核心坍縮型超新星前身星簡述

宋翠英，劉 彤

(1.廈門大學物理科學與技術學院，福建 廈門 361005；2.上海交通大學李政道研究所，上海 200240)

多數恒星在演化末期會經歷劇烈的爆炸[1-4]，整個過程中釋放的能量可達1040～1045J，產生的電磁輻射可以照亮其所在的整個星系.依據接近最大亮度時光譜中是否出現氫發射線，超新星被分為Ⅰ型(無氫發射線)和Ⅱ型(有氫發射線)[5]；根據光譜中是否含有硅吸收線和氦發射線，Ⅰ型超新星又被進一步細分為Ⅰa(熱核爆炸型超新星，與恒星爆炸無關，有明顯的硅吸收線)、Ⅰb(無硅吸收線，有氦發射線)和Ⅰc型(無硅吸收線和氦發射線).通常觀測上很難完全區分Ⅰb與Ⅰc型超新星，所以它們被合稱為Ⅰbc型超新星[5].此外，光譜中具有寬發射線的Ⅰc型超新星，又被稱為Ⅰc-BL型超新星[6].

根據光變曲線特征，Ⅱ型超新星可以進一步被細分為Ⅱ-P和Ⅱ-L型[5,7].前者的光變曲線先出現持續約100 d的平臺結構[8]，之后快速衰減；后者的光變曲線達到峰值亮度后呈線性衰減[9].隨觀測數據的增加，新的Ⅱ型超新星子類Ⅱn和Ⅱb型被提出.Ⅱn型超新星的氫發射線通常有多個速度分量，且具有強的“窄”輪廓[10].Ⅱb型超新星會從Ⅱ型過渡到Ⅰ型，其最初光譜與Ⅱ型超新星相似，但會迅速演化，當其光譜出現氦線的同時，氫線減弱并逐漸消失[11].

Ⅰa型超新星可在鄰近宇宙任何類型的星系中找到[12]，而Ⅰb和Ⅰc型超新星主要發生在大質量恒星群中，類似于Ⅱ型.除Ⅰa型超新星外，其他Ⅰ、Ⅱ型超新星又被稱為核心坍縮型超新星(core-collapse supernovae，CCSNe)，均與大質量恒星死亡時的鐵核坍縮有關[13].

除了超新星爆發，一些大質量恒星死亡時，還會伴隨著更為劇烈的電磁現象——伽瑪射線暴[14-15](簡稱伽瑪暴).在幾秒內，伽瑪暴釋放出的能量比太陽一生的輻射還多，如無特殊說明下文中所有的伽瑪暴均指持續時間大于2 s的長暴.觀測上，一些Ⅰc-BL型超新星與伽瑪暴成協[16-17]，說明伽瑪暴與Ⅰc-BL型超新星應具有相同的前身星特征.但是目前尚不完全清楚前身星與超新星類型的對應關系，也未徹底揭示恒星在演化過程中的哪些因素導致了其在生命的最終階段產生伽瑪暴.

1 CCSNe

1.1 超新星的爆炸機制

超新星的爆炸機制和前身星的性質仍不完全明確[18-20].目前，人們普遍認為Ⅰa型超新星與密近雙星中的碳氧白矮星的熱核爆炸有關[21].流行的兩種Ⅰa型超新星前身星模型為單簡并星模型和雙簡并星模型(更多關于Ⅰa型超新星前身星模型的介紹，請參考綜述[22-23]).單簡并星模型認為Ⅰa型超新星起源于一顆中等質量恒星(可能為主序星、氦星、紅巨星或亞巨星)和一顆白矮星組成的雙星系統.白矮星不斷吸積伴星物質，當質量超過Chandrasekhar極限(約1.44M，M為太陽質量)時，星體引力坍縮，發生熱核爆炸[24-27].在雙簡并模型中，兩顆互相繞轉的白矮星通過引力波輻射造成的角動量損失而逐漸靠近，最終并合，若總質量超過Chandrasekhar極限亦會產生Ⅰa型超新星爆炸[28-29].關于熱核爆炸型超新星的觀測特征請參考綜述[30].

最低質量的CCSNe的前身星(約8M)通過碳燃燒形成氧-氖-鎂核，但在氖被點燃之前已達到電子簡并[13].由于氖和鎂的反應閾值較低，不斷增加的電子費米能使電子俘獲成為可能.當質量密度達到核電子俘獲的臨界密度時，星體開始引力坍縮，產生超新星爆發現象.一般認為，這種超新星具有較低的爆炸能(約1043J)和較低的56Ni 產量(約10-3M)，其爆炸可能是由中微子加熱機制驅動，又被稱為電子俘獲超新星.這類超新星約占總數目的20%～30%，其候選體有蟹狀星云的前身超新星SN 1054[25]，以及比較暗的一些超新星SN 1997D、SN 1999br、SN 2005cs和SN 2008S等.

