银河系最明亮的爆炸发生时，伴随着意想不到的触发器：成对死恒星

By Daniel Clery

开普勒超新星是1604年的 Ia 型爆发，今天仍然伴随着残留的炽热残骸的 x 射线光芒。
这些白矮星以每秒1000多公里的速度穿越银河系，比高速飞行的子弹快了数千倍，速度之快最终使它们摆脱了银河系的引力束缚。华威大学的天文学家 Boris Gaensicke 说: “它们和我们以前看到的任何东西都不一样。”。
高斯克和他的同事们怀疑这些烧尽的余烬是在逃离暴力场面: 超新星爆炸，其中另一颗白矮星像地球大小的氢弹一样爆炸。在这些被称为 Ia 型超新星的爆炸的标准图像中，附近的一颗巨星点燃了引信。但是白矮星的极端速度表明了一种不同的情况，在这种情况下，逃逸的白矮星从命中注定的恒星周围的近轨道上释放出火花。当它们爆炸的时候，这些伙伴就像圣经中的弹弓一样被抛出去了。
在2018年欧洲盖亚卫星的数据集中发现的三颗白矮星的速度，只是这张图片的一个线索。随后的地面观测在恒星的光元素中发现了铁和其他金属的痕迹，这些元素可能是被超新星爆炸植入的。根据光的颜色和亮度，天文学家们可以推断，这些恒星比典型的白矮星更热、更大，就好像它们是被突然的能量激增膨胀起来的。最能说明问题的是，研究人员重新查看了恒星的运行轨迹，发现了一颗来自已知位置的恒星: 一颗9万年前超新星的残骸。加利福尼亚大学伯克利分校的研究小组组长肯 · 申说，它们是双白矮星理论的“最佳证据”。
特拉维夫大学智慧天文台负责跟踪诸如超新星等快速变化的现象，该天文台的主任 Dan Maoz 说，双胞胎白矮星驱动大多数 Ia 型超新星的证据，如果不是全部的话，占银河系超新星爆炸的大约20% ，“是越来越压倒性的”。他说，经典的白矮星与大恒星(如红巨星)结合的场景“在自然界中不会发生，或者说很少发生。”
哪张图片占优势对整个天文学产生了影响: Ia 型超新星在制造宇宙化学物质方面起着至关重要的作用，它们的火球锻造了遍布宇宙的大部分铁和其他金属。爆炸也作为“标准蜡烛” ，假定以一个可预测的亮度发光。从地球上看到的它们的亮度提供了一个宇宙尺度，用来发现“暗能量” ，一种加速宇宙膨胀的未知力量。如果 Ia 型超新星起源于成对的白矮星，那么它们的亮度可能不像我们想象的那样一致ーー而且它们可能不如标准的烛光那么可靠。
罗伯特 · 科什纳是戈登和贝蒂 · 摩尔基金会长期的超新星观察家，他还没有准备好放弃这个经典的剧本，但他承认对这个剧本存在疑虑。他说: “通往 Ia超新星的道路似乎不止一条，但是光输出的一致性有点自相矛盾。”。然而，“有一个挥之不去的疑问: 我们是否完全了解这些爆炸的本质? ”

超新星有两种基本类型。最常见的叫做核心坍塌。当一颗比太阳大得多的大质量恒星耗尽燃料时，就会发生这种现象。核心热量的压力不再能抵消引力; 恒星的外部坍缩进入核心的力量是如此之大，以至于一个反弹的冲击波，或者有时是一个新的聚变燃烧，爆炸了恒星的外层，留下一个中子星或黑洞。
其余的都是 Ia 型白矮星，它们不知何故被重新点燃，进入失控的聚变反应。新能量爆发的速度太快，以至于恒星无法吸收，将整个物质炸成碎片，形成的爆炸比核心坍缩的超新星更明亮、更长。
白矮星似乎不太可能成为燃放烟火的候选者。它们是类似太阳的恒星的灰烬，燃烧掉了氢和氦的燃料，在大多数情况下留下了碳和氧，这些较重的元素在这样一颗质量较低的恒星中无法聚变。白矮星缩小到地球那么大，只能在余热中发光。理论上，它们应该在几十亿年后冷却到黑色。
