核心坍缩型超新星的前身星属性探究,天文学论文.docx

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1、核心坍缩型超新星的前身星属性探究,天文学论文摘 要： 大质量恒星( 8M_,M_表示太阳质量)的死亡伴随着超新星爆发和伽玛射线暴等剧烈现象.研究和限制不同类型超新星的前身星属性一直是天体物理领域的热门.本文总结了核心坍缩型超新星前身星的观测和理论研究现在状况,介绍了质量损失和自转等因素的影响. 本文关键词语 : 大质量恒星;恒星演化;超新星;伽玛射线暴, Abstract： The death of massive stars( 8 M_,M_ is the mass of the sun) is accompanied by violent phenomena such as superno

2、vae and gamma-ray bursts.In astrophysical research,supernova progenitors of different types have been emphatically studied.In this paper,we review the current status of observations and theoretical models on the progenitors of core-collapse supernovae and introduce effects of mass loss and rotation

3、on stellar evolution. Keyword： massive stars; stellar evolution; supernovae; gamma-ray burst; 多数恒星在演化末期会经历剧烈的爆炸1,2,3,4,整个经过中释放的能量可达10401045J,产生的电磁辐射能够照亮其所在的整个星系.根据接近最大亮度光阴谱中能否出现氢发射线,超新星被分为型(无氢发射线)和型(有氢发射线)5;根据光谱中能否含有硅吸收线和氦发射线,型超新星又被进一步细分为a(热核爆炸型超新星,与恒星爆炸无关,有明显的硅吸收线)、b(无硅吸收线,有氦发射线)和c型(无硅吸收线和氦发射线).通常观

4、测上很难完全区分b与c型超新星,所以它们被合称为bc型超新星5.除此之外,光谱中具有宽发射线的c型超新星,又被称为c-BL型超新星6. 根据光变曲线特征,型超新星能够进一步被细分为-P和-L型5,7.前者的光变曲线先出现持续约100d的平台构造8,之后快速衰减;后者的光变曲线到达峰值亮度后呈线性衰减9.随观测数据的增加,新的型超新星子类n和b型被提出.n型超新星的氢发射线通常有多个速度分量,且具有强的“窄 轮廓10.b型超新星会从型过渡到型,其最初光谱与型超新星类似,但会迅速演化,当其光谱出现氦线的同时,氢线减弱并逐步消失11. a型超新星可在邻近宇宙任何类型的星系中找到12,而b和c型超新星

5、主要发生在大质量恒星群中,类似于型.除a型超新星外,其他、型超新星又被称为核心坍缩型超新星(core-collapse supernovae,CCSNe),均与大质量恒星死亡时的铁核坍缩有关13. 除了超新星爆发,一些大质量恒星死亡时,还会伴随着更为剧烈的电磁现象伽玛射线暴14,15(简称伽玛暴).在几秒内,伽玛暴释放出的能量比太阳一生的辐射还多,如无特殊讲明下文中所有的伽玛暴均指持续时间大于2s的长暴.观测上,一些c-BL型超新星与伽玛暴成协16,17,讲明伽玛暴与c-BL型超新星应具有一样的前身星特征.但是当前尚不完全清楚前身星与超新星类型的对应关系,也未彻底揭示恒星在演化经过中的哪些因素

6、导致了其在生命的最终阶段产生伽玛暴. 1、 CCSNe 1.1 、超新星的爆炸机制 超新星的爆炸机制和前身星的性质仍不完全明确18,19,20.当前,人们普遍以为a型超新星与密近双星中的碳氧白矮星的热核爆炸有关21.流行的两种a型超新星前身星模型为单简并星模型和双简并星模型(更多关于a型超新星前身星模型的介绍,请参考综述22-23).单简并星模型以为a型超新星起源于一颗中等质量恒星(可能为主序星、氦星、红巨星或亚巨星)和一颗白矮星组成的双星系统.白矮星不断吸积伴星物质,当质量超过Chandrasekhar极限(约1.44M8,M8为太阳质量)时,星体引力坍缩,发生热核爆炸24,25,26,27

7、.在双简并模型中,两颗相互绕转的白矮星通过引力波辐射造成的角动量损失而逐步靠近,最终并合,若总质量超过Chandrasekhar极限亦会产生a型超新星爆炸28,29.关于热核爆炸型超新星的观测特征请参考综述30. 最低质量的CCSNe的前身星(约8M8)通过碳燃烧构成氧-氖-镁核,但在氖被点燃之前已到达电子简并13.由于氖和镁的反响阈值较低,不断增加的电子费米能使电子俘获成为可能.当质量密度到达核电子俘获的临界密度时,星体开场引力坍缩,产生超新星爆发现象.一般以为,这种超新星具有较低的爆炸能(约1043J)和较低的56Ni产量(约10-3M8),其爆炸可能是由中微子加热机制驱动,又被称为电子俘

