天文学

超新星

大质量恒星演化或白矮星爆发的最终阶段,超新星是宇宙中最猛烈的现象之一。

罗伯特·莫奇科维奇 科学档案N°30
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在望远镜和望远镜发明之前,只有太阳,月亮,五个行星和几千个恒星遍布天空。向这些知名恒星中添加了银河系,猎户座星云和少量恒星团的银河系痕迹。有时,彗星会来来去去,将意想不到的元素带入经过精心调校的天体芭蕾舞中。在过去的千年中,很少有五次在以前看不见的地方,天空中出现一颗星星。发光到有时超过所有其他恒星的亮度后,它会在几个月内下降然后消失。

在中世纪的1006、1054和1181观测到其中三颗恒星,在文艺复兴末期的1572和1604观测到另外两颗恒星。1006的目标是最明亮的,强度超过了金星。这些物体在远东被称为“宿主恒星”,因为它们似乎邀请自己飞向天空,实际上是超新星。

该术语的起源可追溯到丹麦天文学家Tycho Brahe,他观察到1572年的现象。他报告了他在一篇有关新星(De Nova Stella)的论文中看到的内容,因此,“ nova”的名称是剩下的只是指定一颗恒星,它的亮度突然显着增加。布拉赫(Brahe)诞生不到30年,约翰内斯·开普勒(Johannes Kepler)观测到了1604年的超新星,直到1987年2月在一个大型麦哲伦星云中发现了一个明亮的超新星,这是一个小的不规则星系。银河系的卫星。但是,1987年的超新星比我们银河系中的五个历史超新星的壮观程度要低得多。在大麦哲伦星云的距离(150,000光年)内,它不超过4.5级,这使它处于肉眼可见度的极限。尽管如此,它还是自1604年以来最明亮的超新星,研究中投入的大量资源使我们对该现象有了更深入的了解。

从1930年代开始,天文学家Fritz Zwicky组织了一项系统研究超新星计划。当比较以固定间隔拍摄的大量星系的快照时,他有时会注意到存在一颗恒星,其亮度增加到可以与整个星系媲美的程度!为了描述这些非凡的物体,兹维奇在“新星”一词后加上了“超级”前缀,“新星”一词用于表示另一类较不剧烈的恒星爆炸。

Zwicky发起的计划导致40年内发现了300多个超新星。当然,所有这些位于外星系的超新星,都在数百万光年之外,用肉眼是看不见的。然而,他们的研究使积累大量的观察成为了可能,这些观察作为第一批理论研究的基础。

很快,新星这个词就变得不合适了,因为超新星不是恒星的标志,而是源于巨大的恒星爆炸。早在1938年,兹维克就提出超新星是恒星核心坍缩的结果,而释放的引力能量则是爆炸的原因。 1960年,弗雷德·霍伊尔(Fred Hoyle)和威廉·福勒(William Fowler)表明,在所谓的“简并”环境中,核燃烧会迅速爆炸。这些想法是今天提出的解释超新星的两种主要类型的机制的起源。通过检查超新星的光谱,分析它们的光度如何变化,并查看它们的起源,天文学家已经能够建立能够解释许多观测特征的理论模型。

幽灵般的幽灵

根据他们的光谱,天文学家对超新星进行了分类。 I型超新星的特征是不存在氢,而II型超新星则具有氢谱线。首先,观察到的光谱接近黑体的光谱,该黑体的温度随着时间的推移而下降,由于超新星发射的元素吸收了黑线,因此增加了谱线。由于多普勒效应,随着这些吸收线向蓝色移动,我们推断出包络线的膨胀速率接近每秒10,000公里。

几个月后,由于膨胀引起的稀释会改变光谱的外观。连续的黑体辐射强度下降,并且在发射时出现线条。在这个所谓的“星状”阶段,外壳变得透明,工作中的辐射机制与星云类似。

II型超新星的光谱受氢线支配,无论是在最大光附近还是在星云相中。对于I型超新星,情况并非如此简单。在1980年代,i型超新星之间的光谱差异导致了二级分类:ia,ib和ic型超新星(见图2)。这三个子类的共同点是不存在氢(i型超新星的共同特征),但以谱线的性质来区分。在ia型超新星中,接近最大的光谱是由中等质量的元素(硅,镁,硫和钙)组成,尤其是强烈的离子化线。后来在星云相中,我们发现主要是铁和金属,例如钴。 ib型超新星的特征是氦和铁线(在最大光照下),而在星云相中氧占主导地位。最后,在ic型超新星中,氧气出现在爆炸的早期阶段。

