黑洞-第11部分

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，它明亮得超过了弦月。
　　　　　一颗星的证认
　　　　我深深鞠躬。我看到一颗客星出现，它有闪光，黄色……国家将繁荣昌盛。
　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　——标推德，皇家天文学家（　1054）
　　　　历史上最著名的超新星（至少就我们所知）是1054年由日本人和中国人观察到的。最细致的描述由一位熟知星象的中国宋代宫廷天文学家标准德作出。未至和元年五月已丑日——1054年7月4目一一杨修德注意到了天空中一颗奇怪的星出现，日出前几分钟，～颗陌生的星升起到地平线上，比金星或天空中能见到的任何星都明亮得多。这位皇家天文学家称之为“客星”，并记录下来，他向皇上报告，并解释说这是一个吉祥的预兆，然后继续仔细地观察。客星在对天里白昼都能看见，在两年里夜晚可以看见。它最后消失了，结束了奇观。杨谁搞所看到的，是一个光度为太阳25亿倍的超新星爆发（由于这颗星的距离，爆发实际上是在他看到之前5000年发生的）。
　　　　这一切都被遗忘了，一直到一位英国业余天文学家约翰·贝维斯（John　Bevis）于门引年在金牛座发现一个星云，这个弥漫状天体在著名的梅西叶表中被列为第一号。罗斯（Ross）勋爵于18M年依其形状而命名为“蟹状星云”。1919年，多亏中国史料被翻译，瑞典天文学家隆德马克（Lundmark）首先意识到蟹状星云与1054年超新星之间的联系。最后，埃德温·哈勃（Edwin　Hubble），现代宇宙学之父，1928年测出了蟹状星云的膨胀速度，并由此反推出它的年龄大约是900年，与爆发时间1054年相符，爆发星与其气体残余之间的联系再也无可怀疑。
　　　　　文艺复兴时期的超新星
　　　　1572年后座超新星在西方由丹麦天文学家第谷·布拉赫（Tycho　Brah动观察到。在几天里它像金星一样明亮，作为第一颗被科学地细查的超新星，它有着非常重要的历史意义。在那个时代，希腊人和阿拉伯人那种地球处于宇宙中心，恒星都固定在一个遥远天球上的观念仍普遍被接受。第谷·布拉赫证明这颗星的距离比月亮要远，因而是在固定恒星的天球上。他使已被哥白尼理论怀疑的恒星不变论彻底动摇，从而为约翰斯·开普勒的伟大天文革命打下了基础。
　　　　20世纪使用的“超新星”这个名称也是由1572年的爆发而得来的，因为它就如同一颗普通新星放在只有几十光年处那样明亮。但是，在这样小的距离上如果有～颗星，即新星的残余，应当能由望远镜观测到，而事实上却没有。所以1572年的新星必然是比普通新星亮得多也远得多。弗里兹·兹维基（Zwicky）和瓦尔特·巴德（Walter　Baade）由此而于1937年提出了超新星这个名称。
　　　　1604年超新星在欧洲、中国和朝鲜被同时观察到。它常被称为开普勒超新星，因为是这位著名的德国天文学家确定了它的精确位置。1943年，瓦尔特·巴德发现了围绕着爆发位置的星云。
　　　　银河系中有记载的超新星表到此为止（也许仙后座A除外，见下文），其中的最后～个也已是将近400年前了。1987年2月，一颗超新星意外地不在银河系内，而在近邻的大麦哲伦云中爆发。这次爆发产生了巨大影响，在许多个月里使观测和理论天文学家们全神贯注、兴奋异常，本意最后一节将再谈到它。
　　　　　爆发的残迹
　　　　让我看看你盘子里剩下什么，我就能说出你是谁。