8、获超新星.这类超新星约占总数目的20%30%,其候选体有蟹状星云的前身超新星SN105425,以及比拟暗的一些超新星SN1997D、SN1999br、SN2005cs和SN2008S等. 质量约为9100M8的恒星在经历硅燃烧阶段后会构成铁核31.内核在温度为1010K左右时,铁核开场分解成粒子和其他自由核子.铁核因引力不稳定向内坍缩,随之其密度和电子化学势增加,核子和一些自由质子的电子俘获加快,并加速内爆.只要当核密度大于2.71014g/cm3时,动力学坍缩才停止.而内核外围的物质却继续以超音速坍塌并撞击在内核上,产生很强的向外行进的反弹激波,最终导致爆炸.大部分CCSNe都属于铁核坍缩型

9、.观测到一些超新星的抛射物动能到达10431044J,超亮超新星甚至能够超过1045J.爆炸能远远超过抛射物最初的引力束缚能,这意味着可能还有除传统的中微子加热机制以外的其他驱动形式,如中微子延迟爆发机制32、磁旋转机制(磁场提取原初中子星的旋转能)33,34等. 质量在100130M8之间的大质量、低金属丰度(Z,除氢和氦以外的所有元素的质量百分比)恒星,在经历碳燃烧阶段后,若氦核质量在3264M8范围内,会经历脉动不稳定性20,35,导致恒星产生剧烈的脉冲,抛出大量物质,但未把恒星完全摧毁.根据恒星的质量和初始脉动的强度,次级脉动在1104d后会接踵而至,脉冲动能能够超过1044J.初始脉

10、动将氢包层抛出,之后的次级脉动可以能抛出氦核的外包层36.固然这类恒星脉动的动能可能超过正常的超新星,但由于缺乏56Ni或其他放射性元素,无法为后期的辐射提供能源,因而其光度较低,约10341037J/s.脉动会一直持续到恒星质量或中心熵下降到不再遭遇对不稳定(pair-instability).之后,恒星构成静力学平衡的铁核.在经历脉动对不稳定脉冲星阶段,因其铁核质量较大,最终可以能会直接坍缩为黑洞37. 质量在130250M8之间的大质量恒星,若氦核质量在64135M8范围内,核心温度约到达109K,伽玛射线和原子核之间的碰撞产生电子-正电子对,电子对湮灭为中微子对,辐射带走大部分热能,导

11、致恒星内部压强下降,在引力作用下发生局部坍塌,坍塌区域的温度和压强迅速升高,导致原子核快速聚变,并释放出大量能量20,35.由此产生的爆炸能可达1046J,恒星被完全炸碎,不会留下黑洞或中子星等剩余物1.这种爆炸一般被称为对不稳定性超新星.近年来观测到的极端亮的超新星,如SN 2006gy、SN2007bi等,被以为是这类超新星的候选体36,38,39. 1.2 、CCSNe的前身星特征 超新星光变曲线的峰值光度和持续时间能够反映出其前身星的包层质量、半径等特征.对-P和-L型超新星观测样本的分析表示清楚,它们的前身星为红超巨星,在主序阶段的最小初始质量约为8M8,最大光度约为5L8(L8为太

12、阳光度).当然,这个数值具有一定的模型依靠性31.一般以为,bc型超新星的前身星为失去氢氦包层的大质量恒星.关于前身星是怎样失去氢氦包层的这一问题仍有争议,即恒星风40、恒星自转41,42、双星互相作用43,44,45或核燃烧不稳定性等,哪个或哪些因素主导.越来越多的观测证据(较弱的恒星风46、较低的抛射物质量47,48和星周介质密度49,50、较高的双星占比)表示清楚型超新星的前身星可能属于双星系统. 大质量恒星爆炸时,抛射物中的放射性元素衰变(56Ni56Co56Fe)是超新星后期辐射的主要能量来源51.超新星爆炸中合成的56Ni的质量与爆炸特征和前身星构造有关52,53,54.对CCSN