質量約為9～100M的恒星在經歷硅燃燒階段后會形成鐵核[31].內核在溫度為1010K左右時，鐵核開始分解成α粒子和其他自由核子.鐵核因引力不穩定向內坍縮，隨之其密度和電子化學勢增加，核子和一些自由質子的電子俘獲加快，并加速內爆.只有當核密度大于2.7×1014g/cm3時，動力學坍縮才停止.而內核外圍的物質卻繼續以超音速坍塌并撞擊在內核上，產生很強的向外行進的反彈激波，最終導致爆炸.大部分CCSNe都屬于鐵核坍縮型.觀測到一些超新星的拋射物動能達到1043～1044J，超亮超新星甚至可以超過1045J.爆炸能遠遠超過拋射物最初的引力束縛能，這意味著可能還有除傳統的中微子加熱機制以外的其他驅動模式，如中微子延遲爆發機制[32]、磁旋轉機制(磁場提取原初中子星的旋轉能)[33-34]等.

質量在100～130M之間的大質量、低金屬豐度(Z，除氫和氦以外的所有元素的質量百分比)恒星，在經歷碳燃燒階段后，若氦核質量在32～64M范圍內，會經歷脈動不穩定性[20,35]，導致恒星產生劇烈的脈沖，拋出大量物質，但未把恒星完全摧毀.根據恒星的質量和初始脈動的強度，次級脈動在1～104d后會接踵而至，脈沖動能可以超過1044J.初始脈動將氫包層拋出，之后的次級脈動也可能拋出氦核的外包層[36].雖然這類恒星脈動的動能可能超過正常的超新星，但由于缺乏56Ni或其他放射性元素，無法為后期的輻射提供能源，因此其光度較低，約1034～1037J/s.脈動會一直持續到恒星質量或中心熵下降到不再遭遇對不穩定(pair-instability).之后，恒星形成靜力學平衡的鐵核.在經歷脈動對不穩定脈沖星階段，因其鐵核質量較大，最終也可能會直接坍縮為黑洞[37].

質量在130～250M之間的大質量恒星，若氦核質量在64～135M范圍內，核心溫度約達到109K，伽瑪射線和原子核之間的碰撞產生電子-正電子對，電子對湮滅為中微子對，輻射帶走大部分熱能，導致恒星內部壓強下降，在引力作用下發生局部坍塌，坍塌區域的溫度和壓強迅速升高，導致原子核快速聚變，并釋放出大量能量[20,35].由此產生的爆炸能可達1046J，恒星被完全炸碎，不會留下黑洞或中子星等剩余物[1].這種爆炸一般被稱為對不穩定性超新星.近年來觀測到的極端亮的超新星，如SN 2006gy、SN 2007bi等，被認為是這類超新星的候選體[36,38-39].

1.2 CCSNe的前身星特征

超新星光變曲線的峰值光度和持續時間可以反映出其前身星的包層質量、半徑等特征.對Ⅱ-P和Ⅱ-L型超新星觀測樣本的分析表明，它們的前身星為紅超巨星，在主序階段的最小初始質量約為8M，最大光度約為5L(L為太陽光度).當然，這個數值具有一定的模型依賴性[31].一般認為，Ⅰbc型超新星的前身星為失去氫氦包層的大質量恒星.關于前身星是如何失去氫氦包層的這一問題仍有爭議，即恒星風[40]、恒星自轉[41-42]、雙星相互作用[43-45]或核燃燒不穩定性等，哪個或哪些因素主導.越來越多的觀測證據(較弱的恒星風[46]、較低的拋射物質量[47-48]和星周介質密度[49-50]、較高的雙星占比)表明Ⅱ型超新星的前身星可能屬于雙星系統.