这些光谱特性非常重要,因为它们允许对信封进行层析成像。随着膨胀变得更加透明,观察到的辐射来自越来越深的层。因此,由IA型超新星射出的包络必须在中间质量元素和铁族元素的更深处组成,而IB型超新星的氦气外层围绕一个充满氧气的区域,而ic型超新星则主要喷出氧气而很少喷出氦气。

灯光曲线

不同类型的超新星也对应于光度的不同变化(见图2)。在ia型超新星中,约二十天后达到最大值。随后是快速下降,在50天后呈指数下降。在最大光下,这样的超新星照耀着数十亿个太阳,并且这个最大强度以及光曲线的一般形状在每个事件之间都非常均匀。因此,ia型超新星的行为类似于“标准蜡烛”,这使它们可以广泛地用于研究宇宙的几何形状(请参阅《宇宙革命》,《科学报》,1999年3月)。

如果它们与ia型超新星的光曲线相似,则ib型和ic型超新星的光曲线规则性要小得多:发光度峰的宽度可能会发生很大变化,最大值通常比亮度低五倍。 。

对于II型超新星,差异更加明显。在最大值之后的25到75天之间,有些处于停滞状态,在此期间光度下降相对较小。其他人则不经过此阶段而更快地消失。最终,麦哲伦星云超新星(ii型)的光曲线是全新的。这不同于迄今为止看到的任何其他曲线。在将近100天后达到最大亮度,比最初预测的亮度低40倍,在120天后开始出现指数下降阶段。一旦惊喜过去,1987年的超新星就可以更好地理解II型超新星的光曲线发生较大变化的原因。这些归因于爆炸星的大小和化学成分有时存在很大差异。相反,ia型超新星的光曲线的均匀性证明了恒星诞生的相似性。

超新星在哪里形成?椭圆星系和旋涡星系中发现ia型超新星,而椭圆星系中不存在ii型超新星(以及ib和ic型)。因此,这些超新星似乎与恒星形成区域直接相关。优先在螺旋臂中观察到它们,因此通常在数十亿年没有形成恒星的椭圆形星系中是不存在的。

相反,ia型超新星与旧恒星族有关。发现它们在螺旋星系中分布相当均匀,不仅位于螺旋臂附近。它们在椭圆星系中的存在表明它们可以出现在非常古老的恒星种群中。因此,从原始恒星种群的角度来看,我们一方面清楚地区分了ia型超新星,另一方面又清楚地区分了ib,ic和ii型超新星。

根据在与我们类似的星系中观测到的超新星的频率,估计每个世纪在银河系中会发生一到三个超新星。那么,为什么在过去的千年中我们很少见到银河超新星呢?因为灰尘吸收掩盖了我们银河的大部分。这五个历史超新星确实都位于我们的银河系“外郊”,考虑到隐藏区域的粗略估计表明它们仅占总数的20%,这证实了给定频率的估计。上。

能量洪流

超新星是宇宙中最暴力的事件之一。通过观察光曲线可以直接获取光能。通过积分随着时间的流逝接收的通量,以及(与)接收超新星系的银河系之间的距离的(近似)知识,无论哪种类型,我们都能获得接近1042焦耳的光能值。但是,辐射不是超新星产生的唯一能量形式。恒星爆炸还会释放出很多动能。

为了估算后者(1 / 2mv2,其中m是质量,v是速度),天文学家需要膨胀率(通过多普勒效应测量)和射出质量;光谱从具有吸收线的近乎黑体阶段到具有发射线的星状阶段所花费的时间使得可以估计喷射质量的数量级。获得的一到十个太阳质量的值和高达每秒10,000公里的膨胀率给出的动能约为1044焦耳。很难意识到这样一个数字的过大:例如,太阳将花费一百亿年的总能量来燃烧氢!