13、e的测光特征(镍质量、抛射物质量和动能)统计分析表示清楚,剥去氢氦外包层的超新星(b、b、c)的56Ni产量比型超新星高得多(图1)55.型超新星的56Ni产量中值为0.032M8,而b和bc型超新星的产量是其3倍和5倍.与伽玛暴成协的超新星抛射物的动能和56Ni质量最大,其次是c-BL型超新星的,二者可能是中心引擎黑洞吸积系统或磁陀星(magnetar)驱动的爆炸.因c-BL型超新星的前身星具有更高层次的Z值,在爆炸前的质量和角动量损失更大,华而不实心引擎可能不如与伽玛暴成协的超新星强大56.b和c型超新星的爆炸参数(如光球速度、抛射物的质量和动能等)特别类似,可能具有类似的前身星.Lyma

14、n等47利用测光特征,对不同类型的超新星进行Kolmogorov-Smirnov检验,发现至少有两种演化途径能够产生b和c型超新星:大部分来自中等质量的密近双星,少部分来自单个大质量的Wolf-Rayet星.c-BL型超新星的前身星质量约30M8,与伽玛暴成协的超新星的前身星质量约35M8,大于b和c型超新星的前身星质量(约20M8)57. 图1 CCSNe的56Ni质量55 Fig.156Nimassesof CCSNe55 c-BL型超新星(华而不实包括与伽玛暴成协的超新星)在本图中没有完成其累积分布,由于有少数事件合成了1M8以上的56Ni. 另外,可以以直接通过光度和有效温度探测超新星

15、的前身星特征.当前为止,已经通过直接检测爆炸前超新星的图像,确认了5个b型超新星58,59,60,61,62,63,64(SN1993J、SN 2008ax、SN 2018dh、SN 2020df和SN2021gkg)起源于初始质量为818M8的红超巨星.然而,当前还未观测到较大质量的型超新星的前身星,即所谓的“红超巨星 问题65,66.第一个可能的c型超新星SN2021ein的前身星被观测到67,初始质量可能45M8.b型超新星i PTF13bvn的前身星最初被以为是大质量的Wolf-Rayet星68,但是研究人员对超新星爆炸前的测光图像分析后发现,其前身星质量约为12M869,可能为双星系

16、统70.除此之外,SN1993J、SN2001ig和SN2018dh的前身星处于双星系统中的证据也被观测到71,72. CCSNe是大质量恒星死亡的产物,华而不实一部分恒星还会产生宇宙中最为剧烈的爆炸伽玛暴.下面将继续讨论自转、质量损失等因素对恒星演化的影响,及产生伽玛暴前身星的途径. 2 、质量损失和自转对恒星演化的影响 2.1、 恒星演化中的质量损失 大质量恒星在演化经过中伴随着宏大的质量损失46,73.一颗初始质量为60M8的恒星,由于强辐射压驱动的星风,在主序阶段会失去一半的质量,在红超巨星阶段,整个氢包层都可能被抛射掉,最终演化到超新星爆炸时的质量可能只剩余10M8.理论模型预测O/

17、B型星的质量损失率M具有Z依靠性:MZ0.70.874,75,与观测吻合76.由于质量损失的不确定因素很多,在计算恒星模型时,通常采用观测结果推演的经历体验关系. 2.2 、自转对恒星演化的影响 恒星演化的“标准模型 一般忽略恒星自转的影响,但事实上所有的恒星都在自转.在恒星演化中,自转的作用主要具体表现出在下面4个方面77,78: 1)对恒星构造的影响:当自转产生的离心力与引力相等时,恒星到达平衡状态,外表是一个等势面.此时,恒星极点的离心力为零,赤道处的离心力最大.由于自转的作用,恒星沿着极轴方向不断被拉长,自转速度越大,恒星越扁.随着恒星外表形状的改变,外表有效温度和引力也会随之改变77

18、,79. 2)对恒星质量损失的影响:由于自转的出现,恒星的质量损失不再是各向同性的.与赤道附近区域相比,恒星的极点附近温度较高,辐射压更强,驱动的星风也更强,质量损失更大.对于给定光度和有效温度的恒星,自转的出现使平均质量损失率增加. 3)自转混合对恒星外表Z值的影响:对于质量低于30M8的太阳金属丰度的恒星,主序阶段质量损失对外表元素丰度的影响不大,自转混合对元素丰度的改变起主导作用.混合效应主要由剪切湍流的扩散产生.径向环流也会起到一定的传输元素的作用,但主要是转移角动量.在主序阶段,自转混合将CNO循环产生的元素(主要为14N和13C)传输到恒星外表,进而影响恒星外表N/H80(N元素与