大質量恒星爆炸時，拋射物中的放射性元素衰變(56Ni→56Co→56Fe)是超新星后期輻射的主要能量來源[51].超新星爆炸中合成的56Ni的質量與爆炸特征和前身星結構有關[52-54].對CCSNe的測光特征(鎳質量、拋射物質量和動能)統計分析表明，剝去氫氦外包層的超新星(Ⅱb、Ⅰb、Ⅰc)的56Ni產量比Ⅱ型超新星高得多(圖1)[55].Ⅱ型超新星的56Ni產量中值為0.032M，而Ⅱb和Ⅰbc型超新星的產量是其3倍和5倍.與伽瑪暴成協的超新星拋射物的動能和56Ni質量最大，其次是Ⅰc-BL型超新星的，二者可能是中心引擎——黑洞吸積系統或磁陀星(magnetar)驅動的爆炸.因Ⅰc-BL型超新星的前身星具有更高的Z值，在爆炸前的質量和角動量損失更大，其中心引擎可能不如與伽瑪暴成協的超新星強大[56].Ⅰb和Ⅰc型超新星的爆炸參數(如光球速度、拋射物的質量和動能等)十分相似，可能具有相似的前身星.Lyman等[47]利用測光特征，對不同類型的超新星進行Kolmogorov-Smirnov檢驗，發現至少有兩種演化途徑可以產生Ⅰb和Ⅰc型超新星：大部分來自中等質量的密近雙星，少部分來自單個大質量的Wolf-Rayet星.Ⅰc-BL型超新星的前身星質量約30M，與伽瑪暴成協的超新星的前身星質量約35M，大于Ⅰb和Ⅰc型超新星的前身星質量(約20M)[57].

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Ⅰc-BL型超新星(其中包括與伽瑪暴成協的超新星)在本圖中沒 有完成其累積分布，因為有少數事件合成了1 M以上的56Ni.圖1 CCSNe的56Ni質量[55]Fig.156Ni masses of CCSNe[55]

另外，也可以直接通過光度和有效溫度探測超新星的前身星特征.目前為止，已經通過直接檢測爆炸前超新星的圖像，確認了5個Ⅱb型超新星[58-64](SN 1993J、SN 2008ax、SN 2011dh、SN 2013df和SN 2016gkg)起源于初始質量為8～18M的紅超巨星.然而，目前還未觀測到較大質量的Ⅱ型超新星的前身星，即所謂的“紅超巨星”問題[65-66].第一個可能的Ⅰc型超新星SN 2017ein的前身星被觀測到[67]，初始質量可能≥45M.Ⅰb型超新星iPTF13bvn的前身星最初被認為是大質量的Wolf-Rayet星[68]，但是研究人員對超新星爆炸前的測光圖像分析后發現，其前身星質量約為12M[69]，可能為雙星系統[70].此外，SN 1993J、SN 2001ig和SN 2011dh的前身星處于雙星系統中的證據也被觀測到[71-72].

CCSNe是大質量恒星死亡的產物，其中一部分恒星還會產生宇宙中最為劇烈的爆炸——伽瑪暴.下面將繼續探討自轉、質量損失等因素對恒星演化的影響，及產生伽瑪暴前身星的途徑.

2 質量損失和自轉對恒星演化的影響

2.1 恒星演化中的質量損失

大質量恒星在演化過程中伴隨著巨大的質量損失[46,73].一顆初始質量為60M的恒星，由于強輻射壓驅動的星風，在主序階段會失去一半的質量，在紅超巨星階段，整個氫包層都可能被拋射掉，最終演化到超新星爆炸時的質量可能只剩余10M.理論模型預測O/B型星的質量損失率M具有Z依賴性：M∝Z0.7～0.8[74-75]，與觀測吻合[76].由于質量損失的不確定因素很多，在計算恒星模型時，通常采用觀測結果推演的經驗關系.

2.2 自轉對恒星演化的影響

恒星演化的“標準模型”一般忽略恒星自轉的影響，但事實上所有的恒星都在自轉.在恒星演化中，自轉的作用主要體現在以下4個方面[77-78]：

1) 對恒星結構的影響：當自轉產生的離心力與引力相等時，恒星達到平衡狀態，表面是一個等勢面.此時，恒星極點的離心力為零，赤道處的離心力最大.由于自轉的作用，恒星沿著極軸方向不斷被拉長，自轉速度越大，恒星越扁.隨著恒星表面形狀的改變，表面有效溫度和引力也會隨之改變[77,79].

2) 對恒星質量損失的影響：由于自轉的出現，恒星的質量損失不再是各向同性的.與赤道附近區域相比，恒星的極點附近溫度較高，輻射壓更強，驅動的星風也更強，質量損失更大.對于給定光度和有效溫度的恒星，自轉的出現使平均質量損失率增加.

