2017年9月27日

超新星 SN 1987A 30週年-超新星理論模型

潘國全/清華大學物理系畢業,美國伊利諾大學香檳分校天文系博士,現為美國密西根州立大學物理與天文系博士後研究員。研究專長為計算天文流體、超新星與時域天文物理。

西元1987年2月24日, 位於智利的坎帕納斯天文台(Las Campanas Observatory)觀測到南半球大麥哲倫星系中有一場突然亮起的恆星爆炸亦即所謂的超新星爆炸(Supernova, SN),因為是該年發現的第一顆超新星,所以命名為超新星SN 1987A。這顆超新星是來自於大約20倍太陽質量的恆星在演化末期核心,因為重力坍縮而引起的一場毀面性爆炸,其亮度甚至可以媲美整個大麥哲倫星系。超新星SN 1987A也是這400年來最亮和離我們最近的一顆超新星,上一次則要追朔到西元1604年由克卜勒(Johannes Kepler)所發現的克卜勒超新星。獲益於近代天文望遠鏡效能的提升以及大麥哲倫星系離我們相對較近的關係下,超新星SN 1987A的觀測讓我們對這類能量強大的爆炸有著更多的了解。今年2月則是觀測到超新星SN 1987A的30年週年,天文界也有眾多的慶祝活動陸續舉行。如今天文學家已經發現了數以萬顆的超新星,但仍未有比超新星SN 1987A更近的超新星。另一方面,經過超過50年的超新星的理論研究則顯示這一類的恆星爆炸其實並沒有想像中的那麼容易,仍有許多未解之謎等待我們去探索。

超新星的歷史

關於超新星最早的紀錄至少是來自於中國《後漢書》中描寫西元2世紀時對「南門客星」的紀錄。書中描寫說當時南門座方向有一顆突然亮起的客星持續發光8個月後才漸漸淡去(中平二年十月癸亥,客星出南門中,大如半筵,五色喜怒稍小,至後年六月消。占曰:「為兵。」至六年,司隸校尉袁紹誅滅中官,大將軍部曲將吳匡攻殺車騎將軍何苗,死者數千人。)。最亮的超新星紀錄則是在西元1006年的超新星SN 1006,文獻中描寫說它的亮光甚至可以讓物體在夜晚中投射出影子。超新星SN 1006在中國、日本、中東和歐洲都有顯著的紀錄。11 世紀後也陸續有幾顆明亮的超新星在世界各地被記錄著,好比說西元1572 年的第谷超新星和西元1604年的克卜勒超新星等等。

單一星系中超新星爆發的次數並不頻繁,大約每一百年會發生一次,但如果往其他更多的星系看去那就有非常多的機會可以看到更多的超新星,然而直到西元1924年天文學家哈柏(Edwin Hubble)解析出仙女座星系外圍的星星,人們才開始意識到原來除了我們所居住的銀河系外還有其他星系的存在。西元1936年,美國加州理工學院的天文學家茲威基(Fritz Zwicky)和巴德(Walter Baade)共同發表了一篇學術論文討論超新星的現象,他們認為只要有系統的觀測各個星系就可以發現更多的超新星。由於超新星非常的亮,因此只要比對不同時間的兩張星系影像,如果有突然亮起的亮點就有很高的機率是超新星,茲威基用當時他剛拿到的18吋施密特望遠鏡觀向星空。第一年,他發現了3顆超新星;5年後他和他的助理共發現了20顆超新星;到了90年代天文學家總共發現了約700顆的超新星;21世紀獲益於電腦的輔助,目前每年都可以發現數百顆的超新星。



超新星的分類

除了發現變亮的星光,要確認是超新星還必須要有光譜的量測。茲威基當時把超新星依據光譜的特徵分成五大類,但目前天文學家主要只採用其中的兩類,分別為一型(Type I SN)和二型(Type II SN)的超新星。區分的方法很簡單,如果超新星的譜線中有氫就屬於二型的超新星,反之則為一型的超新星。而一型的超新星又可以再依據有沒有矽和氦的譜線細分為 Ia、Ib和Ic超新星(見圖一)。而二型超新星依據光度曲線的變化形式也可以再細分為 IIP 和 IIL 超新星等。

