撰文 | 阿维谢伊 · 盖尔-扬（Avishay Gal-Yam）
翻译 | 谢懿
作者简介：阿维谢伊·盖尔-扬（Avishay Gal-Yam）于2004年毕业于以色列特拉维夫大学，获得天体物理学博士学位，曾是美国加州理工学院的哈勃博士后研究人员。
能量最高的超新星爆炸发生时，会发出骇人的亮光，场面极其震撼壮观，释放出的能量足以毁灭周围行星上的所有文明。
2005年年中，美国夏威夷莫纳克亚的凯克天文台对两架“孪生”望远镜中的一架完成了升级。通过自动矫正大气湍流，升级后的那架望远镜可以像哈勃空间望远镜那样，拍摄出锐利清晰的图像。美国加州理工学院的施里尼瓦斯·库尔卡尼（Shrinivas Kulkarni）强烈建议，自己学校的年轻学者（本文作者也是其中一员）尽快申请观测时间。他警告说，一旦天文学界的其他科学家意识到这架望远镜有多厉害，申请使用这架望远镜就会变得非常困难。
听从了这一建议，我和当时的博士后研究人员德里克·福克斯（Derek Fox）、道格·伦纳德（Doug Leonard）一起，想尝试一下以前几乎只有哈勃空间望远镜才能进行的一类研究：搜寻超新星的前身星。换句话说，我们想要知道，当恒星即将爆炸时，它们看上去会是什么样子。
数十年来，理论学家已经可以预言什么样的天体会变成超新星。例如，他们知道明亮的蓝色恒星很快就会爆炸，但对于天文学家来说，“很快”意味着上百万年的时间。因此，观察恒星爆炸的整个过程虽然能让我们更好地认识超新星，但显然，追踪观测某一颗恒星并不现实。
我们认为，凯克望远镜（即升级后的那架望远镜）可以帮助我们，而我们也获得了2005年11月一个夜晚的观测时间。当我飞到夏威夷大岛时，我对天气很是担心，因为我们只有一次机会来尝试这一新方法。还好，天公作美，那一夜的观测把我送上了一条研究之路。正是沿着这条路，我最后推翻了一些有关恒星能有多大，这些巨星又是如何死亡的传统观点。
那时，很多科学家都认为，质量非常大的恒星不会爆炸，而会通过星风流失物质，逐渐变小。的确，绝大多数的理论天体物理学家都会说，由于这些强劲的星风，今天宇宙中的恒星无法长得很大——它们的质量不会超过100个太阳质量太多。
但是，根据我们在夏威夷的观测结果，我们渐渐意识到，在目前的这个宇宙中，确实存在至少有200个太阳质量的恒星，而且它们会以宇宙中最剧烈的爆炸结束自己的一生。令人惊讶的是，我们还发现，这些恒星中有些会以天文学家前所未见的方式爆炸——这个爆炸与恒星中央产生的反物质有关。
在早期宇宙中，如此硕大甚至可能更大的恒星是从原初气体中形成的第一代天体。因此，它们的爆炸方式可以告诉我们，它们所制造的化学元素是如何散播到周围的宇宙中，最终为今天的恒星、行星以及人类播撒下种子的。
不可能的开始
我们开始使用“凯克”时，我和福克斯、伦纳德希望观测一颗爆发中的超新星，然后查看“哈勃”曾经拍摄的图像，从中寻找该恒星爆炸前的图像。因此，这颗超新星就得在“哈勃”拍摄过的众多星系中寻找。在“哈勃”拍摄的图片中寻找目标恒星的困难之处在于，我们得弄清楚在一个拥有数十亿颗恒星的星系中，到底是哪一颗恒星发生了爆炸。为了做到这一点，我们需要以很高的精确度来测量超新星的位置。没有“凯克”望远镜上那种自适应光学系统时，只有通过“哈勃”才可能完成这项工作。而且，即使有了“哈勃”，这一任务也极具挑战性，天文学家此前仅成功识别出了3颗前身星。
在当时仍处于爆发阶段的超新星中，我们选择了名为SN 2005gl的这颗。其他科学家或许会认为这是一个糟糕的选择：通常，搜寻超新星前身星的科学家一般只关注距离地球6 000万光年以内的天体，而SN 2005gl到地球的距离是这个数字的3倍多——大约2亿光年。对于我们来说，要想在“哈勃”拍摄的图像中寻找这颗超新星的前身星，该恒星必须要是迄今观测到的最亮的恒星之一才行。成功的可能性很小，但我们觉得，有时得把目光放长远些，才能获得巨大的回报。
