天体物理学

超超新星

Certaines étoiles extrêmement massives finissent leur vie dans des explosions parmi les plus puissantes de l'Univers, déclenchées en partie由生产'antimatière dans leur cœur.

Avishay Gal-Yam 对于科学N°417
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2005年中:在夏威夷的美国凯克天文台完成了两台巨型望远镜之一的现代化工作。自适应光学装置可自动校正大气湍流的影响,使仪器能够产生与哈勃太空望远镜一样清晰的图像。然后,加州理工学院(Caltech)的Shrinivas Kulkarni敦促我所属的组织的年轻研究人员在天文界注意到这一消息之前,要求在这架望远镜上进行观察。表现和竞争的利基并没有变得太激烈。

很久以来,我们就知道哪些恒星会爆炸成超新星而终止其寿命。一方面,它们是“白矮星”,这些恒星可能是伴随同伴恒星撕裂的大量物质积聚而引起热核爆炸的受害者;另一方面,还有大约八个太阳质量的大质量恒星,它们在自身的重量作用下自行坍塌。例如,蓝色和非常明亮的恒星在爆炸成超新星之前已经存在了几百万年。如果可以看到超新星的完整过程和生命过程,我们会更好地理解它,但是,a,在等待一颗恒星爆炸时对其进行仔细检查是不现实的。

2005年11月,我们只在凯克(Keck)观察了一个晚上。幸运的是,天空对我们有利。这项研究提出了关于恒星可以达到的大小极限以及这些巨星如何死亡的新观念。

在此之前,人们一直认为,如果大型恒星以超新星爆炸,那么大约一百个太阳质量的超大型恒星就不会爆炸。它们释放出太多的能量,以强烈的恒星风的形式将其质量的很大一部分喷射到太空中,从而逐渐减小。实际上,根据理论模型,在当前宇宙的条件下,这些强大的恒星风甚至应阻止此类恒星的生长,并防止它们变得过大:人们认为,恒星不能超过一百颗。太阳质量大约。

但是根据我们的观察,我们得出的结论是,今天至少有140个太阳质量的恒星,并且它们的生命以宇宙中最活跃的宇宙爆炸而告终。其中一些恒星的爆炸机理与迄今为止已知的超新星完全不同。这个过程称为双创造超新星,涉及在恒星中心形成反物质。

此外,这些巨型恒星的灾难性死亡告诉我们更多有关宇宙中第一批恒星如何爆炸并分散它们合成的重元素,从而播下当前太阳和行星的种子的信息。

在大海捞针上找针

在我们使用凯克望远镜的时隙中,我们希望观察到一颗活跃的超新星,并从那里向哈勃望远镜的档案咨询以获取恒星爆炸前的图像。因此,有必要观察位于哈勃拍摄的众多星系之一中的超新星。在这些图像上找到超新星的祖先的困难是要确定银河系中数十亿颗恒星中哪一颗是爆炸的。这比在大海捞针上要难得多!

为此,我们必须以极高的精度测量超新星的坐标。在自适应光学系统出现之前,只有使用哈勃望远镜本身才能达到这样的精度。即使如此,这项研究仍然是艰巨的,以至于天文学家只能确定地鉴定出超新星的三种先兆。

在此时可见的超新星中,我们选择了一个名为 2005年有人认为这是错误的选择:寻找超新星前兆的团队通常会探索约6000万光年的半径。金 2005gl相距三倍多,相距约2亿光年。这样我们就可以发现 在哈勃望远镜的2005gl图像中,这颗星应该是有史以来最亮的一颗。

成功的机会很小,但我们的赌注得到了回报。测量位置后 借助Keck数据获得的2005gl图像,我们观察了爆炸前哈勃拍摄的图像上的相应位置,但不确定地看到了看起来像星星的东西。如果是单颗恒星,其光度约为太阳的一百万倍,则表明它达到了100个太阳质量。但是,由于通常认为如此重的物体无法爆炸,因此光斑对应于未解析的较小恒星团的可能性更大。数据不能排除这种可能性。