　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　——俄国谚语
　　　　虽然超新星的亮度增长只持续几个月，它所炸碎并吹到星际空间的残渣则能在长得多的时间里被观测到。因此，一个很久以前爆发的超新星的气体残余物今天仍能看到，不过，超新星的残渣相对说来还是比较短命的，其中一些已经很稀薄很微弱，它们的可见光不再能到达地球。但是，它们在膨胀时与星际介质碰撞共产生射电波和X射线，在可见光波段能观察到约20个超新星遗迹，在射电波段则有100个以上。
　　　　最著名的超新星遗迹是1054年爆发所产生的餐状星云。船机座超新星的遗迹古姆星云则是约公元前9000年爆发的产物，那时的人们一定看到了这次爆发，但是没能记录下来。它在最高光度时像上弦月一样明亮。美丽的天鹅座环的爆发更是早在2万到3万年以税
　　　　超新星遗迹含有关于爆发性质的丰富信息。超新星按其光度演化分成两类。第～类的最高光度比第二类的大，光度的衰减也更不规则，分成几个阶段。
　　　　理论天体物理学家仍在争论如何解释这种分类。其中一些人把两个类型的光谱作比较，认为只是简单地由于爆发星的化学成分不同。恒星依其化学成分和年龄分为两个星族。星族D是老年恒星，出现于星系形成之时，因而含有很少的“金属”（天体物理学家把氢和氨以外的元素都称为金属）。椭圆星系里和旋涡星系的晕里主要是这类恒星，椭圆星系里的气体已丧失殆尽，因而没有新恒星形成。星族I则是年轻恒星，这些恒星在旋涡星系的盘里形成，并在形成时就含有丰富的由前代恒星制造的“金属”。第一类超新星在旋涡星系和椭圆星系里都能观测到，而第二类超新星只见于旋涡星系。因此似乎可以设想第二类超新星发生于星族1恒星，而第一类超新星则是星族fi恒星。但是这种对应充其量也是粗浅的，实际情况很可能更复杂。
　　　　虽然理论家们一致同意第二类超新星是大质量（大于10M）恒星的爆发并伴随有中子里的形成，但对第一类超新星却众说纷法。模型研究表明，质量在1至SMpe间的孤立恒星的弓！力坍缩没有多大意义；产物是一个行星状星云和一个白矮星，或可能是一个中子星和低能量释放。另～方面，8至lap间的恒星能作为第一类超新星爆发，能量由碳的燃烧提供。
　　　　　危险的加码
　　　　目前流行的一种解释引入了完全不同的爆发机制：第一类超新星要求有碳和氧组成的白矮星，并且是密近双星系统的一员。从伴星吸引过来的氨缓慢地积累在白矮星表面上，当外层的温度和密度达到一定限度时，氦聚变发生，导致光度剧增，然后又缓慢地衰减，正如第一类超新星爆发时所看到的那样。在这个模型里“超新星”才名副其实，即是爆发更多能量的新星（新星是双星系统中白矮星表面的氢聚变所造成的）。
　　　　这个双星模型的一个变种假定是白矮星接近其1．4Moo的稳定极限。白矮星表面上气体的不断堆积就会使其质量增加到超过这个危险的阈值。于是星体发生引力收缩，哪怕是微小的收缩也足以引起碳（白矮星的主要成分）反应并在瞬间转变为镍和铁。白矮星就在爆发中被摧毁。
　　　　最近又出现了这种“危险的加码”的～个新版本。由两个离得很近的白矮星组成的双星系统，其轨道能量会由于引力辐射而消耗，、两颗星就会在远短于宇宙年龄的时间内越靠越近，最后的猛烈碰撞所释放的能量就可能高到第～类超新星的规模。
　　　　总之，超新星模型的增多反映了理论天体物理学家面临的困难，他们所试图解释的是实验室里不可能得到的极端物质状态。
　　　　　近处遇奇花