但如果这颗白矮星与另一颗恒星组成一对双星，那么它将面临更为壮观的命运。典型的 Ia 型情景是由 John Whelan 和 Icko Iben 在1973年提出的。他们绘制了超新星 SN 1972e 的衰落光线整整一年，并意识到其亮度可以用大约一个太阳质量的放射性金属的衰变来解释。他们提出，这些是在一颗白矮星上锻造出来的，这颗白矮星的大小已经达到了其核心的压力和温度高到足以聚合碳，引起热核爆炸的程度。惠兰和伊本认为，如果白矮星的引力从伴星(如膨胀的红巨星)那里偷走了氢气，那么白矮星的质量可能会达到这个临界值。
后来的建模表明，实现这种增长是一个棘手的平衡行为。如果一颗白矮星以过快的速度吞噬氢，其表面形成的氢层就会变得足够热，以至于提前爆炸，形成一个更为温和的热核爆炸，称为经典新星，或者，如果反复发生，一个循环新星。如果积累得太慢，白矮星的质量可以踮起脚尖，达到太阳质量的1.44倍。理论学家预测，在这个被称为钱德拉塞卡极限的临界点，内部的压力将导致电子和质子聚合成中子，而白矮星将静静地坍缩成中子星。
但是如果以正确的速度加入氢，白矮星，尤其是富含碳和氧的白矮星，反应会更加剧烈。距离钱德拉塞卡极限1.4倍太阳质量，核心的密度和温度迅速上升。碳聚变的耀斑爆发了。在阴燃了100年或更长时间后，一个失控的反应引爆了这颗恒星，并在几秒钟内将其炸毁。由此产生的火球，亮度是太阳的50亿倍，在元素周期表中熔炼出从铬到镍的一系列金属。从镍到钴再到铁的放射性提供了辉煌的余辉，在几周内达到顶峰，随后几年逐渐褪色。因为，在这张图片中，每种类型的 Ia 爆炸具有相同的质量，它们都应该具有相同的峰值亮度。
这种设想让天文学家们满意了几十年。但是他们还没有找到确切的证据。在一颗超新星分散到足够透明的程度后，天文学家通常会寻找一颗幸存的红巨星伴星，但从未发现过。
模型还表明，在超新星爆发数小时后，当膨胀的火球猛烈撞击红巨星稀薄的氢大气层并加热到足以发出紫外线时，应该会出现一道蓝光闪光。但是当天文学家在2011年发现风车星系附近的一颗超新星时，他们没有看到蓝色的闪光。加州大学圣克鲁斯分校的超新星专家斯坦 · 伍斯利说: “ SN 2011fe 改变了我们的思维模式。
第二个预测的信号(较弱但更持久)也一直难以捉摸。天文学家认为红巨星中的一些氢会和其他爆炸碎片一起被扫过，当残骸冷却时在超新星光谱中形成一条吸收线。但是2019年对227个 Ia超新星残留物的研究没有发现这种氢的迹象。

理论家们一直在努力模拟典型的 Ia 型爆炸，这是他们成功的模型之一。
这些数字与经典的情况不符。在像银河系这样的星系中，每隔几百年就会发生一次 Ia超新星。如果它们都来自一颗白矮星和一颗红巨星，那么这个星系将不得不拥有大约10000对这样的星系，而且几乎没有证据表明它们存在。由于在如此遥远的距离上很难看到双星对作为独立的恒星，天文学家们一直在寻找间接的证据，比如红巨星的氢气迅速流入白矮星伴星时新星的循环触发，或者稳定的氢气流可能产生的柔和 x 射线辉光。Maoz 说，如果银河系中存在10,000对白矮星-红巨星对，我们应该会看到许多新星和柔和的 x 射线源，但只有少数被发现。“我们漏掉了99.9% 的系统。”
