“超新星”是什么？

与泰霍·布莱赫和开普勒所研究的巨星及中国天文学家研究的早期“新星”相比，20 世纪所发现的“新星”就没有那么明亮。1934 年，瑞士天文学家富瑞茨·泽威克给这种明亮的新星起了个名字，叫“超新星”。 “超新星”的研究开始于法国天文学家卡尔·莫森。这里暂且不讨

论观测及明亮程度的测定问题。莫森是个彗星问题专家，他偶然发现了空中的一块云团，这块云团后被证实不是彗星。18 世纪 70 年代，他列出了这块云团的一些数据，以便引起天文爱好者的注意。莫森列的表中，称这些云团为 M1、M2⋯⋯每个名字后面都缀有数字，莫森认为，它们比彗星更为重要。在莫森表上列出的第一块云团叫 M1，它是“金牛座”处的一块云团。

1844 年，英国天文学家威廉·帕森斯伯爵Ⅲ对 M1 进行了仔细的研究。他自制了一架非常大的望远镜，但因为操作太复杂，并因安装在爱尔兰，而爱尔兰晴天甚少，所以没有得到充分利用。虽然如此，他仍坚持研究，并发现 M1 像是漂动的云雾一样，中间有像弯曲的灯丝一样的光亮。他给这些“弯曲的灯丝”取名为“蟹状星云”，至今我们还在沿用该名。

美国天文学家约翰·卡尔·达肯于 1921 年再次对 M1 蟹状星云进行了研究，他认为这块星云比罗斯认可的还要大。云层好像在不停地扩张。这一结论也被美国另一位天文学家埃德温·帕维尔·哈勃发现了。从星云所处的方位来看，它可能是 1054 年生成的“新星”爆炸后的残留物。

天文学家们测出了星云的扩张率，通过推算得出爆炸发生在 900 年前。一颗“超新星”产生于星体爆炸，它同普通新星的形成原因一样，

只是爆炸的程度不一样而已，产生超新星的爆炸更剧烈一些。但是，是什么原因引起的超爆炸呢？

解答这个问题的第一位天文学家是印度人萨而拉赫门亚·肯德若塞哈尔。1931 年，他正在英国工作。通过计算，他得到了白矮星的质量。我们知道：星体的质量越大，在万有引力作用下，星球本身被压缩的程度越高。肯德若塞哈尔发现了一个极值点，当质量超过此值时，爆炸是很轻易的。这个极值点称做“肯德若塞哈尔点”，它等于太阳质量的 1.44 倍。当白矮星的质量超过此值后，它就不复存在了。

最初，这个极值位点显得并不太重要，因为 95％的现存星体的质量都不超过太阳质量的 l.44 倍，它们都能发展为红色巨星，而且毫不费力地缩成一颗白矮星。

甚至一些质量很大的星体也能变成白矮星。因为，一颗质量大的星体变成红色巨星时就会产生塌陷现象。其内部塌陷、外部扩散时，就形成了一颗带有星云的行星。看上去这种假想是很自然的，因此尽管一颗红色巨星的质量很大，但内部塌陷的质量总比太阳质量的 1.44 倍小。所以，它也很容易形成白矮星（事实并非完全如此，我们会在后面给予解释）。

现在假设有一颗白矮星，质量几乎就是太阳的 1.44 倍，其差值很小，并假设它是相距较近的双星系统中的一颗，而另一颗是正常的星体。这颗白矮星将不断地吸引那颗正常星体上的物质，从而使自身的质量增

加。即使这些被吸过来的物质是氢或是其他正在演变过程中的物质，它们也都会变成氦，成为白矮星的机体。结果这颗白矮星变得越来越重，最后它的质量超过了肯德若塞哈尔极值点。

出现这种情况后，白矮星就不能够维持它的原有结构了，爆炸就开始了，其剧烈程度远远超过普通“新星”形成时的爆炸量的百万倍。这就是“超新星”。由超新星发射的光芒被淹没在几十亿颗新星闪烁的光芒之中，渐渐消失了。整个白矮星就毁灭了，什么都没有留下。这样的爆炸结果称之为“I 型超新星”，另外还有“Ⅱ型超新星”。相比之下， Ⅱ型比Ⅰ型的爆炸规模略小一些。

显然，我们的太阳不会成为超新星，如果它能变成白矮星，其质量也会低于肯德若塞哈尔极值点。并且，它没有伴星，也就没有吸收物质使之重量增加的条件。

“I 型超新星”的波谱表明它不含有氢，说明由爆炸的白矮星形成的这颗星，在红色巨星塌陷而变成白矮星时，就把氢耗尽了。塌陷后的核心部分没有氢。

“Ⅱ型超新星”的波谱表明它含有相当多的氢，这说明形成这一新星的红色巨星在爆炸过程中未过渡到白矮星阶段。因此新星是由红色巨星直接形成的。质量越大的星体，形成的红色巨星越大，星体塌陷的规模越大。若星体足够大，塌陷发生得既突然又剧烈，以至于塌陷部分里留下氢，并被压缩。这样一颗新星诞生了。

“Ⅱ型超新星”与“I 型超新星”还有另一个区别，即白矮星爆炸形成的“Ⅰ型超新星”没有留下任何痕迹，而红色巨星爆炸塌陷形成的Ⅱ 型超新星留下的是一颗残星。

留下的残余物并没有成为一颗白矮星。原因是，当星体的质量足够大时——至少超过太阳质量的 20 倍，塌陷后留下来的物质超过了肯德若塞哈尔极值点。由于重量太大，所以不能形成白矮星。或者，因塌陷太剧烈的缘故，在万有引力的迫使下，物质向内聚集，塌陷部分的质量小于太阳的质量，这样就有可能超越过白矮星阶段。

但是，塌陷了的星体碎片怎么就超过了白矮星阶段呢？

1934 年，咨维柯和美国物理学家 J．罗伯特·奥本赫莫各自独立地对这个问题进行了推测。他们认为白矮星应由游离的原子核和电子组成，而且电子的运动好像制动器一样可以防止塌陷面波及太广。但是，这个制动器阻止聚缩的能力有限。如果星体的质量太大，或者塌陷的强度太大，那么电子就会被迫同核中的质子结合而形成中子。于是新生成的星体将由不带电的中子组成，这些中子聚在一起，彼此一个连着一个，形成了由中子组成的“新星”，“新星”把自身与太阳同重的重量挤在不超过 14 公里的小球内，从而形成了一个中子星。

这是一个很有趣的推测。但是，在本世纪 30 年代前我们还没有能力探测到这么细小的物体。如果“天狼星 B”不是一颗白矮星，而是一颗中子星，它就会迫使“天狼星 A”沿波形路线运行，而它放射出去的光也只有现在强度的 1/750000，其星级只能是 20 级，它也只能靠最先进的望远镜才能看到。天狼星是离我们最近的白矮星。天文学家们认为，其他任何白矮星若由“中子星”代替，我们是探测不到的。