安全保卫制度|Ia型超新星怎么来的?为何又被称

 新闻资讯     |      2020-02-27 09:19

Ia型超新星怎么来的?为何又被称为“标准烛光”?

20世纪末,Ia型超新星测距研究使人们认识到宇宙在加速膨胀,从而推论出暗能量的存在。这不仅是天文学,更是物理学的巨大突破。


生活中,我们习惯于问哪些东西离我们有多远!例如,两地之间的距离。我们在地球上测量距离很简单、也很方便。但如果要问星系离我们有多远呢?我们就不可能拉尺子去量,或者往返一来回去测距离。实际上对天体距离的测量是20世纪宇宙学最伟大的成就。它不仅告诉了我们宇宙的规模,也告诉了我们宇宙的状态以及未来会走向何方。因为正是由于我们对星系的测量才发现了著名的哈勃定律。


今天我们就说下,Ia型超新星是如何产生的?它为什么能作为宇宙的量天尺,甚至比造父变星还要好用。


哈勃当年使用造父变星发现了宇宙在膨胀

当年,哈勃首次发现宇宙在膨胀时,他只有一种测量宇宙学距离的工具,即一种特定类型的单颗恒星,也就是造父变星。造父变星属于高温、蓝色的恒星,光度很大且能变化,其性质和规律已被掌握,且不论是银河系内还是其他星系内的造父变星,性质和规律都相同。


通过测量这种恒星的固有参数(比如其光度变化的周期),可以推算出其固有发光能力的强度,再将这个强度与我们实际看到的它的亮度相比,就可以推断出它与我们的距离了。再结合这种恒星所在的星系的红移数值(即退行速度),就能得到整个星系的距离和相对速度。在测量了足够多的含有这种天体的星系之后,自然就能估算出宇宙的膨胀率!


当然,与哈勃的时代相比,当前我们能用的工具已经丰富得多了。我们测算河外星系的距离时,已经不必再局限于寻找其中特定类型的恒星,而是有了一整套方法去确定“宇宙标准烛光”。“标准独光”这个名字是以蜡烛为例进行的一种比喻:如果已知一个物体本身发光的能力,就可以通过测量它在你眼中的实际亮度去判断它与你的距离。距离与视觉亮度之间的这种关系,在天文学上也同样成立。


使用标准烛光的做法面临着一个最大的限制因素,那就是当距离太远时,观测难度会大幅增加。这让我们极难测定宇宙早期的膨胀史,除非我们能找到某些本身光度极高的目标来满足需求。好在除去上述对象外,还有一种更好的对象,它能在极远的距离上为我们充当最为坚实的标准烛光,这就是la型超新星,一种特别的恒星爆发事件。


宇宙中恒星的命运

我们知道宇宙中所有恒星的能量都来自它们核心区的核聚变反应,这类反应的过程能通过把较轻的原子核融合成较重的原子核而释放出能量。质子会融合成氘,氘又可以与其他质子和氘核继续融合,通过链式反应生成氦。对包括太阳在内的绝大多数恒星来讲,前述反应既是其核聚变的主要反应,也是其能量的源泉。


恒星在这种燃烧过程中,其核心区的温度和密度都会增加,而聚变反应速率和聚变反应区的直径也都会增大。不过,依照自身质量的不同,恒星可能落入以下三种不同的结局:


  • 质量很小的恒星,即那些质量不足太阳的40%的恒星,永远达不到足以将氦聚变为更重的元素的温度。这种恒星在耗尽其核心区的燃料后,会冷却并坍缩为一颗由氦组成的白矮星。这种过程在宇宙已经走过的历程中不会发生太多次。
  • 中等质量的恒星,即那些质量在太阳的 40%~400%(也或许高至800%)之间的恒星,会经历第二阶段的核融合反应。其核心区的氢元素耗尽后,星体会坍缩并升温,且温度可以上升到足以启动氦核的融合,由此产生诸如碳、氧等更重的元素。在这个第二阶段的核聚变因耗尽燃料而结束后,成分(绝大多数)为碳和氧的星核也会坍缩,形成白矮星,其外层物质(主要成分为氢和氦)则会被抛散出去,成为行星状星云里的星际介质。
  • 质量很大的恒星,即天生的O型星和那些质量偏大的B型星,其核心区不仅可以让氢与氦发生核聚变,还可以继而让碳核聚变持续一段时间,制造出更重的各种元素,上限可以达到铁、镍、钴之类。这些恒星寿命的最终阶段显得十分壮观,因为它们会变成Ⅱ型超新星,然后留下壮丽的超新星遗迹,遗迹的中心则有一颗中子星或者一个黑洞。

宇宙中已形成的小质量恒星们,即M型星,目前还都处于燃烧氢元素的阶段。宇宙的年龄对它们来说还很小,不足以让它们把自己体内的氢耗尽,它们也无望爆发为超新星。质量很大的恒星则对重元素的形成起着非比寻常的作用,它们的寿命虽然相对较短,但能给岩质行星和有机分子的形成打下基础。不过,大质量恒星“死亡”时变成的Ⅱ型超新星可谓“千星干面”,缺乏一致的特点。其发光能力方面的“无标准”,很不利于我们的研究。


幸好,中等质量恒星寿终正寝后留下的白矮星相当有趣:首先,它们几乎是由清一色的碳和氧组成的;其次,它们都在相似的物理定律的保障下避免了进一步的坍缩——量子物理学规律不允许两个完全相同的粒子占据同一个量子状态,这叫作“泡利不相容原理”。由此,电子们得以守护住各自所属的原子核,使其不会在引力作用下继续彼此靠近。


当然,如果没有下面这个特性,上述两点还算不上足够有趣:形成这种白矮星的恒星,其质量都低于一个特定的阈值,该值大约是太阳质量的1.4倍,名为“钱德拉塞卡极限”。事实表明,要想理解能在宇宙中作为重要的“标准烛光”的la 型超新星是怎么诞生的,钱德拉塞卡极限是必备的知识。


la 型超新星是怎么来的?它为什么可以作为标准烛光?