天文学家还认为,ii型超新星(以及ib和ic型超新星)必须以中微子的形式产生更多的能量。通过检测大麦哲伦星云超新星中的少数中微子,证实了这一假设。 1987年2月23日,世界标准时间上午10点,在Kamiokande(日本)和imb(美国)的探测器分别记录了8和12个中微子,能量分别在8和35兆电子伏之间。这些探测器由纯净水池组成,最初设计用于探测质子不稳定性(尚未发现),现已发展成为引人注目的中微子“望远镜”。

记录的十个左右事件,实际上是中微子的反粒子电子反中微子的检测,使我们能够追踪地球上接收到的电子反中微子的流动。然后,从大麦哲伦星云的距离获得超新星产生的电子反中微子的总数。知道存在三个中微子家族(电子的,声子的和牛磺酸的)并考虑到中微子和反中微子的三个家族的发射比例相当,据估计超新星以中微子形式发射的总能量为六个电子抗中微子所携带的能量乘以实验得出的结果。它的值超过1046焦耳,或动能的数百倍!

超新星会在几秒钟内(地球上接收中微子的持续时间)损失掉这种能量,相当于1046瓦的功率,这与可观测宇宙中所有星系发出的光功率相当!因此,尽管ii型超新星(以及ib和ic型)的发光特性看似引人注目,但仅占爆炸动能的百分之一和能量的十分之一。被中微子带走。

钱德拉塞卡的质量

积累在超新星上的观测数据的总和使得可以绘制产生不同类型爆炸的恒星的第一张“机器人肖像”。让我们看看事实。在ia型超新星的起源中,发现了属于旧恒星种群的物体,这些物体在爆炸时处于非常相似的状态。释放了约1044焦耳的动能,对超新星1006、1572和1604(所有三个ia型)的残骸进行的详细检查表明,该恒星在爆炸中被完全破坏。

就其本身而言,ii,ib和ic型超新星来自短寿命的大质量恒星(恒星的寿命是其质量的强烈下降函数),仅存在于该区域恒星形成活跃的地方。在它们进化的最后,它们会产生强烈的恒星风,这会导致它们失去氢包层。当它完全消失后,就形成了一个Wolf-Rayet星,当其表面残留一层氦时,它会爆炸产生ib型超新星;如果氦被氦气带走,它会生成ic型超新星。风,只留下更深的区域,富含氧气。

ii,ib和ic型超新星的爆炸并没有完全摧毁恒星。外层被排出,但恒星核变成紧密致密的残留物。在蟹状星云中,以快速旋转的中子星或脉冲星的形式在1054年爆炸的残留物中观察到了这种残留物。

为了解释这些事实,天文学家使用了钱德拉塞卡(Chandrasekhar)的质量极限概念,该概念在所有情况下都发挥着核心作用。 Chandrasekhar的质量接近1.4太阳质量,相当于物体的最大质量,该物体的量子性质的压力来自退化的电子。退化电子的压力所支撑的物体的半径随其质量的增加而减小(请参阅本文档中的GérardVauclair和Gilles Chabrier的《白矮星》)。在Chandrasekhar极限附近,半径的减小变得非常重要,由于介质的压缩,密度以及温度都显着增加。

如果介质是核惰性的,则收缩将持续到半径达到约1,000公里为止。在这种情况下,会触发相对论起源的重力不稳定性,并使物体在几十毫秒内自行坍塌。相反,如果介质中含有能够点燃的核“燃料”,则通常在发生爆炸之前,在Chandrasekhar极限附近的密度和温度的升高会触发点燃。重力不稳定(见图5)。

退化环境中的核燃烧不稳定,并导致灾难性的失控。在常规气体中,压力取决于温度。如果由于发生核燃烧而使压力增加,则压力增加会使气体膨胀,该气体对温度起反应,从而使机理稳定。在退化的环境中,压力几乎不依赖于温度,并且当压力升高时,不涉及调节机制。核反应本身对温度特别敏感,会发生失控:核反应着火,温度升高,反应加速,温度升高更快等。最终,所有可用的核燃料都会在很短的时间内燃烧。

ia型超新星

提出的解释IA型超新星爆炸的情景引发了白矮星的灾难性核燃烧。一个孤立的白矮星是一个非常稳定的天体,但是许多恒星属于双星系统,并且有可能从恒星传到恒星。如果白矮星的质量在双星系统中因吸积而增加,则构成它的碳和氧将在恒星中心点燃,此时其质量接近钱德拉塞卡的极限。