19、H元素的粒子数之比).差动自转产生的不稳定性也有助于传输经过的进行.N/H的超出与恒星自转速度之间并不存在单一的关系,它由恒星初始Z值、质量、自转速率、年龄等因素共同决定.整体来讲,质量越大、Z值越低的恒星,氮丰度越大81,这已经被观测所证实.值得注意的是,对于质量大于30M的太阳金属丰度的恒星,主序阶段的质量损失对外表元素丰度的改变起主导作用.除此之外,低自转的双星可能由于潮汐混合或红巨星氮丰富的包层的转移而具有较高的N/H.相反,双星可以能通过吸积包层物质,获取大量的角动量,进而具有很高的自转速度,而没有N/H过剩. 4)恒星从在分子云中诞生到死亡的经过中,都离不开自转与磁场的互相作用.内

20、部磁场的存在可能会产生旋转的内部耦合,导致刚体自转.而外部磁场会产生一定的磁制动,如太阳和太阳风之间的磁耦合加剧了恒星在主序前和主序阶段的角动量损失.自转及磁场的互相作用对超新星和伽玛暴爆发也会产生重要的影响.快速自转可能会导致激波以及中微子辐射的全局不对称,在两极处构成外流.数值模拟已经证明,当自转与能够提取旋转能的强磁场相结合时,该效应最为明显82,83.该经过已被用来解释与超亮超新星SN2018kl成协的超长伽玛暴GRB111209A84. 自转对恒星演化的影响在低Z值时尤为重要.此时,恒星风引起的质量损失减少,自转混合导致的外表元素丰度增加比高Z值时更明显.Ekstr?m等78、Geo

21、rgy等85和Groh等86研究了自转和金属丰度对恒星演化的影响.他们采用一样的物理参数,用Geneva程序计算了初始质量在0.8M8120M8,Z=(1/35)Z8,(1/7)Z8,Z8 (Z8为太阳金属丰度)的自转和非自转恒星的演化模型.结果显示,当初始自转速度为临界速度的40%时,自转的恒星寿命比非自转的恒星寿命增加了约20%.除此之外,Z值和自转对恒星在赫罗图上的演化轨迹、恒星内部构造、外表元素丰度及最终剩余物等都有重要影响. 3 、伽玛暴的前身星 3.1 、伽玛暴前身星的特征 当前尚不完全清楚一颗大质量恒星是怎样失去其氢包层,并在坍缩后构成吸积盘系统,进而产生伽玛暴喷流的.Woosl

22、ey等87首先提出了伽玛暴由快速自转的、失去氢包层的单个大质量恒星坍缩产生,同时伴随着超新星的爆发,Wolf-Rayet星是其天然的前身星候选体.要求前身星失去氢包层的原因有二:其一,由中微子湮灭或磁流体动力学机制驱动的相对论喷流必需要突破前身星的包层才能产生伽玛暴.有氢包层的大质量恒星半径约为1012cm,即便喷流以接近光速的速度在恒星内部运动,突破包层所需要的时间也至少100s,这对喷流强度要求较高.对于要求中心引擎活动千秒甚至万秒的长暴,有氢包层的红巨星或蓝巨星可能是其前身星.其二,任何类型的巨星作为前身星,华而不实心都是自转缓慢的氦核.假如出现包层,氦核必然在相当长的时间内已经被加速到

23、很高的速度了.单个恒星演化经过中的星风损失或双星互相作用都可能使恒星失去氢氦包层88,89.单星和双星模型对前身星系统的Z值要求不同.由于高Z值的恒星具有更强的星风,在坍缩之前会失去大部分的角动量,这降低了它们通过坍缩产生伽玛暴的可能性. 观测到伽玛暴与超新星成协90证实了坍缩星模型的预言16:相对论喷流突破大质量恒星的包层产生伽玛暴,与此同时,抛出大量物质,产生超新星14.无论是典型的中微子驱动或喷流驱动的超新星,由于炙热的抛射物向外膨胀时的光球演化,都能够在爆炸后1030d出现光学波段的峰值.通常以为,多数长暴都应该伴随着超新星爆发.由于长暴的发生率至少要比bc超新星低两个量级91,92,

