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　　蟹狀星云（M1）位于金牛座，距地球6500光年。它是公元1054年一次超新星爆發留下的殘骸。我國史書《宋史》《宋會要》等較為詳細地記載了這次超新星爆發，因而這顆超新星也被稱為“中國超新星”。圖片來源于網絡

　　你以為它是一顆“新”恒星，實際它是恒星生命的終結；它光芒耀眼，你卻不知道下一次它出現在哪兒

　　5月14日，一位美國猶他州的天文愛好者利用35厘米口徑的小望遠鏡，發現了位于旋渦星系NGC 6946中的一顆突然變亮的天體。全世界天文學家紛紛轉動望遠鏡來觀測這個突發的事件，并最終利用測光和光譜的數據證實了，這是一個很年輕的ⅡP型超新星。

　　雖然隨著技術與設備的進步，超新星不再是極其稀有的發現，但這顆最終被命名為SN 2017eaw的超新星，其所在的寄主星系NGC 6946依然破紀錄地孕育了它一百年來的第10顆超新星。除此之外，在這個距離我們大約2000萬光年的星系中，有一顆質量大約是25倍太陽質量的紅超巨星在2009年短暫變亮后再變暗。這個“消失”的天體（N6946-BH1）被認為很可能是一個爆發失敗的超新星，最終很可能會轉變為黑洞。

　　提前預告超新星不容易 新技術提高尋找效率

　　我們的宇宙中，每秒鐘都會有一顆超新星爆發。然而，相對于恒星漫長的數百萬年生命，超新星事件的持續時間很短。加上大部分望遠鏡都無法分辨出銀河系外星系內的恒星，因此很難提前預告超新星的爆發。

　　上世紀90年代，天文學家選擇了一批離我們較近的星系，用望遠鏡對它們進行反復拍攝，通過比對不同時間拍攝的圖像來發現超新星。當時的北京天文臺興隆觀測站利用一臺口徑僅有60厘米的望遠鏡開展尋找超新星的工作，一度處于世界領先水平。

　　進入21世紀，隨著探測器和數據處理技術的進步，使得我們可以快速獲得大面積天區的圖像，于是更多的大視場巡天項目紛紛啟動。現階段很多巡天計劃的單幅圖像覆蓋的區域可以達到數十平方度（月亮的大小約0.25平方度）。其中計劃于2018年展開的ZTF（Zwicky Transient Facility）巡天，甚至可以做到在一個夜晚把整個天空掃描一遍。圖像中會有上萬甚至幾十萬顆恒星和星系。

　　如何在這些恒定不變的天體中找到諸如超新星這樣會變化的目標源，一直是很大的挑戰。最近幾年，科研工作者主要使用圖像相減技術，即利用兩幅不同時間拍攝的圖像進行對減，把恒星和星系這樣的不變天體去除，再利用一些判斷標準就可以比較準確地找到超新星候選體。

　　最新的機器學習技術的引入，有助于更加有效地找到超新星，進而利用其它望遠鏡對它們進行后隨觀測。中國天文學者最近幾年也在開展大視場超新星巡天項目。清華大學與國家天文臺和紫金山天文臺合作的TNTS（Tsinghua-NAOC Transient Survey）和PTSS（PMO-Tsinghua Supernova Survey）每年可以發現超過100顆各類超新星。

　　研究人員利用這些極為早期的超新星觀測數據，開展了大量超新星前身星模型的研究工作，為恒星的演化補上了最終的一環。

　　超新星爆發極其明亮 孕育絕大多數重金屬元素

　　盡管2011年諾貝爾物理學獎授予了三位利用超新星發現宇宙加速膨脹的天體物理學家，但相比聲名赫赫的黑洞，超新星要默默無聞得多。超新星爆發是某些恒星在演化接近末期時經歷的一種劇烈爆炸。這種極其明亮的爆炸所釋放的電磁輻射經常能夠照亮其所在的整個星系，并可持續幾周至幾個月。爆炸中，其前身恒星的絕大部分結構徹底瓦解。

　　翻開元素周期表，絕大多數重金屬元素都來源于超新星的爆發。爆發所拋出的物質與激波會對下一代恒星形成以及星系的演化產生不可忽略的影響。

　　天文學家沃爾特·巴德和弗里茲·茨維奇最早于1931年在他們所講授的課程中引入了“Supernova（超新星）”這個詞，用于介紹一些突然出現在天空中的“新”恒星，并沿用至今。

　　根據歷史文獻記載，2000多年來，我們的銀河系至少出現過8顆超新星。其中最有名的當屬我國宋史中有詳細記錄的AD 1054。它爆發后留下的遺跡就是我們今天命名為M1的蟹狀星云。而銀河系迄今為止最后一個有記錄的超新星是1604年爆發的開普勒超新星。

　　現代超新星的研究，一般認為是從1885年發現我們的鄰居星系M31中爆發的超新星開始的。國際天文學聯合會（IAU）對超新星的命名，是用發現時的年份加上英文字母表明發現的次序。越來越多超新星被發現，使得它們名字中的字母數量不得不從一個增加到了三個。

　　走向死亡時的余暉 昭示不同的恒星“前世”

　　突然變亮的超新星看似“新”恒星，但其爆發卻是一部分恒星生命的終點。爆炸一旦發生，最終的結果就是恒星的徹底消失或轉化為極端致密的天體，比如中子星或者黑洞。這個過程不可逆轉。

　　20世紀40年代，魯道夫·閔可夫斯基提出利用超新星的一些表象特征，如光譜中的譜線和超新星光度隨時間的變化，來對超新星進行分類。最初的判斷標準是用光譜中的氫元素電離線來區分Ⅰ型（無氫）和Ⅱ型（有氫）超新星。隨著超新星發現數量的增加，又根據硅和氦的電離線把Ⅰ型超新星再分為Ⅰa（有硅）、Ⅰb（有氦）和Ⅰc（無氦）型。Ⅱ型超新星中，也根據光度變化曲線的形狀分為ⅡP，ⅡL等子類型。

　　雖然這個分類被沿用至今，但隨著恒星演化理論的快速發展，超新星研究者們更傾向于用超新星爆發的機制來重新定義超新星的類型。20世紀70年代，天體物理學家提出，Ⅰa型超新星爆發來源于雙星系統中的致密白矮星爆炸。白矮星通過吸積伴星的物質或者與另外一顆白矮星發生碰撞并合，導致其質量超過穩定的白矮星質量上限。此時電子簡并壓無法再抗衡引力，引發恒星溫度持續上升，最終發生劇烈的爆炸。

　　Ⅰa型超新星爆發的主要能量來源是鎳元素同位素的放射性衰變。超新星爆發后亮度迅速上升，在2—3個星期的時間內達到最亮，此后開始緩慢下降并最終消失不見。除了Ⅰa型超新星，其它類型的超新星都來源于大質量恒星的演化。

　　1986年，天體物理學家烏斯里和韋弗利發表文章，認為質量大于8倍太陽質量的恒星在其生命的最后階段，用于提供輻射壓、保持恒星穩定的氫元素被燃燒殆盡，引力導致恒星向內部快速塌縮，最終發生爆炸。文章開頭提到的SN 2017eaw就屬于核塌縮型超新星，并且是其中最常見的ⅡP型。這類超新星的光度在長達2—3個月時間內保持不變。利用哈勃望遠鏡，天體物理學家們直接證認了，大部分ⅡP型超新星的前身星都是紅超巨星。

　　未來會有更大量的超新星爆發被探測到，上至宇宙模型、下至恒星形成等各個領域將成為它們的用武之地。

　　（作者系國家天文臺副研究員）