雙子超新星

2007年，美國國家航空航天局“雨燕”天文觀測衛星在同一個星系內成功地觀測到兩顆恆星先後發生爆炸。兩顆超新星分別是2007ck和2007co，所在星係為MCG +05-43-16。通過進一步觀測，天文學家測定這兩顆恆星分別死於不同原因。2007ck是II型超新星，而2007co是1a型超新星。而且這兩顆恆星的死亡時間只相差16天。通常特定星系內每隔25到100年才會發生一次超新星爆發。

基本介紹

• 中文名：雙子超新星
• 外文名：two supernovae
• 1a型超新星：2007co
• II型超新星：2007ck

爆發事件

超新星是某些恆星在演化接近末期時經歷的一種劇烈爆炸。爆發中會釋放出大量電漿，並且持續數周至數年時間，天空中好像突然出現了一顆新的恆星。當恆星爆發時的絕對光度超過太陽光度的100億倍、新星爆發時光度的10萬倍時，就被天文學家稱為超新星爆發了。一顆超新星在爆發時輸出的能量可高達〖10〗^43焦，這幾乎相當於我們的太陽在它長達100億年的主序星階段輸出能量的總和。超新星爆發時，拋射物質的速度可達10000千米/秒，光度最大時超新星的直徑可大到相當於太陽系的直徑。1970年觀測到的一顆超新星，在爆發後的30天中直徑以5000千米/秒的速度膨脹，最大時達到3倍太陽系直徑。在這之後直徑又開始收縮。

根據現在的認識，超新星爆發事件就是一顆大質量恆星的“暴死”。對於大質量的恆星，如質量相當於太陽質量的8~20倍的恆星，由於質量的巨大，在它們演化的後期，星核和星殼徹底分離的時候，往往要伴隨著一次超級規模的大爆炸。這種爆炸就是超新星爆發。現已證明，1572年和1604年的新星都屬於超新星。在銀河系和許多河外星系中都已經觀測到了超新星，總數達到數百顆。可是在歷史上，人們用肉眼直接觀測到並記錄下來的超新星，卻只有6顆。

時間 方位視亮度 觀測、記錄者

185 半人馬座 比金星亮 中國

369 仙后座 比木星亮 中國

1006 天狼座 比金星亮 中國、日本、朝鮮、阿拉伯

1054 金牛座 比金星亮 中國、日本、阿拉伯、印度

1572 仙后座 與金星相同 布拉赫等

1604 蛇夫座 介於天狼星和木星之間 中國人和克卜勒、伽利略等

分類

天文學家把超新星分為兩種類型。兩種類型的超新星在爆發時的光變曲線形狀很不相同。Ⅰ型光變曲線的峰值很“銳”，絕對峰值光度約為太陽光度的100億倍，爆發後變暗時速度緩慢；Ⅱ型光變曲線的峰值稍“鈍”一些，絕對峰值光度約為太陽光度的10億倍，爆發後很快變暗。

兩類超新星的光譜也很不相同。在光度最大時Ⅱ型超新星的光譜中只有氫的а線（6。563*〖10〗^-7米）比較明顯，大約1個月後會出現比較多的發射線和微弱的吸收線。Ⅰ型超新星在光度對大時出現寬的發射線和很強的吸收線，此後將出現氫а線和電離鈣線。Ⅱ型超新星比Ⅰ型超新星出現的機率要高些。

由於非常亮，超新星也被用來確定距離。將距離同超新星母星系的膨脹速度結合起來就可以確定哈勃常數以及宇宙的年齡。在這方面，Ia型超新星已被證明是強有力的距離指示器。最初是通過標準燭光的假定，後來是利用光變曲線形狀等參數來標定化峰值光度。作為室女團以外最好的距離指示器，其校準後的峰值光度彌散僅為8%，並且能延伸到V> 30,000 km s-1的距離處。Ia 超新星的哈勃圖（更確切地說是星等-紅移關係）現在成為研究宇宙膨脹歷史的最強有力的工具：其線性部分用於確定哈勃常數；彎曲部分可以研究膨脹的演化，如加速，甚至構成宇宙的不同物質及能量組分。利用Ia超新星可用作“標準燭光”的性質還可研究其母星系的本動。高紅移Ia 超新星的光變曲線還可用於檢驗宇宙膨脹理論。可以預計由於宇宙膨脹而引起的時間膨脹效應將會表現在高紅移超新星光變曲線上。 觀測數據表明紅移z處的Ia 超新星光變曲線寬度為z= 0處的 (1+z) 倍，這為膨脹宇宙理論提供了又一個有力的支持。某些II型超新星也可用於確定距離。II-P型超新星在平台階段拋射物的膨脹速度與它們的熱光度存在相關，這也用來進行距離測定。經上述相關改正後，原來II-P型超新星V波段的～1星等的彌散可降到～0.3 星等的水平，這提供了另一種測獨立於SN Ia的測定距離的手段。此外，II型超新星的射電發射也似乎具有可定量的性質，如6cm的光變曲線峰與爆炸後6cm峰出現的時間存在相關，這也可用來進行距離估計。

星體介紹

1a型

2007co 1a型超新星

1a型超新星是變星的子分類中，由?>白矮星產生劇烈爆炸結果的激變變星。白矮星是完成正常的生命周期程式，已經停止核融合的恆星，但是白矮星中最普通的碳和氧在溫度夠高時，仍有能力進行下一步的核融合反應。