经典情景的理论基础也存在问题。一个关键的假设是，爆炸是如此剧烈，以至于整个恒星被炸成碎片。但是理论家们很难模拟出阴燃的聚变燃烧是如何发展成一个耗时的爆炸的。建立这一过程的模型需要模拟100年或更长时间内地球大小的物体上厘米级分辨率的核反应。直到最近，计算机还无法应对这一挑战ーー现在它们可以了，沈说，只有一些模型能够预测这种转变。“这个领域的现状尚未得出结论。”
进入另一种方式来炸毁白矮星。天文学家知道，两颗相互环绕的白矮星(即所谓的“双重简并”)会逐渐向内旋转，因为它们的快速轨道会抛出带走能量的引力波。当它们合并时，很容易就会有足够的热量和压力来启动合并后的恒星的碳聚变。
模型显示了这种机制的一个问题: 燃烧不会从核心开始。它可能发生在两颗恒星正在积极碰撞的热区，导致一个不平衡和不完全的爆炸，留下大部分恒星的质量没有燃烧。或者它可能在靠近表面的地方点燃，只会吹掉合并后的恒星的外层。“得到一个双简并的爆炸绝不是微不足道的，”伍斯利说。
然而 Maoz 说这种几率是不可抗拒的: 白矮星双星被认为是相当普遍的。在2018年的一项研究中，Maoz 和他的同事们结合史隆数位巡天望远镜和欧洲甚大望远镜的调查结果，寻找被同伴拖拽的白矮星摆动。他们的结论是，自银河系形成以来，大约有五亿颗白矮星已经融合在一起了。如果这些合并中只有六分之一产生 Ia超新星，那么每200年就会产生一颗超新星ーー大致相当于我们在银河系所观察到的。另一个团队使用盖亚的数据得出了类似的结论。
毛兹并没有被获得一个完整的对称爆炸的问题吓倒。“仅仅因为我们不知道它是如何发生的，并不意味着大自然没有找到一种方法。” 事实上，许多人相信自然界已经找到了一种方法，可以炸毁一对白矮星中的一个成员，但不会导致合并。白矮星在其核心停止燃烧后，大气中可能存在一些剩余的氦。当一对轨道恒星处于合并的边缘时，两颗较大的恒星会迅速从较小的恒星那里窃取氦，在其表面形成一个稠密的氦层。氦层可以起到雷管的作用，在小型热核爆炸中爆炸，向恒星发射冲击波，从而点燃核心。
这种情况被称为 D6，用于动力驱动的双简并双爆轰。2010年，哈佛-史密森天体物理研究中心的研究员詹姆斯 · 吉洛琼和他的同事们首次提出了这个想法。这使得较小的白矮星受到重创，但是被扔出去了，就像沈的团队在盖亚数据中发现的那样。6最初被认为需要大量的氦，这使它成为一个罕见的事件，但是最近的模拟表明，仅仅几个太阳质量的百分之几就足够了，Woosley 说。
D6情景的一个关键特征是，爆炸的白矮星可能远远低于临界质量，因为火花来自冲击波，而不是重力压力。一颗质量较小的恒星爆炸后产生的镍较少，亮度也较低。
最近对金属元素超新星锻造的研究表明，低质量的 Ia 型超新星可能是常态。根据模型，Ia 型超新星中锰的产生对白矮星核心的密度特别敏感: 如果该恒星接近1.4太阳质量阈值，其高密度核心产生大量锰; 如果该恒星较轻ーー像 D6机制中可能的那样ーー产生十分之一的锰。
因此，今天从恒星光芒中获得的锰丰度可以暗示古代超新星的质量，这些超新星曾经播撒过更重的元素。堪培拉新南威尔士大学的阿什利 · 鲁伊特说: “锰提供了一种间接的方式来探测在那个星系中爆发的 Ia 型超新星。”。