白矮星是相当奇特的天体。这是一种与地球差不多大,成分也和地球一样是各种原子的星球,然而你能想象其密度是地球密度的几十万到数百万倍吗?如果人类到达这种星球的表面,骨骼只消几秒钟工夫就会在巨大的重力作用下被完全压碎,肉体也会被自身的重量压扁,可谓死路一条。白矮星的表面尚且如此,更遑论其中心区域的力量了!给白矮星加上越多的质量,其直径就会越小,其额外的重力作用将以不可阻挡的万钧之势去压缩星体所占的空间。保证白矮星不会垮掉的,只有量子简并压力——它来自泡利不相容原理,即禁止两个全同的粒子(如两个电子)以相同的性质在同一个空间共存。


若不是有这种压力,白矮星核心部分的核聚变反应肯定会在高温和高压下失控,白矮星本身也就只能灰飞烟灭了。但即便有如此重要的量子机制特性保护着,如果白矮星实在太重,还是会有失控的核聚变反应发生。电子之间的压力虽能帮助原子抵抗引力的作用,但也有一个限度,这就是钱德拉塞卡极限。


事实上,本来处于该极限之下的白矮星,主要有两种可以导致逾越这个极限的机制,这两种情况都可以启动后续的核融合反应,进而引发剧烈的爆炸,终结白矮星的存在,使之变成la型超新星。


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  • 白矮星可能从绕其运转的伴星那里吸取质量。虽然在我们的太阳系里,太阳是唯一的恒星,但是宇宙中更多的恒星都以两颗或更多颗为单位结成了恒星系统,即许多大质量的天体彼此离得很近。白矮星的密度极高,所以它如果有密度相对较低的伴星,就能时常从伴星的外层抽取(吸积)质量。在大部分情况下,吸积过程是渐进的,核融合也是间歇性地被诱发,造成白矮星的亮度多次增加又回落,这就是“新星”(nova)。但经过足够长的时间之后,白矮星的质量有可能终会逾越钱德拉塞卡极限,此后其核心区的原子们就要发生天翻地覆式的灾变了。
  • 两颗白矮星如果偶然遭遇,就有可能融合为一体。如果二者是在直接碰撞中合体的,则情势会十分激烈;而若二者是在相互绕转中越来越近,最终才合体的,则情势就不那么剧烈。但不论是上述哪种情形,两星合并后,其引力作用的总和都会使新的星体超过钱德拉塞卡质量极限,然后走向溃散的结局。

在这个“土崩瓦解”的阶段,天体核心区内的原子核会被挤压到很小的空间里(且经受极高的温度),这会使其量子的波函数发生重叠,由此,碳的聚变会在白矮星的中心开始。碳原子核会融合成更重的元素的核,并在这个过程中释放能量。但由于白矮星的密度太高,这些能量是无处散逸的,只能拥挤在粒子的周围,而这会大幅度提升粒子的温度。温度的升高,又会让周边的碳核聚变的反应速率上升,引发白矮星核心区内的更多原子参与融合反应,进一步给星体的内部环境加热。在狂飙突进的链式反应之下提高,直到整个白矮星以超新星爆发而终结。


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这类超新星就是所谓Ia型超新星,所有这类天体都具有彼此一致的一些专有性质。由于它们的前身天体类型相同(都是白矮星),且质量都是略高于特定阀限的(约1.4倍太阳质量),这些la 型超新星展示出的光变曲线(发光能力随时间推移而变化的状况)也极为相似。它们都会在很短的时间内迅速增亮,达到亮度峰值后再缓缓地变暗。高度一致的光变曲线轮廓,与难分伯仲的最大发光能力,使得 la 型超新星事件成为一种极佳的“标准烛光”。


只要测出 la 型超新星在地球上的观测亮度,以及它的亮度随时间而变化的曲线,再结合它所在的星系红移数值,就能算出这个刚刚有超新星爆发的星系离我们有多远了。


彼此一致的光变性质,是 la型超新星成为超级易用的距离指示天体(即标准烛光)的重要条件,但并非唯一条件。这类超新星自身强大得超乎想象的发光能力也是不可或缺的。像太阳这样的恒星,输出能量的总功率是4×10^26特(即每秒4×10^26焦耳),也就是每一年释放出大约10^34焦耳的能量。而la 型超新星的每一次爆发就能释放出多达约10^4棋牌牛牛游戏4焦耳的能量,这与太阳从诞生到灭亡放出的总能量差不多了!


在掌握 la 型超新星这一工具之前,人们的宇宙测距能量往往只有几亿光年,最多不过二三十亿光年;有了la型超新星的相关知识后,人类已经可以测量上百亿光年的距离。1990年科学家通过对 la 型超新星的测量,发现了宇宙在加速碰撞,直接指向了暗能量的存在。