Bo Zhang's Homepage » 细数超新星分类

按照教科书的定义,超新星分类似乎应该是个很简单的事情:根据光谱中氢线的有无分为I、II两大类;其中I型中,有硅线的是Ia型,无硅线有氦线的是Ib型,无硅线无氦线的是Ic型。按照起源,II型与Ib、Ic型都是大质量恒星生命终结之时的坍缩产物;而Ia型则是白矮星在质量超过钱德拉塞卡极限后的结果。这也是超新星分类给人留下的最普遍的印象。不过实际情况并没有这样简单,而本文的目的就是要揪一揪超新星的子类。

下面从传统分类法说起。这一体系最早是由Rudolph Minkowski在1941年提出的。当时超新星这个概念也只有几年的历史,人们对其前身所知甚少,所以也只能从仅有的观测事实入手(今天这种情形似乎又在哪里再次出现了?不扯开了,否则就扯远了)。同期Fritz Zwicky还认为存在III、IV和V型等额外分类,不过由于这些是基于个案提出的,不具备普遍性,所以没有流行开来,后来这3类一般都被归入II型之中。至于I型的子类,一直到20世纪80年代才被确立。

如前所述,I、II这两类的基本区分依据是氢线的有无,II型的突出特征是光谱中存在氢元素的巴尔末线系。II型、Ib型和Ic型超新星都起源于大质量恒星坍缩,前身星质量下限在太阳质量的8倍左右。一般认为它们表现出截然不同的光谱特征的原因是,Ib型超新星的前身星要么因为质量更大,要么因为处在双星系统中,强烈的星风或者相互作用已经让恒星表面的氢包层损失殆劲;而Ic型的前身星连氦包层也损失掉了,所以对应元素自然就不能在光谱中表现出来。除了氦线的区别,一般Ic型的氧元素允许线还比Ib型更强,Ib型的各向同性程度则更高。至于光变行为,传统上说Ib型一般衰减速率普遍较慢,Ic型快慢兼而有之,不过其中也有例外。在观测中,Ib/c型超新星较难区分,因此经常被统称为Ibc型。

Ia、Ib、Ic与II型超新星的典型光谱。(图片来源:)

Ia型超新星却要稍微麻烦些。虽说所有的Ia型超新星都具备无氢线有硅线的光谱特征,其他谱线却具备多样性。由于这类超新星峰值{jd1}星等基本固定在-19.3附近,更且有联系峰值光度与随后衰减行为的菲利普斯关系,一直以来它们都被作为宇宙学标准烛光使用,所以这一点会不会影响其标准性也就成为了研究者困惑的问题。好在最近的模拟工作表明,这种多样性可以归结为观测不对称爆发的视角,在一定程度上化解了困惑。BTW,关于Ia型超新星的起源,现在看来并非是白矮星的质量超过钱德拉塞卡极限,而是源于质量接近极限时由于核心温度过高引发的爆燃。当然,双白矮星的并合也是可能机制之一,不过这种情况的比例相对较少。

不同视角看到的不对称Ia型超新星爆发所见的情况,可见物质组成和密度有很大区别(图片提供:MPA)

接下来的问题就是II型有没有子类?答案当然是有。II型超新星可以进一步分为II-P型、II-L型与IIn型。这里前两种都以光变曲线为分类指标,P指平台(plateau),顾名思义其光变曲线中存在缓变部分,典型的光度衰减速率是每天0.0008个星等;而L是“线性(linear)”的缩写,光变曲线的衰减呈线性形式,每天亮度减暗0.012个星等。除了光变行为,这两类超新星的峰值光度也不尽相同:II-L型一般是比Ia型暗上2.5个星等,而II-P型则弥散较大,不过二者之间没有明显的光谱差异,只是II-L型的子型IId型显示有双重天鹅座P型光谱特征(因存在物质外流产生的谱线特征)。

IIn则是以光谱为区分依据,谱中存在多种速度成分的狭窄氢发射线,这意味着抛出物的速度较慢,约每秒1000公里。作为比较,一般的II型超新星都是宽线,对应速度每秒几千公里。另外还有一类更加特殊的IIb型,以SN 1987K和SN 1993J为代表,光谱开始接近于II型,后来随着时间推移,氦线逐渐增强,氢线逐渐消失,反而更类似Ib型。

至于起源?一般将II-L和II-P型的差异归结为氢包层。对于II-P型超新星来说,爆发后前身星外包层不透明度的变化带来了光变曲线中的平台结构。当爆发冲击波扫过包层时,会将其中的物质加热并电离。电离氢的不透明度比中性氢更大,这会阻止星体内部的辐射逃逸。稍后,这些电离氢因冷却而由外到内发生再复合,让更靠内的辐射穿出。在此过程中,电离区逐渐缩小,而再复合温度基本保持不变,对应的就是平台区了,其所持续的长度主要取决于氢包层厚度,再复合完毕后,光变行为也就由放射性元素衰变来主导了。而由于II-L型的前身星氢包层质量要得多(1倍太阳质量左右,作为比较,II-P型包层特征质量10倍于太阳),自然也就没有这种变化,平台也不复存在了。根据观测,II型超新星以II-P型占{jd1}主导,确切地说在所有起源于大质量恒星核心坍缩的超新星中,II-P型也是大多数。

II-P型和II-L型超新星的光变曲线示意(图片来源:)

IIb型是在演化过程中损失了绝大部分的氢包层。爆发过后,随着抛出物质的膨胀,最外一层氢层愈发透明,显露出深层物质,从而改变了光谱。这类特殊的II型超新星发生在双星系统中。而IIn型,则有说是爆发抛射物与致密星周介质作用强烈的产物。

I型超新星还另有花样。比如Ic型有一个子类名为Ic-BL型,光谱中的谱线比普通Ic型超新星来得更宽,爆发动能也更大,据信与伽玛射线暴成协,所谓超超新星(hypernova)是也。在I、II两大类之外,另有异数存在,统称“pec”,也就是“peculiar”,比如兼有Ia和Ib/c型特征的SN1993R。

其实真实的超新星也不是都遵循标准的谱线形态和光变行为,比如下图是SN 1987A的光变曲线与各种超新星标准光变曲线的比较:

图片来源:

除了上面所说的分类,近年还涌现出种种新的分类,包括前身星质量超大且破坏力超强的粒子对不稳定超新星、前身白矮星并未xx被摧毁的低光度超新星等。所以超新星的谱系最终能写到多长,还要取决于未来的观测。

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