这种一般情况解释了这些超新星的大多数观测特性。白矮星是属于旧星系恒星的古老天体,当恒星的质量接近钱德拉塞卡极限时,就会触发爆炸。这样,其质量始终接近1.4太阳质量,这可以解释光曲线的均匀性。

碳和氧的爆炸性燃烧在高密度时会产生铁族元素,在更稀薄的介质中会产生中等质量的元素。这些特征解释了ia型超新星光谱学的结果,该结果表明,爆炸中喷射出的物质在外围受硅,镁或钙等元素支配,在深度上由铁和钴支配。 。最后,1.4太阳质量的碳和氧的核燃烧释放约1044焦耳,这仅是解释爆炸动能所需的量。

此一般方案提供了用于构建更详细模型的框架。这些措施旨在完善例如碳和氧的点火条件,爆炸的动力学或计算光曲线和所产生元素的比例。在这项工作中,天文学家面临两个问题:在什么条件下增生可以使白矮星的质量增加到Chandrasekhar极限,以及燃烧锋面如何传播?爆炸中的星星?

当我们意识到氢从同伴向白矮星的转移不是一个稳定的现象时,出现了第一个问题:积累的氢层点燃经常性地这些核闪光是新星(此处没有前缀super),在此期间猛烈弹出积聚的物质。这种表面爆炸不会威胁白矮星的完整性,但是会阻止其质量增长(在大多数模拟中,即使“磨损”了碳核上的附着层,白矮星的质量也会减少。氧)。

如何避免新星爆炸?如果质量传递很快,则闪烁的强度会降低,从而避免了积聚物质的喷射。但是,在白矮星的表面上,氢融合并积累了氦气,这构成了一个新问题,因为氦弹会点燃。后者非常猛烈,点燃了下面的碳。在这种非标准情况下(点火偏离中心并且质量低于Chandrasekhar极限),会发生一般的恒星爆炸,但是光曲线和发射光谱与大多数观测结果不同。

厄本那-香槟大学的Icko Iben和Ronald Webbink在1980年代提出了一种解决吸积问题的根本方法。一些估计表明,由两个白矮星组成的非常紧密的二元系统数量众多。由于系统发射引力波,导致两颗恒星的间隔减小,直到在某些情况下组件合并为止。如果总质量大于Chandrasekhar极限,则通过避免氢积聚阶段会产生潜在的爆炸情况。如果这一主张解决了一个问题,它将带来许多其他问题。与氦气闪光灯一样,点火条件与标准情况非常不同,以至于您甚至不确定是否会产生超新星!因此,当前的工作试图确定一条进化路径,使白矮星通过吸积获得质量,同时避免氢和氦的燃烧。

第二个问题与核火焰在恒星中的传播有关。在碳和氧的中心点火之后,燃烧前沿向外推进。爆炸的速度将取决于爆炸和核合成的动力学,即所产生的各种核素的数量。

燃烧前沿可以以亚音速(然后讲爆燃)或超音速(爆震)的方式传播。爆炸的速度由从燃烧区到“冷却”物料的传热机制(传导或对流)的效率控制。在爆炸中,冲击波-前驱物-压缩并加热材料,从而引发点火。

爆炸在白矮星中的传播导致其完全燃烧成铁。没有产生中间质量元素,这与观察结果相矛盾。爆炸速度超过每秒10,000公里,确实使白矮星“抓住”了它开始膨胀的空间,因此燃烧发生在高密度下。

发生爆燃时,火焰的速度要慢得多。只有中央区域被燃烧,直至铁族元素。当燃烧前沿到达外围层时,它们已经膨胀,密度降低并且合成了中等质量的元素。详细计算爆炸速度时会出现复杂情况。各种流体动力学不稳定性使燃烧前沿具有复杂的形状,必须能够对其进行精确描述才能获得速度。实际上这取决于火焰与新鲜材料之间接触区域的面积。接触面积(分形)越复杂,速度越大。最近在该领域已经取得了很多成就,并且火焰的物理学已广为人知。爆燃在几秒钟内穿过白矮星,在太阳质量的0.6至0.8之间产生中心区域的镍56。这种镍的同位素具有放射性,并在数周内分解为钴,然后分解为铁56。在外围中等质量形式的元素和整个恒星以接近10,000公里/秒的速度分散。

