位于超亮超新星核心的磁中子星

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翻譯：何沐萱

校譯：牧夫天文校對(duì)組

后臺(tái)：王啟儒

原文鏈接：https://www.universetoday.com/articles/the-magnetar-at-the-heart-of-a-superluminous-supernova

該圖像是一個(gè)超亮超新星，其亮度可超過(guò)普通超新星100倍。關(guān)于超亮超新星的產(chǎn)生原因仍具有爭(zhēng)議，而解開(kāi)這個(gè)謎題則需要對(duì)其中的伽馬射線進(jìn)行探測(cè)。此舉十分困難，但有一個(gè)研究團(tuán)隊(duì)也許已經(jīng)成功弄清楚了這一切。

圖片來(lái)源：NASA/Dana Berry/Skyworks Digital

如果爆炸的恒星是一場(chǎng)煙火秀，那么超亮超新星就是宏偉的終章。它們的亮度可達(dá)到普通核心塌縮型超新星的100倍，而其亮度已經(jīng)可以超過(guò)宿主星系（所在星系）的所有恒星。目前對(duì)于超亮超新星背后的超強(qiáng)能量有多種不同的解釋?zhuān)谑翘煳膶W(xué)家們致力于找出最符合觀測(cè)的模型。

為了找出最精確的模型，一個(gè)研究團(tuán)隊(duì)將目光放到了NASA的費(fèi)米伽馬射線太空望遠(yuǎn)鏡上。他們檢查了費(fèi)米望遠(yuǎn)鏡在前16年中觀測(cè)到的共6顆超亮超新星，尋找其中發(fā)出的伽馬射線。團(tuán)隊(duì)將他們的發(fā)現(xiàn)發(fā)表在《天文學(xué)與天體物理學(xué)》期刊中。

磁中子星是有著極強(qiáng)磁場(chǎng)的中子星，具有的能量比典型的中子星強(qiáng)1000倍。在磁中子星模型中，一顆大質(zhì)量恒星發(fā)生超新星爆炸后會(huì)留下一個(gè)新形成的磁中子星。這個(gè)磁中子星以每秒幾百次的速率飛快旋轉(zhuǎn)，并釋放出強(qiáng)大的電子及其反物質(zhì)對(duì)應(yīng)粒子即正電子的噴流，形成一個(gè)巨大的高能粒子云。這個(gè)粒子云就叫做磁星風(fēng)星云，其中各種相互作用會(huì)引起伽馬射線的產(chǎn)生與吸收。這些伽馬射線無(wú)法直接逃逸出星云，而是被迫與超新星的碎片發(fā)生相互作用。在這種過(guò)程中，這些伽馬射線失去能量并轉(zhuǎn)化成可見(jiàn)光。這些可見(jiàn)光正是使得超亮超新星獲得其他超新星沒(méi)有的額外亮度提升的原因。

這張圖像展示了樣本中6顆超亮超新星在r波段的絕對(duì)亮度。r 波段是紅光的一個(gè)波長(zhǎng)范圍，用于測(cè)量天體的亮度。在這 6 顆超新星中，SN 2017egm 是最亮的一顆。

圖片來(lái)源：Acero et al. 2026. A&A.

在恒星周物質(zhì)相互作用的模型中，一顆大質(zhì)量恒星在發(fā)生超新星爆炸前，會(huì)經(jīng)歷一系列失去質(zhì)量的事件。這些事件會(huì)在恒星外部形成一圈圈向外擴(kuò)張的同心氣體與塵埃殼層。當(dāng)恒星最終爆炸時(shí)，超新星拋射物會(huì)猛烈撞擊這些殼層，使氣體被點(diǎn)亮從而產(chǎn)生超亮超新星極高亮度的原因。由于超新星拋射物依次撞擊不同殼層，這一模型同樣也會(huì)隨著時(shí)間產(chǎn)生不同的亮度峰值。

通過(guò)對(duì)費(fèi)米望遠(yuǎn)鏡數(shù)據(jù)中的6顆超亮超新星進(jìn)行檢測(cè)，研究團(tuán)隊(duì)希望進(jìn)一步限制伽馬射線的特征范圍。“我們的目標(biāo)是測(cè)試從磁中子星模型與恒星周物質(zhì)相互作用模型中得到的預(yù)測(cè)?！钡珕?wèn)題在于，探測(cè)到這些信號(hào)本身也具有極強(qiáng)的挑戰(zhàn)性?！皩⒔?0年來(lái)，天文學(xué)家們一直在費(fèi)米望遠(yuǎn)鏡數(shù)據(jù)的數(shù)千顆超新星中搜尋伽馬射線信號(hào)。盡管曾報(bào)道過(guò)一些引人關(guān)注的線索，但直到現(xiàn)在都沒(méi)有任何確鑿的結(jié)果，”通訊作者阿塞羅在一次新聞報(bào)道中表示。