圖一:超新星的分類。

這些分類主要是依據超新星光譜的特徵,但天文學家也意識到除了光譜的分類外超新星也可以用其爆炸的物理機制來分類,大致可分為熱核超新星(ermonuclear supernova)和核心坍縮超新星(Core-collapse supernova)。這兩種超新星爆炸的機制完全不一樣:熱核爆炸超新星是來自於不穩定的碳氧白矮星(Carbonoxygon white dwarf )的爆炸;而核心坍縮超新星則是來自於大質量恆星(大約大於8 倍太陽質量)在演化末期因為內部核心不穩定坍縮所引起的爆炸。有趣的巧合是這兩類超新星在熱與動能的能量釋放都接近於1044焦耳或稱作一貝特(1 Bethe,紀念物理學家漢斯 貝特的單位)。

熱核超新星

單一的白矮星是穩定的,只會慢慢的冷卻,因此天文學家目前普遍相信熱核超新星(Ia超新星)是發生在雙星系統中,而其中一顆是碳氧白矮星。白矮星是一種非常緻密的星體,舉例來說,一顆跟太陽相同質量的白矮星其大小大概只有跟地球差不多。其系統的平衡是來自於內部電子簡併的壓力(electron degenerate pressure)。根據理論計算這樣的電子簡併壓力有一個極限使得白矮星有質量上限,大約是1.4 倍的太陽質量,也稱作錢德拉塞卡極限(Chandrasekhar Limit)。因此在雙星中的白矮星如果從它的伴星獲得一定的質量使其質量超過錢德拉塞卡極限,那麼那顆白矮星就會變得不穩定而成為熱核超新星。

但是有趣的是那白矮星的伴星是什麼呢?我們可以看到它嗎?美國天文學家伊本(Icko Iben)、維賓克(Ronald Webbink)和俄羅斯天文學特基克夫(Aleksandr V. Tutukov), 在西元1984年率先提出說白矮星的伴星也是一顆白矮星,這一類的模型稱作雙簡併模型(Double-degenerate scenario)。兩顆白矮星互相繞行會釋放出重力波使得系統的角動量下降而最終相撞,如果兩顆白矮星的總質量超過錢德拉塞卡極限就會形成熱核超新星。因為白矮星中沒有氫,這個理論可以很簡單的解釋 Ia超新星為什麼沒有氫的譜線,但較困難的是這樣的系統有多少?並且是否可以解釋目前所觀測到的 Ia超新星發生頻率?目前最新的研究顯示這樣的系統其實夠多,白矮星相撞的頻率也接近Ia 超新星發生的頻率,問題在於大多數這樣的系統總質量都沒有超過錢德拉塞卡極限,只有大約14分之1的雙白矮星系統有超過,因此除非低於錢德拉塞卡極限的白矮星也有機會變成熱核爆炸超新星,不然雙簡併模型無法完全解釋熱核超新星。

為了解決雙簡併模型的問題,近年有另一類的雙簡併模型提出:模型中假設熱核爆炸超新星不是來自兩顆白矮星相撞,而是來自一顆碳氧白矮星和一顆氦白矮星(Helium white dwarf)相互繞行,較重的碳氧白矮星會慢慢吸取較輕的氦白矮星的氦,而吸積的氦最終會爆炸(detonation)並引發碳氧白矮星內部的爆炸而變成熱核超新星。

相較於雙簡併模型,另一門學派則認為白矮星的伴星不是簡併星,而是類似於太陽的主序星或是演化後的次巨星或巨星。這類理論稱為單簡併模型(Single-degenerate scenario),最早是由惠廉(John Whelan)和伊本在西元1973年提出的。碳氧白矮星慢慢吸積伴星的物質,而當白矮星累積到錢德拉塞卡極限就會自然的形成熱核超新星(見圖二)。這類模型的優點在於爆炸的白矮星都有相近的質量,可以簡單的解釋為何 Ia超新星爆炸能量都接近,核合成元素比率也接近觀測到的元素比率,但單簡併模型的主要問題在於要如何隱藏伴星中所含有的氫。另一方面近年超級電腦模擬顯示出非簡併的伴星在爆炸之後會存活下來,並且有著足以被觀測到的亮度(見圖二右),但目前卻沒有明確證據顯示找到這些殘存的伴星。





不管是單簡併或是雙簡併模型,兩種理論都有一定的優點和缺點,熱核超新星觀測也對理論提供許多線索和限制。目前主流想法是認為兩種模型都存在,只是哪個模型貢獻的比較多還是未知數。......【更多內容請閱讀科學月刊第574期】

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