镍和钴的放射性满足了ia型超新星的光曲线。放射性产生的能量(以正电子和伽马光子的形式)被膨胀的包膜吸收,并在可见光范围内重新发射。发光的峰值来自钴中镍的衰减,该衰减在十天后结束。但是,光曲线的最大值在大约二十天后出现,因为在超新星开始的不透明包络中,能量会积聚并延迟释放。当膨胀使包膜充分膨胀时,放射能立即释放出来。因此,光度遵循递减的指数定律,其斜率对应于钴的周期(见图2)。

II,Ib和Ic型超新星

II,Ib和Ic型超新星代表了大质量恒星演化的最终阶段。恒星以超过太阳质量十倍的速度,通过一系列聚变反应燃烧直至铁,这是从核角度来看最稳定的元素。它们最终形成“洋葱皮”结构,其中中心铁芯被一层燃烧的硅包围,然后是氧,氖,碳,氦和外壳。氢(参见本卷宗中的尼古拉斯·普兰佐斯的《星际炼金术》)。

这种结构的包络线的半径在很大程度上取决于恒星风的效率。它可以在红色超巨星阶段达到十亿公里,如果该恒星已成为Wolf-Rayet恒星,则可以完全消失。对于大麦哲伦星云超新星,现象之前的图像分析确定了爆炸的恒星。这是一个蓝色超级巨人,半径是太阳半径的40倍,分类为Sanduleak – 69°202。在距超新星仅数光年的时间里,就出现了膨胀的气体壳层,这表明Sanduleak(69°202)在爆炸之前已经通过了红色超巨型阶段,距今约有500,000年。

恒星中心的铁芯很小。它由简并电子的压力维持,其半径不超过几千公里。由于周围层中硅的燃烧,其质量增加,并且接近Chandrasekhar极限。由于铁不能融合,因此当心脏的中心密度为每立方厘米几千吨且半径接近1000公里时,心脏达到了重力不稳定的阈值。十亿分之一星的模型说明了像针头一样大的心脏与包膜之间的大小对比,红色超巨星的情况下,其半径达到1,000米,而包壳则达到25米在一个蓝色的超级巨人中!

随不稳定性而变的核心坍塌持续了一百毫秒,很容易想到包络在这么短的时间内不能做出反应。她一直是深处发生的事件的旁观者,之后被向外传播的冲击波击中。因此,心脏似乎是爆炸的引擎,爆炸的轮廓正在向外界揭示。堆芯坍塌的最终结果是中子星的形成(如果恒星非常大,则可能是黑洞)。铁芯转变为中子星时潜在可用的能量大致对应于重力结合能(GM2 / R,其中G为重力常数,M为Chandrasekhar质量,R为半径中子星的距离,即十公里)。它的价值约为1046焦耳,这解释了II型超新星的中微子发射。从坍塌开始如何将百分之一的能量转换成向外定向的爆炸还有待观察。

坍塌的第一阶段的特征是大量“电子捕获”和对堆芯中存在的核种进行重组。根据不确定性原理,电子脉冲由于密度增加而增加,并且通过电子捕获(通常在稀释的介质中不稳定)形成的富含中子的原子核(在电子捕获中是质子)原子核通过吸收电子并释放中微子而变成中子)。当密度达到每立方厘米1012克时,心脏最有代表性的核种包含约30个质子和近60个中子。

每立方厘米超过1012克,就会发生非同寻常的事件。中微子与物质的相互作用极少(数十亿个中微子每秒不相互作用而穿过地球),被困在坍塌的核中。这样的密度使得中微子向外扩散的速度变得比塌陷的速度慢。超新星的核心可能是当前宇宙中中微子与物质耦合的唯一位置(中微子和物质在很早的宇宙中也耦合)。中微子的俘获停止了电子的捕获,并且崩溃继续进行,质子与中子的比率设定为约1/2。

电子俘获减少了电子数量,从而改变了压力,从而改变了塌陷的动力学。代表0.7或0.8太阳质量的心脏深部区域以“同源”方式收缩(速度与半径成正比),而外围区域则几乎自由下落(速度与半径成正比)。 '半径的平方根的倒数)。两个区域之间的边界是音速半径,其崩溃速度等于声速。然后,速度分布呈现特征性的V形(见图7)。