直到2024年SN 2017gm中的伽馬射線才被觀測(cè)到，這距離其超新星爆發(fā)已過(guò)去數(shù)年。該伽馬射線是瞬態(tài)的，在事件發(fā)生后出現(xiàn)了大約兩個(gè)月并停留了數(shù)月。2024年論文的作者寫(xiě)道，磁中子星模型最完美地解釋了這些觀測(cè)?！癎eV能量段輻射的峰值事件與光度都與磁中子星的預(yù)測(cè)一致，表明這種 GeV 瞬變可能是 SN 2017egm 的高能對(duì)應(yīng)現(xiàn)象，并且該超亮超新星的中心驅(qū)動(dòng)源是一顆年輕的磁星?！?/p>

這張合成圖展示了 SN 2017egm 的兩個(gè)視角。插圖顯示其在可見(jiàn)光下的樣子，而主圖則顯示其在伽馬射線波段的觀測(cè)結(jié)果。光學(xué)圖像顯示了圖像中最明亮的天體，即這顆超新星以及它的宿主星系，拍攝于 2017 年 7 月 1 日。背景圖像展示了超新星周?chē)蠓秶奶炜諈^(qū)域。顏色越亮，表示伽馬射線與該爆炸事件相關(guān)的統(tǒng)計(jì)概率越高。該圖包含費(fèi)米大面積望遠(yuǎn)鏡在 2017 年 7 月 5 日至 10 月 25 日期間探測(cè)到的伽馬射線數(shù)據(jù)，對(duì)應(yīng)超新星發(fā)現(xiàn)后第 43 天至第 155 天的時(shí)間范圍。

圖片來(lái)源：背景圖 NASA/DOE/Fermi LAT Collaboration and Acero et. al. 2026；插圖 NOT+ALFSOC/Bose et al. 2020

不過(guò)，將SN 2017egm的光變曲線完全歸因于磁中子星模型可能并不會(huì)那么簡(jiǎn)單。雖然其比起恒星周物質(zhì)相互作用模型更符合觀測(cè)結(jié)果，但其中或許還有更多因素?！暗?，其中的光變曲線呈現(xiàn)出起伏不定的結(jié)構(gòu)。這些結(jié)構(gòu)既可能是多重恒星周物質(zhì)殼層相互作用的特征，也可能是中心驅(qū)動(dòng)源活動(dòng)的證據(jù)，”研究人員寫(xiě)道。

“因此，這要么是一個(gè)混合模型（磁中子星+恒星周物質(zhì)相互作用），要么是純粹的磁中子星模型，其中伽馬射線特征與光學(xué)特征皆可由磁中子星以及一個(gè)向內(nèi)落入的吸積盤(pán)來(lái)解釋。”

磁中子星是宇宙中最極端的天體之一。它們，或者說(shuō)是它們的伽馬射線作為“軟γ射線復(fù)現(xiàn)源”，在20世紀(jì)70年代末首次探測(cè)到。1992年的一篇論文第一次將它們稱(chēng)為“磁中子星”。其中指出：“有證據(jù)表明，軟γ射線復(fù)現(xiàn)源是年輕的磁星?！边@一判斷在1998年得到了證實(shí)。

這張圖展示了從費(fèi)米望遠(yuǎn)鏡發(fā)射以來(lái)至 2024 年 8 月，在 100 MeV – 100 GeV 能量范圍內(nèi)，樣本中每一顆超新星在 16 年時(shí)間尺度上的光度變化曲線。其中位于左上角的 SN 2017egm 是唯一被觀測(cè)到伽馬射線信號(hào)的天體。

圖片來(lái)源：Acero et al. 2026. A&A. https://doi.org/10.1051/0004-6361/202558547

天體物理學(xué)家想要了解更多關(guān)于這些極端天體殘余的知識(shí)，然而伽馬射線大多會(huì)被大氣層吸收。盡管如此，仍然可以通過(guò)探測(cè)它們進(jìn)入大氣層時(shí)的閃光，即切倫科夫輻射來(lái)間接觀測(cè)它們。一個(gè)有望實(shí)現(xiàn)這一目標(biāo)的設(shè)施是切倫科夫望遠(yuǎn)鏡陣列天文臺(tái)。該陣列由共64臺(tái)望遠(yuǎn)鏡組成，是目前最強(qiáng)大的地基伽馬射線觀測(cè)設(shè)備。任何被其探測(cè)到的超亮超新星很可能都以磁星作為中心驅(qū)動(dòng)源。

維拉·C·魯賓天文臺(tái)及其“時(shí)空遺產(chǎn)巡天”計(jì)劃將在未來(lái)十年內(nèi)發(fā)現(xiàn)數(shù)量驚人的超新星?？茖W(xué)家預(yù)計(jì)它將發(fā)現(xiàn)約300萬(wàn)至400萬(wàn)顆超新星，這一數(shù)字極為可觀。超新星科學(xué)領(lǐng)域，包括超亮超新星及其磁星機(jī)制將迎來(lái)巨大進(jìn)展。

責(zé)任編輯：王啟儒

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