在2013年的一项开创性研究中，当时在维尔茨堡大学的 Ivo Seitenzahl 领导的研究人员将太阳中的锰丰度与不同质量的超新星产生的锰量进行了比较。他们发现，过去在太阳附近爆炸的超新星中，只有一半需要很大的质量才能解释太阳中锰的含量。马克斯·普朗克天文研究所的 Maria Bergemann 说: “这是新一波结果中的第一波。今年，她和她的同事们报告了对银河系中42颗恒星中锰元素的观测，并得出结论: 丰度表明 Ia 型超新星中有75% 是低质量的。
Ia 型小型超新星的含义远远超出了当今宇宙中的元素。他们还提出了关于爆炸的长期作用的探索宇宙历史的“标准蜡烛”的问题。

1998年，研究人员将几十颗远距离 Ia 型超新星与近距离 Ia 型超新星进行了比较，发现它们的亮度比应有的亮度要暗。他们得出的结论是，在某种未知的暗能量的驱动下，宇宙正在加速膨胀ーー这一发现使他们获得了2011年的诺贝尔物理学奖。超新星的距离也是关于膨胀速度本身(即众所周知的哈勃常数)值的争论的核心。在附近的宇宙中，膨胀速率是用 Ia 型超新星这样的标准烛光测量的; 在遥远的早期宇宙中，膨胀速率是根据宇宙微波背景、大爆炸的回声等线索得出的。当去掉暗能量的影响时，这两个值应该是一致的，但它们不一致。
一根不那么标准的蜡烛会危及这些发现吗？“这意味着一些东西，但不是暗能量消失，”伍斯利说。暗能量已经被其他方法证实，所以他并不担心。但他认为，宇宙学家将遇到麻烦，因为他们把他们的理论更严格的测试，需要更精确的标准蜡烛。“超新星对于精密宇宙学来说可能没那么有用，”他说。
天文学家已经知道 Ia 型超新星的峰值亮度并不完全一致。为了解决这个问题，他们计算出了一个实验式关系，即菲利普斯关系，它将峰值亮度与光衰减的速率联系起来: 从整体上看，衰减缓慢的闪光比快速衰减的闪光更明亮。但是，超过30% 的 Ia 型超新星远离菲利普斯关系。沈说，也许小质量的 D6爆炸可以解释这些奇怪的现象。现在，那些掌握宇宙尺度的人将需要“扔掉任何看起来怪异的东西” ，Gaensicke 说，并希望得到最好的结果。
拉斯坎布雷斯天文台的超新星观测者安迪 · 豪厄尔认为，如果天文学家能够分离出不同种类的 Ia 型超新星，那么 Ia 型超新星仍然可以作为宇宙学的可靠工具。“如果我们知道有两个种群，我们就可以做出更好的测量，”他说。
到目前为止，天文学家还不能确定他们最喜欢的宇宙爆炸有多少是由白矮星引起的，而不是由巨星和矮星引起的。“现在确定这个比例是多少还为时过早，”鲁伊特说。但是，未来几年可能会带来更多的清晰度。
夜间甚至每小时扫描天空的观测望远镜正在捕捉越来越多的超新星。目前的领跑者是加利福尼亚州的 Zwicky Transient Facility，它每晚能观测到大约30颗超新星。到2022年，随着智利8.4米巡天望远镜维拉 · 鲁宾天文台(Vera c. Rubin Observatory)的启用，该望远镜的产量将相形见绌。预计这台望远镜将在夜间发现数千颗超新星。其他望远镜能够同时获得数千个天体的光谱，这将使天文学家能够研究爆炸的特征ーー蓝色闪光，即氢吸收线ーー这些特征可能暴露出巨型恒星的参与。
沈和高斯克希望下一次从盖亚发布的数据将包含更多逃离 D6爆炸的高速白矮星。此外，定于2034年发射的在轨道上运行的激光干涉空间天线引力波探测器，将能够在白矮星对盘旋着走向合并时探测到它们，让天文学家更好地了解它们到底有多么普遍。豪厄尔说: “这是超新星真正的黄金时代，因为我们发现了这么多的超新星。”。“我们现在终于有了以新的方式看待它们的工具。”