我们的冒险得到了回报。利用“凯克”的观测数据，测量出了SN 2005gl的位置之后，我们查看了“哈勃”拍摄的一张图片，在图片上看到了类似一颗恒星的东西——尽管我们还不确定。如果它是一颗恒星，它的亮度（可能是太阳的100万倍）说明，这是一颗大质量恒星——100倍于太阳。然而，如果考虑到当时普遍认可的观点，即质量如此大的恒星根本不应该爆炸，绝大多数天文学家会认为，那张图片上的光点可能是由更小、更暗弱的恒星所组成的星团，它们一起产生了我们所看到的亮度。而我们的数据当时还无法排除这种可能性。
另一次奇特的爆炸
尽管我们得到的证据尚不确凿，但对于寻找大质量恒星死亡的观测证据，我却越来越有兴趣。不过，在科学研究中，很少会有一条坦途通往最终答案。2006年，一个偶然的机会让我得到了一个惊人的发现，这个发现不仅暗示了巨大的恒星会出现超新星爆炸，而且它们的爆炸方式同样惊人。这让我想到了一种完全不同的恒星爆炸——伽马射线暴（gamma-ray burst）。
这个发现开启了一个新的篇章，而这一切都始于2006年我们在凯克天文台度过的又一个晚上。不过那天晚上，老天爷不太配合，天气很糟糕。我坐在控制望远镜的计算机旁，等待了数个小时。
正当我开始认为，这次长途旅行将一无所获时，云层变薄了。天空虽然没有彻底放晴，但可以看到一些星星。我决定观测当时可见的、最亮的超新星，也就是异常明亮的SN 2006gy——此前8天，美国得克萨斯大学奥斯汀分校的罗伯特·昆比（Robert Quimby）用一台大小不到“凯克”望远镜1/20的望远镜，就观测到了这颗超新星。我抓紧时间观测，才15分钟，云层又变厚了，再也没有变薄的迹象，这个晚上算是报废了。
但随后，我的同事、加州理工学院伊兰·奥费克（Eran Ofek）领导的一个团队，对我获得的数据进行了分析。结果证实，SN2006gy是有史以来观测到的最明亮的超新星爆炸。当时任职于美国加利福尼亚大学伯克利分校的内森·史密斯（NathanSmith）所进行的一项类似研究也得出了这样的结论。但这说不通。在我们知道的超新星中，没有一种拥有如此高的亮度。SN 2006gy所在的星系，“哈勃”此前没有拍摄过，因此我们无法仔细地研究它的前身星。但根据爆炸的剧烈程度判断，这颗恒星的质量可能至少为太阳的100倍。
惊人的亮度：过去几年中，本文作者及其合作者观测到的一些超新星爆炸，被证明是科学家当时观测到的最剧烈的爆炸。2006年，他们观测到了一个亮度破历史记录的超新星（粉色），2009年又观测到了更亮的超新星（橙色），但这些超新星暗去的速度相对较快。2007年，他们观测到的另一颗超新星虽然在亮度上不是最高的，但它释放的能量却是最多的（黄色）。科学家认为，这类新的超新星爆炸发生在质量非常大的恒星中。
对于这个等级的亮度，我们考虑了几种可能的解释，其中有两种看起来还算靠谱。第一种解释是，这种极致的亮度源自激波（shock wave）的热辐射，而激波则是在超新星爆炸产生的碎片追上恒星爆炸前吹出的慢速星风，并将星风扫除时所产生的。我们想到的第二种可能解释则是放射性。超新星会合成新元素，其中大部分是放射性同位素，它们随后会衰变成其他更稳定的元素。也许，恒星剧烈的爆炸合成了巨量的放射性物质，这些物质的缓慢衰变为膨胀中的恒星残骸云注入了能量，使之不断发出荧光。但是，什么样的天体才能产生足量的放射性物质，很好地解释如此骇人的亮度呢？