太亮了以至于无法正常工作

这就是2006年令人惊讶的发现使我相信巨星不仅可以爆炸成超新星的方式,而且它以惊人的方式发生。

在凯克的一个阴暗夜里,短暂的平静使人们瞥见了几颗星星。由于缺乏更好的东西,我决定观察当时最亮的超新星,这是一种异常强度的事件,称为 2006gy,八天前由德克萨斯大学的罗伯特·奎比用小型望远镜发现。在云层之间的缝隙再次消失之前,我能够观察到15分钟。

对我在Caltech的Eran Ofek团队获得的数据的分析显示, 2006gy是有史以来最明亮的超新星。内森·史密斯(Nathan Smith)当时在加州大学伯克利分校(University of California,Berkeley)进行的一项独立研究得出了类似的结论。

我们知道,没有任何一种超新星能够发出这种光度。 2006gy处于哈勃没有观测到的星系中,因此我们无法研究祖先星。但是从爆炸的暴力程度来看,这颗恒星至少产生了100个太阳质量。

我们考虑了几种可能的解释。其中两个比其他的可能性要小。首先,极高的光度是由于爆炸所喷射的碎屑被恒星先前发出的恒星风追赶时所形成的冲击波的热辐射所致,而恒星风较慢。

第二种解释涉及放射性。在巨大的超新星恒星爆炸期间,释放出的能量和巨大数量的中子导致合成了比铁重的元素(较轻的元素是由核中的聚变反应产生的)。明星生活)。这些新元素在很大程度上被合成为富含中子的放射性同位素,然后分解为更稳定的同位素。起源的巨大爆炸 2006gy可能已经合成了大量的放射性物质,这些物质的衰变会把能量注入到不断扩大的碎片云中,从而使其发出荧光。但是,您如何解释这种情况所需的大量放射性物质呢?

为了探索这最后一条轨道,我们回顾了理论工作。在1960年代后期撰写的一系列文章中,由三位年轻的天体物理学家Gideon Rakavy,Giora Shaviv和Zalman Barkat提出了一种新的恒星爆炸机制。

星星之所以发光,是因为它们的心脏密集而温暖,足以使原子融合在其中,从而释放能量。正是这种能量与恒星的自重相对,使恒星保持平衡。初始质量控制着恒星的大部分物理和演化。这经历了稳定的阶段,在该阶段中,心脏的各个元素合并为较重的元素-这些阶段可以持续数千甚至数十亿年,具体取决于燃烧如何影响心脏的温度和压力。 -穿插有短暂的心脏收缩。

最初的氢因此合并成氦,然后氦转化成碳,碳本身变成氧,逐渐使恒星形成同心层(“洋葱皮”)中的结构。根据恒星的初始质量,其从氧气的演化会有所不同。

在由十个太阳质量组成的恒星中,聚变循环继续进行:氧形成硅,而硅又融化为铁。后者是非常稳定的元素,循环停止,并且惰性铁芯生长。当它变得太大时,它自身坍缩,导致恒星爆炸:这是经典的坍缩超新星。

对于拥有超过100个太阳质量的超巨型恒星,其演化是不同的。 G. Rakavy和他的同事计算得出,当心脏达到氧气阶段时,它会适度收缩,并且仍然太薄而无法开始融合。取而代之的是,物理学家称这种现象为成对产生。

在心脏中,被加热到高温的原子核在电磁波谱的伽马区域中发射出非常高能的光子。但是,由于质量和能量之间的等价关系,两个相互作用的伽马光子可以自发地转换成由电子及其反粒子正电子组成的一对。当电子-正电子对的这种产生变得重要时,光子的大部分能量被捕获为物质,其辐射压力远低于光子。然后心脏的压力突然下降。它变得不稳定并开始迅速收缩,直到密度足以引发氧的融合为止。

