全国人大培训基地几个:超新星的简介

来源:百度文库 编辑:北方网 时间:2019/12/14 07:31:42
自然界的元素不只是氢、氦、碳和氧,生命物质、木材、土壤和岩石中都含有一些
硅、镁、硫、磷、铁和其他重原子,这些原子的核中都有20个以上的质子和中子。如果
这些元素不能在太阳和大多数恒星里制造,它们又是来自何处呢?
仍然是来自恒星,不过只是很小一部分恒星,即质量最大的那些。只有在离开主序
时质量超过SM的恒星才能制造重原子核。恒星中被外层重量压紧的核心就是“炼金炉”,
原料就是氢和氦燃烧的“炉渣”,即碳和氧,冶炼过程在温度升到6亿开氏度时开始。
在这个温度上碳再也保不住了,相互猛撞并聚合成氛和镁,一条生产线就此建立,
因为每个新的热核反应都释放更多的能量,使温度升得更高,从而使新的转变成为可能。
在10亿度时,氖核夺得一个氦核而形成镁,在15亿度时氧也开始燃烧,产生一系列更重
的元素:硫、硅和磷,在30亿度时硅燃烧,并引发几百种核反应,使炉子里的温度越来
越高。在再往后的几千种反应的熊熊烈火中,更重也更珍贵的元素被制造出来。这是恒
星生命的最后阶段,这些反应的突发性也越来越强,越重的元素燃烧的时间就越短。对
于一个质量为25M的“模型”星,碳的燃烧持续600年,氛是1年,氧是6个月,而硅只有
1天。
巨型“洋葱头”
核转变并不能就以这种速率无限制地继续下去,反应的洪流最后都朝着~个元素汇
集:铁。铁的原子核报特殊,其中的56个质子和中子结合得如此紧密,没有一种聚变能
量能使它们分开,铁就成了大质量恒星核心的最后灰烬。
现在的恒星由一个已停止热核反应的核心和仍在接连地燃烧的外层组成。恒星只得
不断地膨胀其外壳以调节平衡,它会膨胀到一个巨大的尺度,成为红超巨星。
红超巨星是宇宙中最大的恒星。如果把这样一个星放在太阳系中心,它将吞没所有
行星,包括远在扣亿公里外的冥王星。红超巨星的内部结构有时被描绘成像一个洋葱头,
因为它包含许多在燃烧着不同化学元素的同心层。最轻的元素在温度最低的外层燃烧,
而最重的元素在紧贴着那个呆滞铁核的内层燃烧。
中子化
虽然铁核的温度在10亿度以上,却没有能量从中流出。它太“冷”了,不足以使超
巨星维持引力平衡,铁核就会被压得更紧密,其中的电子成为简并。当简并电子的巨大
压力能暂时地支持外层的重量时,恒星活动会出现一个间歇。
但是我们记得,简并电子不能支撑超过1.4/的质量,超过钱德拉塞卡极限就不可
能有引力与电子压力的平衡。新的铁会继续不断地在紧靠超巨星核的层里产生,由于重
量大,这些铁会下沉并进入核心。当核心里铁和简并电子的质量一超过钱德拉塞卡极限,
那个致命的时刻就来到了。
所有质量大于10M(包括核和外层)的恒星都能产生出一个质量在1.4M以上的核,
这时的密度达到10记克/立方厘米。电子已简并的核突然塌陷,剧烈收缩,在十分之一
秒内,温度猛升到50亿度。涌出的光子带有如此大的能量,以至于将铁原子核炸开,蜕
变成氨原子核。这个过程叫作光致蜕变。
与增大原子核尺度并释放能量的核聚变反应不同,光致蜕变使原子核破烈并吸收能
量。恒星核心的平衡发生了前所未有的急剧变化,越来越不能抵挡无情的重压,温度持
续上升,直到氦核本身也蜕变成其基本成分:质子、中于和电子。在这样的高温下,电
子的速度接近光速,因此,虽然处在简并态,电子变得更不能阻挡压缩力,在0.l秒里
它们被挤压到与质子结合在一起。二者的电荷相中和,变成为中子,同时迸发出巨大的