3) 自轉混合對恒星表面Z值的影響：對于質量低于30M的太陽金屬豐度的恒星，主序階段質量損失對表面元素豐度的影響不大，自轉混合對元素豐度的改變起主導作用.混合效應主要由剪切湍流的擴散產生.徑向環流也會起到一定的傳輸元素的作用，但主要是轉移角動量.在主序階段，自轉混合將CNO循環產生的元素(主要為14N和13C)傳輸到恒星表面，從而影響恒星表面N/H[80](N元素與H元素的粒子數之比).差動自轉產生的不穩定性也有助于傳輸過程的進行.N/H的超出與恒星自轉速度之間并不存在單一的關系，它由恒星初始Z值、質量、自轉速率、年齡等因素共同決定.整體來說，質量越大、Z值越低的恒星，氮豐度越大[81]，這已經被觀測所證實.值得注意的是，對于質量大于30M⊙的太陽金屬豐度的恒星，主序階段的質量損失對表面元素豐度的改變起主導作用.此外，低自轉的雙星可能由于潮汐混合或紅巨星氮豐富的包層的轉移而具有較高的N/H.相反，雙星也可能通過吸積包層物質，獲取大量的角動量，從而具有很高的自轉速度，而沒有N/H過剩.

4) 恒星從在分子云中誕生到死亡的過程中，都離不開自轉與磁場的相互作用.內部磁場的存在可能會產生旋轉的內部耦合，導致剛體自轉.而外部磁場會產生一定的磁制動，如太陽和太陽風之間的磁耦合加劇了恒星在主序前和主序階段的角動量損失.自轉及磁場的相互作用對超新星和伽瑪暴爆發也會產生重要的影響.快速自轉可能會導致激波以及中微子輻射的全局不對稱，在兩極處形成外流.數值模擬已經證明，當自轉與能夠提取旋轉能的強磁場相結合時，該效應最為明顯[82-83].該過程已被用來解釋與超亮超新星SN 2011kl成協的超長伽瑪暴GRB 111209A[84].

自轉對恒星演化的影響在低Z值時尤為重要.此時，恒星風引起的質量損失減少，自轉混合導致的表面元素豐度增加比高Z值時更明顯.Ekstr?m等[78]、Georgy等[85]和Groh等[86]研究了自轉和金屬豐度對恒星演化的影響.他們采用相同的物理參數，用Geneva程序計算了初始質量在0.8M～120M，Z=(1/35)Z，(1/7)Z，Z(Z為太陽金屬豐度)的自轉和非自轉恒星的演化模型.結果顯示，當初始自轉速度為臨界速度的40%時，自轉的恒星壽命比非自轉的恒星壽命增加了約20%.此外，Z值和自轉對恒星在赫羅圖上的演化軌跡、恒星內部結構、表面元素豐度及最終剩余物等都有重要影響.

3 伽瑪暴的前身星

3.1 伽瑪暴前身星的特征

目前尚不完全清楚一顆大質量恒星是如何失去其氫包層，并在坍縮后形成吸積盤系統，進而產生伽瑪暴噴流的.Woosley等[87]首先提出了伽瑪暴由快速自轉的、失去氫包層的單個大質量恒星坍縮產生，同時伴隨著超新星的爆發，Wolf-Rayet星是其天然的前身星候選體.要求前身星失去氫包層的原因有二：其一，由中微子湮滅或磁流體動力學機制驅動的相對論噴流必須要突破前身星的包層才能產生伽瑪暴.有氫包層的大質量恒星半徑約為1012cm，即使噴流以接近光速的速度在恒星內部運動，突破包層所需要的時間也至少100 s，這對噴流強度要求較高.對于要求中心引擎活動千秒甚至萬秒的長暴，有氫包層的紅巨星或藍巨星可能是其前身星.其二，任何類型的巨星作為前身星，其中心都是自轉緩慢的氦核.如果出現包層，氦核必然在相當長的時間內已經被加速到很高的速度了.單個恒星演化過程中的星風損失或雙星相互作用都可能使恒星失去氫氦包層[88-89].單星和雙星模型對前身星系統的Z值要求不同.由于高Z值的恒星具有更強的星風，在坍縮之前會失去大部分的角動量，這降低了它們通過坍縮產生伽瑪暴的可能性.

觀測到伽瑪暴與超新星成協[90]證實了坍縮星模型的預言[16]：相對論噴流突破大質量恒星的包層產生伽瑪暴，與此同時，拋出大量物質，產生超新星[14].無論是典型的中微子驅動或噴流驅動的超新星，由于炙熱的拋射物向外膨脹時的光球演化，都可以在爆炸后10～30 d出現光學波段的峰值.通常認為，多數長暴都應該伴隨著超新星爆發.由于長暴的發生率至少要比Ⅰbc超新星低兩個量級[91-92]，要求的自轉率甚至比最快的脈沖星還要高一個量級，因此自轉可能是一顆恒星最終產生伽瑪暴的關鍵因素.