物理上，以低速率自轉的白矮星，質量受限於大約是1.38太陽質量的錢德拉塞卡極限之下，這是電子簡併壓力所能支撐的質量上限，超過這個質量的白矮星就會塌縮。如果一顆白矮星能由伴星獲得質量而逐漸增長，在它接近極限之際，它的核心溫度應該達到碳融合所需要的溫度。

如果白矮星與另一顆恆星合併（非常罕見的事件），他將立刻因為超過極限而開始塌縮，因而再度提高溫度至超越核融合所需要的燃點。在核融合開始的幾秒鐘之內，白矮星內極大比例的質量就會發生熱失控的反應，釋放出10^44焦耳以上的能量，成為一顆超新星。

這種類型的超新星由於通過質量累積的機制，只有在達到一定的質量時才能爆發，因而導致最大光度的一致性。因為超新星的視星等隨著距離而改變，穩定的最大光度使它們的爆發可以用來測量宿主星系的距離。

Ia型超新星的三維模擬圖

II型

2007ck II型超新星

II型超新星，也稱為核塌縮超新星，是大質量恆星由內部塌縮引發劇烈爆炸的的結果，在分類上是激變變星的一個分支。能造成內部塌縮的恆星，質量至少是太陽質量的9倍。

大質量恆星由核融合產生能量，與太陽不同的是，這些恆星的質量能夠合成原子量比氫和氦更重的元素，恆星的演化供應和儲存質量更大的核融合燃料，直到鐵元素被製造出來。但是鐵的核融合不能產生能量來支撐恆星，所以核心的質量改由電子簡併壓力來支撐。這種壓力來自屬於費米子的電子，在恆星被壓縮時不能在原子核內擁有相同的能量狀態。

當鐵核的質量大於1.44太陽質量（錢德拉塞卡極限），接著就會發生內爆。快速的收縮使核心被加熱，導致快速的核反應形成大量的中子和中微子。塌縮被中子的短距力阻止，造成內爆轉而向外。向外傳遞的震波有足夠的能量將環繞在周圍的物質推擠掉，形成超新星的爆炸。

II型超新星

遺蹟的發現

位於智利的雙子南座望遠鏡上的多天體光譜儀近日捕捉到了大麥哲倫星雲的DEM L316號地區兩個超新星爆發遺留下的氣泡狀星雲。

從觀測照片上看，兩團氣泡狀星雲似乎將要漂浮並穿過大麥哲倫星雲。這些星雲雖然看起來幾乎就像是一個天體，但是他們卻是由不同類型的超新星爆炸所形成的兩種截然不同的氣體與塵埃複合物。科學家們認為，這一發現將有助於進一步發現和研究超新星爆炸的殘留物。

大麥哲倫星雲是銀河系的近鄰之一，位於劍魚座方向，大約距離銀河系16萬光年。DEM L316號地區則位於大麥哲倫星雲之中，其內部有兩團泡沫狀的天體。這種泡沫狀天體延伸的距離大約有140光年。直到上世紀70年代，DEM L316號地區才被首次公認為是超新星爆炸殘留物。許多人認為，DEM L316號地區可能是數萬年前大麥哲倫星雲中數顆超新星爆炸所形成的產物。

大麥哲倫星雲內發現兩個超新星爆炸遺蹟

已發現星體

遠古超新星	庫克研究團隊利用圖像層疊技術來檢測恆星光線的閃爍，共發現兩顆遠古超新星，兩顆超新星年齡大約都是110億年。
G1.9 0.3超新星	是由一顆恆星爆炸形成的，距離地球2.5萬光年，令人驚奇的是，這顆超新星的年齡僅有140年，它是迄今天文學家發現的銀河系內最年輕超新星。
2006GY超新星	2006年9月18日，天文學家英仙座NGC 1260星系中觀測到了有史記錄以來宇宙中規模最大、光線最明亮的超新星爆發，這顆超新星就是2006gy。
雙子超新星	2007年，美國國家航空航天局“雨燕”天文觀測衛星在同一個星系內成功地觀測到兩顆恆星先後發生爆炸。兩顆超新星分別是2007ck和2007co，所在星係為MCG +05-43-16。
香檳超新星	是編號為2003fg的一顆超亮超新星，發現於2003年。2003fg超新星爆發是由於一顆白矮星吸引鄰近一顆即將爆炸的恆星的物質所產生。
第谷超新星	又名“SN 1572”，是一顆於仙后座出現的超新星，也是少數能以肉眼看見的超新星之一。它於1572年11月11日由丹麥天文學家第谷·布拉赫首度觀測，當時它比金星光亮，隨著亮度轉暗，至兩年後的1574年3月，它已經無法再以肉眼看到。現成為仙后座A超新星遺蹟。
客星	中國古代對天空中新出現的星的統稱。主要是指新星、超新星和彗星，偶爾也包括流星、極光等其他天象。這類天體如“客人”一樣寓於天空常見星辰之間，故謂之客星。
1987A超新星	是自1604年以來第一顆用肉眼就能看到的超新星，而且大麥哲倫雲的距離是16萬光年，是離地球最近的星系。這顆超新星被命名為1987A超新星。它是20世紀最大的天體物理事件之一。
仙女座S超新星	是一顆曾於仙女座星系出現的超新星，也是目前唯一一顆在該星系被發現的超新星，以及第一顆被觀測到位於銀河系外的超新星，發現於1885年。
克卜勒超新星	克卜勒超新星是400年來最後一顆只靠肉眼就可以觀測到的超新星。克卜勒超新星距離地球大約1.3萬光年，是銀河系內最近超新星發生爆炸的代表。