“超新星”的解說！

　　與泰霍·布萊赫和開普勒所研究的巨星及中國天文學家研究的早期“新星”相比，20世紀所發(fā)現(xiàn)的“新星”就沒有那么明亮。1934年，瑞士天文學家富瑞茨·澤威克給這種明亮的新星起了個名字，叫“超新星”。

　　“超新星”的研究開始于法國天文學家卡爾·莫森。這里暫且不討論觀測及明亮程度的測定問題。莫森是個彗星問題專家，他偶然發(fā)現(xiàn)了空中的一塊云團，這塊云團后被證實不是彗星。18世紀70年代，他列出了這塊云團的一些數(shù)據(jù)，以便引起天文愛好者的注意。

　　莫森列的表中，稱這些云團為M1、M2……每個名字后面都綴有數(shù)字，莫森認為，它們比彗星更為重要。在莫森表上列出的第一塊云團叫M1，它是“金牛座”處的一塊云團。

　　1844年，英國天文學家威廉·帕森斯伯爵Ⅲ對M1進行了仔細的研究。他自制了一架非常大的望遠鏡，但因為操作太復雜，并因安裝在愛爾蘭，而愛爾蘭晴天甚少，所以沒有得到充分利用。雖然如此，他仍堅持研究，并發(fā)現(xiàn)M1像是漂動的云霧一樣，中間有像彎曲的燈絲一樣的光亮。他給這些“彎曲的燈絲”取名為“蟹狀星云”，至今我們還在沿用該名。

　　美國天文學家約翰·卡爾·達肯于1921年再次對M1蟹狀星云進行了研究，他認為這塊星云比羅斯認可的還要大。云層好像在不停地擴張。這一結論也被美國另一位天文學家埃德溫·帕維爾·哈勃發(fā)現(xiàn)了。從星云所處的方位來看，它可能是1054年生成的“新星”爆炸后的殘留物。天文學家們測出了星云的擴張率，通過推算得出爆炸發(fā)生在900年前。

　　一顆“超新星”產生于星體爆炸，它同普通新星的形成原因一樣，只是爆炸的程度不一樣而已，產生超新星的爆炸更劇烈一些。但是，是什么原因引起的超爆炸呢？

　　解答這個問題的第一位天文學家是印度人薩而拉赫門亞·肯德若塞哈爾。1931年，他正在英國工作。通過計算，他得到了白矮星的質量。我們知道：星體的質量越大，在萬有引力作用下，星球本身被壓縮的程度越高。肯德若塞哈爾發(fā)現(xiàn)了一個極值點，當質量超過此值時，爆炸是很輕易的。這個極值點稱做“肯德若塞哈爾點”，它等于太陽質量的1.44倍。當白矮星的質量超過此值后，它就不復存在了。

　　最初，這個極值位點顯得并不太重要，因為95％的現(xiàn)存星體的質量都不超過太陽質量的l.44倍，它們都能發(fā)展為紅色巨星，而且毫不費力地縮成一顆白矮星。

　　甚至一些質量很大的星體也能變成白矮星。因為，一顆質量大的星體變成紅色巨星時就會產生塌陷現(xiàn)象。其內部塌陷、外部擴散時，就形成了一顆帶有星云的行星。看上去這種假想是很自然的，因此盡管一顆紅色巨星的質量很大，但內部塌陷的質量總比太陽質量的1.44倍小。所以，它也很容易形成白矮星（事實并非完全如此，我們會在后面給予解釋）。

　　現(xiàn)在假設有一顆白矮星，質量幾乎就是太陽的1.44倍，其差值很小，并假設它是相距較近的雙星系統(tǒng)中的一顆，而另一顆是正常的星體。這顆白矮星將不斷地吸引那顆正常星體上的物質，從而使自身的質量增加。即使這些被吸過來的物質是氫或是其他正在演變過程中的物質，它們也都會變成氦，成為白矮星的機體。結果這顆白矮星變得越來越重，最后它的質量超過了肯德若塞哈爾極值點。

　　出現(xiàn)這種情況后，白矮星就不能夠維持它的原有結構了，爆炸就開始了，其劇烈程度遠遠超過普通“新星”形成時的爆炸量的百萬倍。這就是“超新星”。由超新星發(fā)射的光芒被淹沒在幾十億顆新星閃爍的光芒之中，漸漸消失了。整個白矮星就毀滅了，什么都沒有留下。這樣的爆炸結果稱之為“I型超新星”，另外還有“Ⅱ型超新星”。相比之下，Ⅱ型比Ⅰ型的爆炸規(guī)模略小一些。

　　顯然，我們的太陽不會成為超新星，如果它能變成白矮星，其質量也會低于肯德若塞哈爾極值點。并且，它沒有伴星，也就沒有吸收物質使之重量增加的條件。

　　“I型超新星”的波譜表明它不含有氫，說明由爆炸的白矮星形成的這顆星，在紅色巨星塌陷而變成白矮星時，就把氫耗盡了。塌陷后的核心部分沒有氫。

　　“Ⅱ型超新星”的波譜表明它含有相當多的氫，這說明形成這一新星的紅色巨星在爆炸過程中未過渡到白矮星階段。因此新星是由紅色巨星直接形成的。質量越大的星體，形成的紅色巨星越大，星體塌陷的規(guī)模越大。若星體足夠大，塌陷發(fā)生得既突然又劇烈，以至于塌陷部分里留下氫，并被壓縮。這樣一顆新星誕生了。

　　“Ⅱ型超新星”與“I型超新星”還有另一個區(qū)別，即白矮星爆炸形成的“Ⅰ型超新星”沒有留下任何痕跡，而紅色巨星爆炸塌陷形成的Ⅱ型超新星留下的是一顆殘星。

　　留下的殘余物并沒有成為一顆白矮星。原因是，當星體的質量足夠大時——至少超過太陽質量的20倍，塌陷后留下來的物質超過了肯德若塞哈爾極值點。由于重量太大，所以不能形成白矮星。或者，因塌陷太劇烈的緣故，在萬有引力的迫使下，物質向內聚集，塌陷部分的質量小于太陽的質量，這樣就有可能超越過白矮星階段。

　　但是，塌陷了的星體碎片怎么就超過了白矮星階段呢？

　　1934年，咨維柯和美國物理學家J．羅伯特·奧本赫莫各自獨立地對這個問題進行了推測。他們認為白矮星應由游離的原子核和電子組成，而且電子的運動好像制動器一樣可以防止塌陷面波及太廣。但是，這個制動器阻止聚縮的能力有限。如果星體的質量太大，或者塌陷的強度太大，那么電子就會被迫同核中的質子結合而形成中子。于是新生成的星體將由不帶電的中子組成，這些中子聚在一起，彼此一個連著一個，形成了由中子組成的“新星”，“新星”把自身與太陽同重的重量擠在不超過14公里的小球內，從而形成了一個中子星。

　　這是一個很有趣的推測。但是，在本世紀30年代前我們還沒有能力探測到這么細小的物體。如果“天狼星B”不是一顆白矮星，而是一顆中子星，它就會迫使“天狼星A”沿波形路線運行，而它放射出去的光也只有現(xiàn)在強度的1/750000，其星級只能是20級，它也只能靠最先進的望遠鏡才能看到。天狼星是離我們最近的白矮星。天文學家們認為，其他任何白矮星若由“中子星”代替，我們是探測不到的。

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