此外，伽瑪暴傾向于出現在低Z值的宿主星系中.若伽瑪暴的前身星為低Z值恒星，其在爆炸之前的演化過程中，星風損失較小，有利于保留足夠的角動量產生伽瑪暴，但依然需要一種機制剝去恒星的外包層.為了解決這一問題，快速自轉的單星的準化學均勻恒星模型[41-42]被提出來.快速自轉使恒星內部不同包層之間的物質充分混合，從而讓氫氦包層充分燃燒；同時，也讓恒星在演化過程中避免進入巨星階段.大質量恒星的核質量增加，更有利于直接坍縮成黑洞，形成黑洞吸積盤系統.

56Ni也可能在吸積盤外流中產生[93-95].對于坍縮星中心黑洞吸積盤系統，內流與伽瑪暴噴流光度密切相關，外流為光學余輝中觀測到的超新星鼓包做貢獻，內流與外流的分配可能會導致伽瑪暴光度與超新星光度的競爭.較大的吸積盤外流率會導致56Ni的質量增大，伽瑪暴的噴流光度變低.本課題組分析了15個與超新星成協的伽瑪暴光度、持續時間、56Ni質量等特征，并結合不同質量、Z值的前身星模型，限制了它們的前身星特征[96].結果表明，大多數與超新星成協的伽瑪暴樣本可以通過大質量(>34M⊙)、太陽金屬豐度或低金屬豐度(Z10-2Z⊙)的前身星來解釋.

3.2 不同中心引擎對前身星角動量的要求

并非所有的大質量恒星死亡都伴隨伽瑪暴，它必須擁有可產生極端相對論噴流的中心引擎.當黑洞作為伽瑪暴的中心引擎時，前身星的物質要有足夠的角動量才可在黑洞周圍形成吸積盤.該黑洞吸積盤系統通過連接黑洞視界處的大尺度磁場提取黑洞的旋轉能(Blandford-Znajek機制[97-98])，或吸積盤上的中微子-反中微子湮滅過程[99-102]產生伽瑪暴噴流.當伽瑪暴的中心引擎為快速自轉(周期約為1 ms)、高度磁化(表面磁場約為1015G)(1 T=104 G)的磁陀星時，前身星也需滿足創造磁陀星的條件[103-105].無論哪種中心引擎，前身星的自轉速度都是產生伽瑪暴的關鍵因素[77,106-107].

如果在克爾黑洞周圍形成離心力支持的吸積盤，最內穩定軌道半徑rms處的特殊角動量Lms(即單位質量的角動量)至少為[108-109]：

由此可見，黑洞超吸積作為伽瑪暴的中心引擎，相較于磁陀星，對坍縮之前的恒星的角動量要求更高.值得注意的是，恒星的最內區(約3M⊙)的j太大(>2×1017cm2/s)時，也無法產生伽瑪暴噴流.因為在離心力作用下，吸積盤在距中心幾百千米以外的區域就開始形成，在這個區域，中微子損失并不重要.更嚴重的是，會造成吸積率顯著降低.無論伽瑪暴噴流是由中微子湮滅還是磁流體動力學過程驅動的，高吸積率都是必不可少的條件[110].

如果恒星在演化的末期依然保留足夠的角動量，將難于產生伽瑪暴.在演化過程中，恒星風帶走物質的同時，也會帶走角動量.此外，恒星內部的一些角動量轉移機制，如不同包層之間的磁力矩，也會將恒星核的角動量轉移到外包層中.可見，自轉速率可能是決定一顆大質量恒星死亡時是否會產生伽瑪暴的主要因素.Obergaulinger等[111]通過相對論磁流體力學模擬研究了不同質量、Z值、自轉速率和磁場的前身星爆炸物理，以此探索形成長暴中心引擎的條件.

4 總結與展望

本文綜述了CCSNe和伽瑪暴的前身星的研究現狀，介紹了不同類型超新星可能的爆炸機制、前身星特征，以及質量損失和自轉等因素在大質量恒星演化過程中的作用，最后討論了伽瑪暴的前身星特征，及磁陀星或黑洞超吸積的中心引擎對前身星角動量的要求.過去幾十年里，超新星和伽瑪暴的觀測和理論研究取得了令人矚目的成就，但仍有一系列基本問題亟待解決.未來的理論研究和數值模擬，與多波段多信使觀測結合，或許能夠完全揭開超新星和伽瑪暴前身星的神秘面紗.