蟹状星云（M1）位于金牛座，距地球6500光年。它是公元1054年一次超新星爆发留下的残骸。我国史书《宋史》《宋会要》等较为详细地记载了这次超新星爆发，因而这颗超新星也被称为“中国超新星”。 图片来源于网络

　　你以为它是一颗“新”恒星，实际它是恒星生命的终结；它光芒耀眼，你却不知道下一次它出现在哪儿。

　　5月14日，一位美国犹他州的天文爱好者利用35厘米口径的小望远镜，发现了位于旋涡星系NGC 6946中的一颗突然变亮的天体。全世界天文学家纷纷转动望远镜来观测这个突发的事件，并最终利用测光和光谱的数据证实了，这是一个很年轻的ⅡP型超新星。

　　虽然随着技术与设备的进步，超新星不再是极其稀有的发现，但这颗最终被命名为SN 2017eaw的超新星，其所在的寄主星系NGC 6946依然破纪录地孕育了它一百年来的第10颗超新星。除此之外，在这个距离我们大约2000万光年的星系中，有一颗质量大约是25倍太阳质量的红超巨星在2009年短暂变亮后再变暗。这个“消失”的天体（N6946-BH1）被认为很可能是一个爆发失败的超新星，最终很可能会转变为黑洞。

　　提前预告超新星不容易 新技术提高寻找效率

　　我们的宇宙中，每秒钟都会有一颗超新星爆发。然而，相对于恒星漫长的数百万年生命，超新星事件的持续时间很短。加上大部分望远镜都无法分辨出银河系外星系内的恒星，因此很难提前预告超新星的爆发。

　　上世纪90年代，天文学家选择了一批离我们较近的星系，用望远镜对它们进行反复拍摄，通过比对不同时间拍摄的图像来发现超新星。当时的北京天文台兴隆观测站利用一台口径仅有60厘米的望远镜开展寻找超新星的工作，一度处于世界领先水平。

　　进入21世纪，随着探测器和数据处理技术的进步，使得我们可以快速获得大面积天区的图像，于是更多的大视场巡天项目纷纷启动。现阶段很多巡天计划的单幅图像覆盖的区域可以达到数十平方度（月亮的大小约0.25平方度）。其中计划于2018年展开的ZTF（Zwicky Transient Facility）巡天，甚至可以做到在一个夜晚把整个天空扫描一遍。图像中会有上万甚至几十万颗恒星和星系。

　　如何在这些恒定不变的天体中找到诸如超新星这样会变化的目标源，一直是很大的挑战。最近几年，科研工作者主要使用图像相减技术，即利用两幅不同时间拍摄的图像进行对减，把恒星和星系这样的不变天体去除，再利用一些判断标准就可以比较准确地找到超新星候选体。

　　最新的机器学习技术的引入，有助于更加有效地找到超新星，进而利用其它望远镜对它们进行后随观测。中国天文学者最近几年也在开展大视场超新星巡天项目。清华大学与国家天文台和紫金山天文台合作的TNTS（Tsinghua-NAOC Transient Survey）和PTSS（PMO-Tsinghua Supernova Survey）每年可以发现超过100颗各类超新星。

　　研究人员利用这些极为早期的超新星观测数据，开展了大量超新星前身星模型的研究工作，为恒星的演化补上了最终的一环。

　　超新星爆发极其明亮 孕育绝大多数重金属元素

　　尽管2011年诺贝尔物理学奖授予了三位利用超新星发现宇宙加速膨胀的天体物理学家，但相比声名赫赫的黑洞，超新星要默默无闻得多。超新星爆发是某些恒星在演化接近末期时经历的一种剧烈爆炸。这种极其明亮的爆炸所释放的电磁辐射经常能够照亮其所在的整个星系，并可持续几周至几个月。爆炸中，其前身恒星的绝大部分结构彻底瓦解。

　　翻开元素周期表，绝大多数重金属元素都来源于超新星的爆发。爆发所抛出的物质与激波会对下一代恒星形成以及星系的演化产生不可忽略的影响。

　　天文学家沃尔特·巴德和弗里兹·茨维奇最早于1931年在他们所讲授的课程中引入了“Supernova（超新星）”这个词，用于介绍一些突然出现在天空中的“新”恒星，并沿用至今。

　　根据历史文献记载，2000多年来，我们的银河系至少出现过8颗超新星。其中最有名的当属我国宋史中有详细记录的AD 1054。它爆发后留下的遗迹就是我们今天命名为M1的蟹状星云。而银河系迄今为止最后一个有记录的超新星是1604年爆发的开普勒超新星。

　　现代超新星的研究，一般认为是从1885年发现我们的邻居星系M31中爆发的超新星开始的。国际天文学联合会（IAU）对超新星的命名，是用发现时的年份加上英文字母表明发现的次序。越来越多超新星被发现，使得它们名字中的字母数量不得不从一个增加到了三个。

　　走向死亡时的余晖 昭示不同的恒星“前世”

　　突然变亮的超新星看似“新”恒星，但其爆发却是一部分恒星生命的终点。爆炸一旦发生，最终的结果就是恒星的彻底消失或转化为极端致密的天体，比如中子星或者黑洞。这个过程不可逆转。

　　20世纪40年代，鲁道夫·闵可夫斯基提出利用超新星的一些表象特征，如光谱中的谱线和超新星光度随时间的变化，来对超新星进行分类。最初的判断标准是用光谱中的氢元素电离线来区分Ⅰ型（无氢）和Ⅱ型（有氢）超新星。随着超新星发现数量的增加，又根据硅和氦的电离线把Ⅰ型超新星再分为Ⅰa（有硅）、Ⅰb（有氦）和Ⅰc（无氦）型。Ⅱ型超新星中，也根据光度变化曲线的形状分为ⅡP，ⅡL等子类型。

　　虽然这个分类被沿用至今，但随着恒星演化理论的快速发展，超新星研究者们更倾向于用超新星爆发的机制来重新定义超新星的类型。20世纪70年代，天体物理学家提出，Ⅰa型超新星爆发来源于双星系统中的致密白矮星爆炸。白矮星通过吸积伴星的物质或者与另外一颗白矮星发生碰撞并合，导致其质量超过稳定的白矮星质量上限。此时电子简并压无法再抗衡引力，引发恒星温度持续上升，最终发生剧烈的爆炸。

　　Ⅰa型超新星爆发的主要能量来源是镍元素同位素的放射性衰变。超新星爆发后亮度迅速上升，在2—3个星期的时间内达到最亮，此后开始缓慢下降并最终消失不见。除了Ⅰa型超新星，其它类型的超新星都来源于大质量恒星的演化。

　　1986年，天体物理学家乌斯里和韦弗利发表文章，认为质量大于8倍太阳质量的恒星在其生命的最后阶段，用于提供辐射压、保持恒星稳定的氢元素被燃烧殆尽，引力导致恒星向内部快速塌缩，最终发生爆炸。文章开头提到的SN 2017eaw就属于核塌缩型超新星，并且是其中最常见的ⅡP型。这类超新星的光度在长达2—3个月时间内保持不变。利用哈勃望远镜，天体物理学家们直接证认了，大部分ⅡP型超新星的前身星都是红超巨星。

　　未来会有更大量的超新星爆发被探测到，上至宇宙模型、下至恒星形成等各个领域将成为它们的用武之地。

　　（作者：张天萌，系国家天文台副研究员）