中微子流
中微子(即微小的中性粒子)是泡利于1931年预言而在1956年才被后人实际探测到
的一种基本粒子。通常情况下,中微于几乎不与其他物质发生相互作用,因而能够飞行
很大的距离而不被阻挡或改变路径。但在大质量恒星的内向爆炸的核心,中子化所释放
的中微子洪流具有巨大的能量,使得恒星外壳也受到震动,并吸收相当大一部分中微子,
其余的中微子则以光速逃离恒星,并毫无阻挡地超过星际空间。
中子和质子一样,也是原子核的一种成分(即是一种核子)。它在1932年才被发现,
因为它单独存在时很不稳定。一旦它从原子核里分离出来,就只有很短的寿命,在大约
10分钟后自动蜕变,失去其电中性,产生出一个质子、一个电子和一个反中微子(反中
微子是中微子的反粒子,自由中子的蜕变是坍缩恒星核心发生的质子俘获电子反应的逆
反应)。
现在,最重要的时刻来到了:中子的自旋是半整数,是一种费米子,像电子一样服
从泡利不相容原理。但是,中子的“占据体积”要小得多,两个中子之间的间隔可以小
到10-”厘米,也就是说,中子可以互相碰到。于是,中子化就伴随有一场物质的内向
爆炸和密度朝着简并态的巨大增长。恒星开始坍缩的0.25秒后,密度达到10’‘克/
厘米3(相当于在一只缝纫顶针里有1亿吨质量)。这正是原子核的密度,就像是通常物
质中的电子都被移去,而原子核互相挨在一起。在恒星核里再没有任何“真空”留下,
恒星核就成了一种主要由中子组成的巨大原子核,这种远比白矮星紧密的新的物质简并
态,就叫做中子星。
爆发
物质一旦达到核密度,就不可能再作任何进一步的压缩。恒星的非中子化外层以大
约4万公里/秒的速度落到其中子化核心的表面,在那里撞上了一堵无比坚硬的墙。外
层物质被突然挡住,并反弹回来,形成冲击波(冲击波是一种不连续释在介质中的传播,
这个锋导致介质的压强、温度、密度等物理性质的跳跃式改变。在自然界,所有的爆发
情况都伴有冲击波,冲击波总是在物质膨胀速度变得大于局域声速时发生。一架飞机的
速度超过330米/秒,“声屏障”就被打破,同时伴随有一个在大气层传播的冲击波,
并产生一个声“爆炸”)。
在引力坍缩中,随着外层物质的弹回,冲击波由中心向外传播,并在几天后到达恒
星表面。它带有极其巨大的能量,毫不含糊地把恒星整个外区轰得粉碎,并沿径向向外
吹得四散。我们的25M的“模型星”将喷射掉24M的质量,只剩下一个l/①的中于星。
这个现象就称为超新星。
超新星爆发的这种激烈程度的确令人难以置信。它在几天内所倾泻的能量就像恒星
在主序期的几亿年里所辐射的那样多。它的光度增大数十亿倍,因此在几天里这颗“新”
星看上去就像一整个星系那样明亮。
相比之下,伴随着恒星收缩为白矮星而发生的行星状星云现象就显得是一种很平静
的死亡,是一种次级葬礼;超新星爆发则是一种壮烈的死,喷射出更多的灰烬,而留下
一具更紧密的星骸。
超新星吹出的气体不仅给星际介质送来了在“洋葱头”里形成的丰富的重元素,而
且对星系演化起着比行星状星云更重要的作用。巨大分子云中整代恒星的诞生就是由附
近的超新星爆发所引发。50亿年前,当太阳以及与之相随的小行星、流星、若星和行星
从原初云中产生出来时,银河系的年龄已有100亿年,许多大质量恒星已经烧光,它们
的灰烬已遍布于银河系内。今日地球上的重元素就是从那些早已消失的恒星的核里来的。
观察超新星
超新星现象当然不限于我们银河系里的大质量星。但由于现亮度随距离急剧减弱,