24、要求的自转率甚至比最快的脉冲星还要高一个量级,因而自转可能是一颗恒星最终产生伽玛暴的关键因素. 除此之外,伽玛暴倾向于出如今低Z值的宿主星系中.若伽玛暴的前身星为低Z值恒星,其在爆炸之前的演化经过中,星风损失较小,有利于保存足够的角动量产生伽玛暴,但仍然需要一种机制剥去恒星的外包层.为了解决这一问题,快速自转的单星的准化学均匀恒星模型41,42被提出来.快速自转使恒星内部不同包层之间的物质充分混合,进而让氢氦包层充分燃烧;同时,也让恒星在演化经过中避免进入巨星阶段.大质量恒星的核质量增加,更有利于直接坍缩成黑洞,构成黑洞吸积盘系统. 56Ni可以能在吸积盘外流中产生93,94,95.对于坍缩星

25、中心黑洞吸积盘系统,内流与伽玛暴喷流光度密切相关,外流为光学余辉中观测到的超新星鼓包做奉献,内流与外流的分配可能会导致伽玛暴光度与超新星光度的竞争.较大的吸积盘外流率会导致56Ni的质量增大,伽玛暴的喷流光度变低.本课题组分析了15个与超新星成协的伽玛暴光度、持续时间、56Ni质量等特征,并结合不同质量、Z值的前身星模型,限制了它们的前身星特征96.结果表示清楚,大多数与超新星成协的伽玛暴样本能够通过大质量( 34M)、太阳金属丰度或低金属丰度(Z?10-2Z)的前身星来解释. 3.2、 不同中心引擎对前身星角动量的要求 并非所有的大质量恒星死亡都伴随伽玛暴,它必须拥有可产生极端相对论喷流的中

26、心引擎.当黑洞作为伽玛暴的中心引擎时,前身星的物质要有足够的角动量才可在黑洞周围构成吸积盘.该黑洞吸积盘系统通过连接黑洞视界处的大尺度磁场提取黑洞的旋转能(Blandford-Znajek机制97,98),或吸积盘上的中微子-反中微子湮灭经过99,100,101,102产生伽玛暴喷流.当伽玛暴的中心引擎为快速自转(周期约为1ms)、高度磁化(外表磁场约为1015G)(1T=104G)的磁陀星时,前身星也需知足创造磁陀星的条件103,104,105.无论哪种中心引擎,前身星的自转速度都是产生伽玛暴的关键因素77,106,107. 假如在克尔黑洞周围构成离心力支持的吸积盘,最内稳定轨道半径rms处

27、的特殊角动量Lms(即单位质量的角动量)至少为108,109: 华而不实MBH,a*分别为黑洞的质量和无量纲的自旋.以施瓦西半径rg为单位的最内稳定轨道半径 新诞生的毫秒磁陀星(半径RNS约10km,周期P约为1ms),特殊角动量j2R2NSP-161015cm/s. 由此可见,黑洞超吸积作为伽玛暴的中心引擎,相较于磁陀星,对坍缩之前的恒星的角动量要求更高层次.值得注意的是,恒星的最内区(约3M)的j太大( 21017cm2/s)时,也无法产生伽玛暴喷流.由于在离心力作用下,吸积盘在距中心几百千米以外的区域就开场构成,在这个区域,中微子损失并不重要.更严重的是,会造成吸积率显着降低.无论伽玛暴

28、喷流是由中微子湮灭还是磁流体动力学经过驱动的,高吸积率都是必不可少的条件110. 假如恒星在演化的末期仍然保存足够的角动量,将难于产生伽玛暴.在演化经过中,恒星风带走物质的同时,也会带走角动量.除此之外,恒星内部的一些角动量转移机制,如不同包层之间的磁力矩,也会将恒星核的角动量转移到外包层中.可见,自转速率可能是决定一颗大质量恒星死亡时能否会产生伽玛暴的主要因素.Obergaulinger等111通过相对论磁流体力学模拟研究了不同质量、Z值、自转速率和磁场的前身星爆炸物理,以此探寻求索构成长暴中心引擎的条件. 4、 总结与瞻望 本文综述了CCSNe和伽玛暴的前身星的研究现在状况,介绍了不同类型

29、超新星可能的爆炸机制、前身星特征,以及质量损失和自转等因素在大质量恒星演化经过中的作用,最后讨论了伽玛暴的前身星特征,及磁陀星或黑洞超吸积的中心引擎对前身星角动量的要求.过去几十年里,超新星和伽玛暴的观测和理论研究获得了令人瞩目的成就,但仍有一系列基本问题亟待解决.将来的理论研究和数值模拟,与多波段多信使观测结合,或许能够完全揭开超新星和伽玛暴前身星的神秘面纱. 以下为参考文献 1HEGER A,FRYER C L,WOOSLEY S E,et al.How massive single stars end their lifeJ.ApJ ,2003,591:288-300. 2BAADE W

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