致命压降

但是,当这个阈值在塌陷的核中而不是在稳定的核中越过时,聚变的引燃是爆炸性的:聚变释放出能量,这进一步加热了材料,从而加速了燃烧。融合反应,等等。反应是赛车。恒星可以在几分钟内燃烧出太多的氧气,从而释放出的能量大于恒星的总潜在引力能。在这种能量涌入的情况下,恒星完全脱位,并通过探索将其物质排入太空

灾变的锡安。

与经典的超新星不同,后者保留着一颗坍塌的心脏,而心脏已经变成中子星,甚至变成了黑洞,而产生一对超新星的过程却丝毫没有。恒星剩下的全部就是迅速膨胀的喷射云,其爆炸过程中合成的元素非常丰富。

根据其他研究小组的理论工作,通过产生配对产生的超新星,除其他重元素外,还必须生成大量的镍56。它是一种放射性同位素,在大约六天内分解成钴56。 77天无放射性铁56。镍56的衰变能否解释超新星的强烈光度 2006gy?

尽管成对产生超新星的理论是一致的,但通常认为该过程不再发生在自然界中。根据恒星形成理论,在当前宇宙中不应出现超大质量恒星。星际介质中的元素比氢和氦重。但是,在存在这些重元素的情况下,分子云崩溃得更快,而恒星更早地发光,将它们周围的残留气体吹得太早,以至于无法变得非常庞大。即使形成了巨大的恒星,它们也会散发出如此强大的恒星风,以至于它们很快就会失去大部分质量,因此它们的核心永远不会变得足够大,以至于对不稳定的情况不会发生。

在大爆炸之后的前十亿年,情况有所不同。由原始气体形成的第一批恒星,几乎完全由氢和氦组成,无疑是几百个太阳质量的真实怪物。实际上,在没有重元素的情况下,气体云的能量消散效率较低,因此形成恒星的最小质量更高。这些原始恒星可能通过产生成对而以超新星的形式爆炸。

同时,记录超新星 2006gy引起了天体物理学家的兴趣。具有讽刺意味的是,尽管他们促使我们和其他团队重新构想成对的生产模型,但该超新星被发现缺乏大量放射性镍的预期特征,即亮度随时间的衰减曲线的特定形状。

在成对产生的超新星中,大多数光不应该来自爆炸本身,而是来自镍56和爆炸过程中产生的其他同位素的放射性衰变。放射性是众所周知的过程,并且不同元素的衰变以可预测的速率发生。

经过几个月的照耀,2006gy突然熄灭,与主要来自放射性源的发射不相容。最终, 2006gy可能不是一对产生超新星的东西,第一个假设是冲击波。然而,这种失恋已经唤醒了我对通过成对产生超新星签名的警惕。

几个月后的2007年,我刚刚与伯克利的劳伦斯·利弗莫尔国家实验室(Lawrence Livermore National Laboratory)的彼得·纽金特(Peter Nugent)一起为大型超新星研究计划进行了“热身”,这给了我一个与众不同的幽灵'一个超新星 2007bi。

在天文学光源的光谱中特定波长处可见的不同元素的吸收和发射线,向我们介绍了后者的化学成分(更确切地说,是发光材料的化学成分) )。超新星的幽灵 2007bi建议各种元素以不寻常的比例存在,并且该物体非常热。

拒绝死亡的超新星

我继续关注这个超新星的演变。它的亮度大约是普通超新星的十倍,并且亮度下降非常缓慢。这个消息来源只是拒绝熄灭自己,而日子变成了几周,然后是几个月。我坚信这最终是一对产生超新星的例子。但是我需要更多数据来支持这种解释。

在2007年和2008年全年,我们与数位合作者一起继续观察 2007bi使用帕洛玛山天文台的望远镜拍摄。超新星最终花了一年多的时间才消亡。然后,我请加州理工学院的Richard Ellis和Shrinivas Kulkarni的同事们使用凯克望远镜进行观测。