只是在本世纪的大望远镜出现后,才能观察其他星系里的超新星爆发。迄今为止,在几
十万个邻近星系中,已看到几百个超新星,平均每个月出现两个,可以估计出一个星系
里超新星爆发的频率大约是每百年4个。
用肉眼只能看到银河系内的星。有文字记录的天文观察已经2000年了,在这段时间
里银河系应该有100个左右超新星爆发,但只有很少几个被记录下来。
造成这个大差额的主要原因是太阳系位于银河盘面上(即在夜空里看到的那条亮
带)。银河盘本来正是大多数产生超新星的大质量恒星所在的地方,但由于盘上大量尘
埃对可见光的吸收,光的穿透程度大为降低。从地球上只能探测到盘面上几百光年的距
离,也就是说只能进入银河系那最有趣味的区域的很小一部分(后面将会看到,射电、
红外和X射线辐射被吸收较少,因而能到达地球)。
随着观测天文学的发展,人们应当能够克服这个困难。超新星爆发时不仅发射光子,
而且还有别的能够不被宇宙尘遮挡的辐射,尤其是中微子极为丰富,又能飞越许多光年
而不与其他物质发生作用。如果能在地球上探测到它们,我们就有了一个关于发射源的
全新信息的宝库。问题是如何探测它们,因为它们几乎不与别的物质作用,当然也就难
以与通常的观测仪器发生作用。
太阳核心的热核反应也产生恒定的中微子流,其中极其微小的一部分能在地球上被
探测到,所用装置是~个盛有600吨四氯化碳并理在南达科塔一个金矿坑里的巨大容器。
中微子击中这个奇特游泳池中的氯原子使之变成氨,而氛可以被提取出来(欧洲的一个
更新的实验是用爆来作靶子)。超新星中微子的能量比太阳中微子更高,探测它们的装
置本来是为别的目的而设计的。粒子物理学家已经建造了巨大的地下水池(以遮蔽宇宙
线)来探测质子衰变和相应的光闪耀。由最近粒子作用统~理论提出的有限质子寿命问
题是很重要的,因为质于是原子核的基本成分。迄今尚未探测到一个质子衰变。另一方
面,这些水探测器对高能反中微子很灵敏(例如来自附近超新星的反中微子),一个反
中微子与水池中的一个质子作用,生成一个中子和一个正电子(电子的反粒子)。这个
反应会发出一个切仑柯夫辐射闪耀,并能被浸在水池中的数千个光电阴极的某一些记录
下来。此技术在1987年2月超新星1987A 出现时获得了令人欣喜的成功,后文将再谈到。
超新星的另一种类型的辐射可能更有价值,它不是电磁也不是中微于辐射,而是引
力辐射(引力波的问题将在第18章更详细地介绍)。爱因斯坦广义相对论预言了引力场
迅速变化时曲率波的传播,这种波在恒星坍缩时应当产生。到2000年,引力望远镜应当
能探测到远达1亿光年之外的超新星爆发的信号,在这个距离上横亘着几千个星系,望
远镜应能每个月探测到一次引力辐射爆发。
历史上的超新星
虽然我们寄希望于明天的天文学,但决不能只是耐心等待恒星痛苦地死亡。历史上
的天文学是一个不需再花钱的信息宝库,前人的文字记载里包含的天文学财富正等待我
们去使用。
远在望远镜发明之前,大质量恒星的剧烈死亡已在观测天文学的历史记载里留下了
踪迹。在远东,职业天文学家(通常是星占学家)被统治者雇佣来观察天空,报告和解
释突发的事件。在中国的多个朝代里有许多这种事件的相当详细的记载,其中有些记载
甚至是公元前200年幸存下来的。更古老的记载被很遗憾地毁坏了,这个无可挽回的损
失是由于一个人的过分骄横,他就是秦始皇——自称是中国第一个“真正的”皇帝。他
决定,世界的历史从他的统治开始,于是在公元前对3年下令焚书,大多数古老的文献
