主要能源由噴射物與星風物質相互作用提供，為了得到更好的擬合結果，需要同時考慮1～2太陽質量的56Ni。

一些I型超亮超新星也可以由這種能源機制解釋。不過，磁星模型在解釋I型超新星時更有優勢，也更加簡潔、自然。

有一些超新星，例如iPTFl3ehe，在爆發晚期亮度反而顯示出明顯的增強，這很可能是由于噴射物開始碰撞到遠處的物質殼層。最近發現的超亮超新星ASASSN-151h在晚期出現了亮度不再減弱的現象（光變曲線上呈現出平臺），這可能也是源于超新星噴射物撞擊星周介質的貢獻。

56Ni模型無法解釋大部分超亮超新星

對于絕大多數普通超新星，56Ni模型對其能量來源提供了最佳、最自然的解釋。然而，56Ni的產量極限使得它能夠提供的亮度存在一個上限。

假定超新星亮度上升至峰值的時間相同的情況下，超新星合成的56Ni質量與超新星峰值時的亮度成正比。從爆發到最亮用時18天，峰值時絕對星等為-18.5的超新星，所合成的56Ni質量大約為0.5太陽質量；另一超新星，如果從爆發到最亮用時同樣是18天，峰值時星等為-21.5（這是一個超亮超新星，亮度約為前者6.3倍），那么這個超新星合成的56Ni為前者的6.3倍，約3.2個太陽質量。這幾乎達到了核坍縮型超新星能夠合成的56Ni極限。超新星需要的56Ni還與達到峰值時的時間近似成正比，如果后者上升至峰值的時間是前者的2倍，那么需要的56N1也會增加到原來的2倍左右，這就超過了核坍縮型超新星的極限，需要假定這個超新星是所謂的“對不穩定超新星”。

對于更亮的超新星，對不穩定超新星也無法給出合理的解釋，原因如下。如果一個超新星峰值星等為-23.5，即使它上升到峰值時間也是18天，這個超新星所需的56Ni也高達50太陽質量。而絕大部分恒星爆發前的質量不會超過這個值，即使爆發后所有物質都變為56Ni，也不可能合成這么多的56Ni。只有對不穩定超新星才會合成50個太陽質量的56Ni，這恰恰也是其56Ni產量的上限。而如此多的56Ni必然導致更多的噴射物，從而導致上升時間顯著超過18天，這將需要更多的56Ni，明顯超過對不穩定超新星的56Ni產量極限。超亮超新星峰值時星等可以達到-23.5，意味著其能量來源不可能主要由56Ni提供。

此外，分析還表明：即使對那些峰值星等為-21左右的超亮超新星，如果用56Ni模型來解釋，需要的56Ni與噴射物質量比值將超過30%-50%，有些甚至超過1。而數值模擬卻表明，這個比例不應超過20%。因此56Ni模型無法解釋這些超新星。

磁星模型的改進與應用

近年來的研究表明，大部分超新星不能用56Ni模型解釋，卻可以用磁星模型解釋。至今為止發現的超亮超新星大多數為I型，少數為IIn型。其中，I型超亮超新星主要由磁星模型解釋。

2013-2014年，因塞拉（c.Inserra）、尼科爾（M.Nicholl）等人連續發表了多篇重要論文，用磁星模型成功地解釋了多個超亮超新星，但在解釋一些超亮超新星時，超新星爆發晚期的理論預測亮于觀測。

2014年夏，筆者首次系統深入研究了爆發晚期的Y射線泄漏效應，研究發現：在考慮泄漏效應之后，磁星模型可以完美地解釋因塞拉等人研究的超亮超新星；2015年春，通過仔細計算與分析，筆者首次證實：一些明亮但不是超亮的Ic型超新星也必須以磁星注入能量為主要能源。在此基礎上，筆者提出了能對普通亮度、明亮、超亮Ic型超新星能量來源進行解釋的統一模型（包含放射性元素衰變與磁星能量注入）。

2015年6月，ASAS.SN項目發現了一個超新星ASASSN-151h（SN 2015L）。北京大學的東蘇勃等人發現：峰值后15天時，其亮度是太陽的5700億倍。筆者與合作者對這個超新星進行了理論分析與數值計算，研究結果表明：如果這顆超新星的能源主要來自于56Ni等放射性物質，則放射性物質的質量約為260太陽質量，這徹底排除了放射性物質模型。筆者與合作者用磁星模型首次給出ASASSN151h的理論光變曲線，爆發早期、中期階段理論預測與觀測數據非常吻合。對這個超新星的光變曲線的擬合還發現，磁星的周期大約為0.8毫秒，兩極磁場約30億特。筆者與合作者的細致計算表明：這個超新星爆發后留下的磁星可能是一個夸克星——如果這顆磁星是一個夸克星，引力波輻射的影響將微乎其微，就可以安全地驅動這顆超新星。

超亮超新星是近年來發現的一類非常罕見的超新星，大多數為I型，少數為IIn型，極少數為IlL型。

只有少數超亮超新星的能量來源可以用56Ni模型解釋，為了用56Ni模型解釋這些事件，還必須假定超新星為不穩定對超新星。當前解釋I型與IIL型超亮超新星的主流模型為磁星模型，假定磁星初始自轉周期為1～5毫秒，則可以對大多數I型超亮超新星進行合理解釋。解釋IIn型超新星的主流模型則為噴射物一星周介質相互作用模型。

對超亮超新星能源來源的研究可以加深人們對這類劇烈爆發現象的理解，同時可以探尋其爆發方式以及爆發后留下的脈沖星的種類與物態方程，對天體物理學的研究有重要意義。