　　　　对仙后座A超新星遗迹的研究使得解释超新星爆发机制成为更复杂的问题。这个星云的优越性是在光学、X射线和射电波段都能看到它。对星云膨胀速度的测量表明那个超新星必定是1670年左右在仅为九千光年的距离处爆发的。但是没有任何有关的记录，尽管那个时候有许多天文学家在注视着天空，因而～个如此邻近的事件不可能被漏掉，更何况有一个月的时间它比天狼星还要明亮。最近有～些科学史研究者分析了天文学家罗亚尔·约翰·弗兰斯蒂德（Royal　John　Flamsteed）的著名星表（有漂亮的星座图），似乎发现了这个星的踪迹。这个星表是依据在1680年进行的观测而于1725年问世的，它在现在他后座A的位置上显示有一颗六等星（正是肉眼所能见的限度），被弗兰斯蒂德称为伙后座三但是在更早的星表里和后来从1835年开始汇集的星表里都见不到。包括弗兰斯蒂德在内，当时没有一个人注意到这颗微弱的恒星是刚刚在天空中出现的。
　　　　为什么爆发会显得如此微弱呢？也许是膨胀外壳里形成的极大量尘埃吸收了所有来自中心的光。但是，其他费解的事实降低了这种解释的可信性。一方面，铁的缺乏意味着这个星云的化学成分与第一和第二类起新星遗迹都不相同；另一方面，他后座A似乎并没有留下一颗中子星，因为一颗形成三百年的中子星的表面温度应当仍有开氏三百万度，因而应是一个可探测的X　射线源。这就是说，这可能是第三类超新星（也有人愿意称为出类），要罕见得多。其起因可能是～种不同的恒星爆发机制，即不是由恒星核心的引力坍缩而是由一种属于“沃尔夫一拉叶（Wol——aser）”型的极热恒星的不稳定性所引发。一个最近在法国萨克雷的核研究中心发展起来的理论模型得出，这种爆发的最大光度只是太阳的1亿倍，也就是比“正常的”超新星小十倍。这样一种爆发将使恒星完全瓦解，而不留下一具致密的残骸。
　　　　还有一种或许是更诱人的想法：恒星的简并核心仍然发生坍缩，但并不是形成中子星，而是形成黑洞。如后面将要谈到的，黑洞没有一个固体外壳，因而就不能使恒星的外层反弹，超新星的威力也就被大打折扣。
　　　　　麦哲伦云里的超新星
　　　　1987年2月23──24日的夜晚，在智利的拉斯康帕纳斯天文台工作的加拿大天文学家伊安·谢尔顿（Ian　Shelton），极其幸运地成为一颗超新星的第一位“专业”发现者（一名夜间助理人员刚刚用肉眼看到了这颗亮度为四等的星）。该超新星所在的大麦哲伦云是一个不规则星系，也是银河系的一个卫星系，距离大约为17万光年。一封紧急电报发到了国际天文学联合会，并立即在天文界引起了轰动。
　　　　这颗被命名为SN1987A的超新星，是1604年开普勒超新星以后肉眼可见的第一颗，也是距离最近的一颗。由于它只能在南半球看到，所以只有智利、澳大利亚和南非的天文台里的望远镜能投入使用。当夜幕降！临澳大利亚时，那里的一位天文学家证认出这颗超新星是一颗以前已知道的12等蓝巨星，叫做圣都立克（Sanduleak）69202o这就给理论家们提出了第一个有趣的问题，因为他们原来认为超新星是红巨星的爆发。第二个谜是，爆发星的光谱有氢的谱线，因而应归于第二类超新星（大质量星的爆发），但是它的光变曲线（即光度随时间的变化）从一开始就表现出与典型的第二类超新星很不同，尤其是，它的最大光度比预期值几乎小了一百倍。
　　　　获悉谢尔顿的发现之后，普林斯顿的理论家立即投入工作并在两天里写了一篇论文，“颠倒”地预言中微子探测器应当在超新星光学光度剧增之前几个小时就已捕获到中微子，并且算出了中微子的数目和能量。第二类超新星的中微子是由中子化即恒星核心坍缩时原子核对电子的捕获而产生的，中做子带走超新星的绝大部分能量，中微子光度与1亿个星系在1秒钟释放的光学能量