当中心密度达到核物质的密度,即2×1014克/立方厘米(2亿吨/立方厘米)时,核子开始接触,然后它们对随后的压缩产生巨大的阻力。好像它在墙上一样,该材料停止塌陷并弹回自身。反弹信息无法传递到声音半径之外,但是,在深弹跳的心脏和外部区域之间继续形成速度不连续性,继续崩溃,但仍然没有意识到下面正在发生的戏剧。 。这两个区域发生碰撞,在随后的震动中,深层的心脏将其大部分动能释放给了剧烈向外喷射的外部区域。

这种“超弹性”回弹机制可以通过一个简单的实验来说明,该实验使用两个不同质量的橡胶球(比例约为1-3)。通过释放它们彼此之间的接触(最大的处于较低位置),我们看到最轻的反弹比起始位置高得多,而最大的反弹则放弃了能量放在地面上(参见图6)。

在超新星中,向外传播的冲击波会带走最初足以引爆恒星的能量。但是,这不允许反弹成功。激波前沿所经过的部分物质确实经历了完全的光分解,也就是说,所有原子核都被分解成质子和中子。这种非常耗能的机制有助于减弱冲击波,在大多数模拟中,冲击波会在数百公里后停止前进。如果电击没有恢复,那颗恒星就是湿的鞭炮:它不会爆炸。

随着冲击波的停滞,巨大的中微子流开始从超新星的深核中逸出,释放出其热能,然后变成中子星。 Kamiokande和imb实验发现了这些中微子,携带1046焦耳。在此过程中,他们只需要将几千分的能量存放在冲击波后面即可重新启动。 1985年,劳伦斯·利弗莫尔实验室(Lawrence Livermore Laboratory)的吉姆·威尔逊(Jim Wilson)发现,原子核从光解崩解中被核子捕获中微子可以提供必要的能量。最初的模拟表明可以获得爆炸,但能量仅略微达到了超新星的预期水平。

从1990年代初开始,天体物理学家就意识到,对流后,受到电击和中微子加热的区域是不稳定的。但是,对流是一种搅拌的运动,它在一个以上的维度上被部署。因此,在此之前使用的一维模型无法考虑到这一重要机制。因此,新的模拟表明,对流通过使材料在激波和加热最激烈的区域之间循环,从而有利于爆炸的成功(见图8)。在停滞了一百毫秒并出现对流之后,电击恢复了携带足够能量以使恒星爆炸的能力。

重新开始后,冲击波首先穿过硅层,在硅层中通过爆炸性核合成形成少量镍56。然后,初始冲击能量以热和动能形式沉积在恒星的其余部分,然后开始膨胀。然后,光曲线的形状取决于放射性和热能的相对贡献。如果爆炸星的半径非常大(红色超巨星),则热能将主导演化的开始:光曲线将呈现平稳状态,就像许多II型超新星中所看到的那样。相反,如果该恒星是没有氢包层且半径较小的Wolf-Rayet,则热能所起的作用可忽略不计,并且光曲线是由镍和钴的放射性衰变产生的,如在IA型超新星中

对于大麦哲伦星云超新星来说,光的曲线是由以下事实解释的:负责爆炸的恒星是具有40条太阳射线的蓝色超巨星。热能对光的贡献太小而无法形成平稳状态,并且放射性在约20天后占主导地位。调整120天后的指数下降,也可以估算在爆炸期间合成的镍56的质量(太阳质量为0.07)。

终结巨型恒星生命的宇宙焰火是宇宙中最猛烈的现象之一。今天的天文学家认为他们已经理解了导致恒星爆炸的机制的大致范围,但是他们可能还远远不了解所有细节。

此外,超新星在银河系演化中的作用至关重要,因为它们将星际介质中拒绝了过去生命中合成的重元素。这样,它们有助于它们所属的星系的化学富集。碳是生物分子的结构,一法郎硬币中的镍是由五十亿多年前爆炸的恒星形成的。超新星也是向星际介质注入能量的主要来源。它们的残骸在边界形成了巨大的热气气泡,形成了新恒星,其中一些反过来会爆炸成超新星。

尽管大麦哲伦星云超新星代表了不寻常的事件,但令人沮丧的是,自开普勒于1604年观测到银河系超新星以来,没有观测到银河系超新星,当时估计每世纪最多会发生三起爆炸。如果尘埃吸收有可能减少可见的超新星的数量,那么中微子探测器的存在将使下一个银河II型超新星不可错过。地下游泳池中记录的闪光声可能表明了我们的注意。

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