2008年8月,当我加入以色列的魏兹曼研究所后,S。Kulkarni和他的博士生Mansi Kasliwal给了我最后一个幽灵。 2007bi。最初的分析显示了惊人的结果:这次爆炸合成了镍56,相当于太阳质量的五到七倍!这是我们以前从未见过的十倍,而这正是人们对产生一对超新星爆炸的期望。

2008年底,我去了德国加兴的马克斯·普朗克天体物理研究所,与超新星光谱分析专家Paolo Mazzali合作,他可以​​验证我的粗略分析结果。 P. Mazzali还保留了使用超大型望远镜获得的光谱 vlt 智利欧洲南方天文台。经过长时间的计算,P。Mazalli的分析得出的结果与我的一致:合成了多个太阳质量的镍56,并且元素的相对丰度对应于成对生产模型的预测。

尽管我很自信地通过配对生产确定了一颗超新星,但随后我将数据搁置了几个月,以回顾造成这一切的超新星: 2005年当我们在2005年底发现我们认为是它的前兆时,我们不能说它是单颗恒星而不是恒星群。但是三年后,超新星消失了,我们可以做一个简单的测试:如果我们的候选人不是那颗爆炸的恒星,那么他必须仍然在场。 D. Leonard和我与Hubble进行了进一步观察,以验​​证这一点。到了2008年底,我们确定那颗星星已经消失了。因此, 实际上,2005gl确实是一颗非常明亮,非常庞大的恒星,类似于银河系中最大的蓝色巨星之一的埃塔·卡琳娜(Eta Carinae)。

因此,至少一个情况与超恒星在爆炸之前就失去了大部分质量的经典理论相矛盾。在它们失去所有质量之前,确实存在着非常明亮,质量非常大的恒星并爆炸了。如果质量损失的理论是错误的,那么也许今天仍然有巨星,有一天将通过产生成对产生超新星爆炸。

我现在准备回到案件 2007bi,并通过成对产生寻找令人信服的超新星迹象。与整个团队一起,我们从可以想象的各个角度审视了这一事件。我们已经详细分析了收集到的光谱以及

发出的光比较了旧的和新的恒星爆炸模型的预测。在2009年底,所有分析都趋于相同的结论:最合理的解释是: 2007bi是一对产生超新星的行星。

罕见,但可能发生的事件

自那时以来,已经发掘了另外三项可能成为产生超新星称号的事件。这种类型的超新星似乎极为罕见,可能约为100,000个超新星中的1个,并涉及至少140甚至200个太阳质量的恒星。这些爆炸是我们所知道的最活跃的爆炸,并且是大量化学元素产生的场所。他们应该获得“超新星”的资格。

这种新型超新星令人着迷的方面之一是,它使我们瞥见了原始宇宙。第一代恒星有数百个太阳质量。这些重量级人物中的一些无疑是通过成对生产而爆炸的。因此,今天一些超新星的远房表亲可能是第一个用重元素播种宇宙的爆炸。

我们的工作不仅暗示了一种新的恒星爆炸机制的存在,而且还意味着与当前的想法相反,超质量恒星虽然很少见,但存在于当前的宇宙中。这意味着连续几代恒星对重元素中星际介质的富集并不像天体物理学家所认为的那样,对恒星的生长没有太大的阻碍。

我和P. Nugent于2007年开始准备的超新星研究计划正在进行中,被称为Palomar Transient Factory。我们正在寻找通过结对生产爆炸的新示例。实际上,该程序找到了我们最后一位候选人,看上去很像 2007bi。随着数据的积累,我们提高了对这些爆炸的理解。明天的仪器,例如詹姆斯·韦伯太空望远镜,无疑将能够在非常遥远的对中看到超新星。也许有一天,宇宙中第一批恒星形成的暴力终结?

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