就此丧失了。
幸运的是,中国并不是唯一的对天文学有热烈兴趣的国家。日本和朝鲜自公元前
1000年起一直进行固定的天文观测,于是就可能找到不同国家对同一事件所作的同时记
载,使得科学家们能够鉴别那些常被很含糊地描述的现象。
历史上有记载的超新星的确切数目还不得而知,但不会超过10个。不过,并不是所
有的记载都被对天文学有兴趣的历史学家搜集到了,而被不懂得东方语言的天文史家搜
集的甚至会更少。
由中国人观察到的头三个超新星只被很简短地记录下来。一个于公元185年出现于
半人马座,有20个月之久能被看到;第H个是公元396年在天揭座,持续了8个月;另一
个也在天蝎座,时间是公元827年。
公元1006年豺狼座超新星有着足够多的来自不同区域的记载,因而其可靠性可以确
认。欧洲人(中世纪欧洲的修道院作了记载)、阿拉伯人、中国人和日本人都看到了它。
它可见于肉眼达25个月之久,而且,按照来自伊拉克的描述,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

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相等。这个神话般的图像相当于地球表面上,或者我
们的皮肤表面上,每平方厘米有1000亿个中做子穿过。
2月23日,超新星在光学波段出现之前将近22个小时,日本神冈一座矿井底部的水
探测器在来自SN1987A的反中做子爆发的冲击下在11秒钟里闪烁了11次。这个结果由神
冈研究组在连续苦干15天分析资料后宣布。稍后,一个美国小组也宣布了类似的结果:
与日本的探测同一时间,克雷夫兰一座矿井深处的探测器也闪烁了8次。如果是南半球
接收到超新星的光,那么正是北半球探测到它的中微子。一共才19个,收获虽然微小,
却有着重大意义:不仅证实了SN1987A不是第~类超新星(双星系统中白矮星的爆发不
发射中做子),而且开创了一个不只是光而且中做子也能在太阳以外的恒星探测到的新
时代。
再回到光度曲线上来,它在最初几天的异常几个月后消失了:光度是钻56的放射性
衰变所特有的指数衰减。这是理论模型的又~个胜利,因为这种元素正是大质量恒星爆
炸核合成的主要产物。最初的异常可以通过追溯母体星的特殊性质来解释,它在爆发前
是蓝的而不是红的。由于氦燃烧后的极度膨胀,圣都立克69202可能已经是一颗红超巨
星,但由于吹了1万年的强大恒星风,其外壳已失去,这使它缩减为一个小尺度(功倍
于太阳直径而不是500倍)的明亮蓝星。随着后来的日子里新资料的到达,理论家也忙
于修改模型,以期与观测相合。然而对我们来说,还有最重要的问题:爆发的残骸是一
个中子星还是一个黑洞?二者都有可能,因为母星的质量大约是太阳的20倍。四年来各
种探测器都瞄准着爆发位置以搜寻中子星的痕迹(黑洞就“不那么有吸引力”,因为它
不给出任何可探测的信号),除了几次假警报外,这些努力迄今都没有结果。这并不奇
怪,残骸仍然被掩蔽在爆发星云的内层,但如果它是中子星,那么或早或迟,一旦最后
~层面纱稀簿到能透光,它的面目就会显露出来。几年后,或者几十年后,来自中子星
极热表面的X射线就会出现。我们或许能探究一个射电脉冲星婴儿的诞生,如果它的射
电束正巧能扫过地球(见第7章),我们就可以合理地期望~个间接信号,例如膨胀的
星云被中心脉冲星加热。无论发生的是什么,麦哲伦云超新星将成为本世纪最重大的天
文事件之一。