这个问题让我们极感兴趣。为了回答这个问题，我们开始回顾过去的理论研究。吉迪恩·拉卡维（Gideon Rakavy）、乔拉·沙维夫（Giora Shaviv）和扎尔曼·巴卡特（Zalman Barkat）这3位天体物理学家在20世纪60年代末发表的一篇论文引起了我们的注意，他们提出了一种新的恒星爆炸方式。
恒星发光是因为它们的核心极为致密，温度极高，能使得氢原子聚变成氦以及更重的元素，释放出能量。密度和温度这两个参数，大体上控制着一颗大质量恒星核心的物理状况及其演化。通常，随着时间流逝，恒星的核心会变得越来越致密，温度越来越高，反应条件会越过一个又一个阈值，使核心里的物质聚变成越来越重的元素——首先是从氦到碳，然后是从碳到氧……每个反应阶段可能会持续数千到数十亿年，具体时间则取决于恒星核心的燃烧对温度和压强的影响有多大。
拉卡维及其合作者计算了一下，当一颗质量数百倍于太阳的恒星经过演化，其核心的绝大部分都由氧构成时会发生什么。在较小的恒星中，我们知道接下来会发生什么：这颗恒星会收缩，核心会升温，直到条件允许，氧聚变成硅为止。但在一颗特超巨星（hypergiant）中，该理论认为，恒星核心会在引力作用下收缩，温度也会升高，但密度不会变得太大。因此在这种情况下，不会发生氧的聚变，而是会有其他事情发生：物理学家称之为对生成（pair production）。
(点击查看大图)
在温度足够高的物质中，核子和电子这样的高能粒子会发射出能量很高的光——由于光子的能量很高，因而位于伽马射线波段。根据著名的爱因斯坦质能方程E=mc2，两个能量极高的光子如果发生碰撞，会自发地转变成其他粒子对，尤其是由电子和它的反物质正电子所组成的正负电子对。由此，光子携带的大部分能量就会转变成物质形式。结果是，电子和正电子比起产生它们的光子所产生的压强要小得多：因为它们有自重。如果一颗质量非常大的恒星的核心演化出了这样的状况，它的压强就会突然下降，就好像打开了放气阀一样。此前，内部压强使得该恒星免于在自身的引力下坍缩，但现在，这颗恒星的核心会变得不稳定，开始快速收缩。
恒星核心密度的飙升，会触发氧聚变。与在稳定情况下不同，在坍缩的核心中，反应条件已经超过了氧聚变的阈值，因此这次触发是爆炸性的：聚变释放出的核能会进一步加热核心内的物质，反过来，这又会加速核聚变，形成一个“失控”的反应链。这颗恒星会在极短的时间内——仅仅几分钟，燃烧大量的氧，释放出的能量会超过它拥有的全部引力能（gravitational energy）。因此，尽管典型的超新星爆炸会留下中子星、黑洞这样的残骸，但在这一类型的爆炸中，天体会被完全炸毁。唯一留下的就是一个快速膨胀的星云，主要由这一爆炸中合成的元素组成。
那三位天体物理学家预言，在这类天体事件中——由于电子—正电子对的生成而使恒星失稳，因此称为“对不稳定性超新星”（pairinstability supernova），除了会产生其他相对较重的元素之外，还会产生大量的镍56。镍56的原子核很紧密，虽然它本身具有放射性，但最终会形成无放射性的铁。如果这一过程发生在SN 2006gy前身星的身上，我们认为，镍56的衰变也许可以解释这个超新星的高亮度。
虽然这三个天体物理学家的理论是正确的，但几十年来的共识是，他们假想的这一过程在自然界中其实并不会发生。研究恒星形成和演化的理论家认为，质量如此大的恒星根本就不应该形成，至少不会出现在今天的宇宙中。即便它们形成了，它们也会吹出强劲的星风，迅速流失绝大部分物质，使核心的质量不足以产生“对不稳定性”。大爆炸之后不到10亿年的情况则有所不同。那时，第一代恒星的质量可能很大，足以以“对不稳定性”超新星的形式爆炸。
同时，SN 2006gy在天文学家中红极一时，更多的人开始开展相关观测和理论研究。有点讽刺意味的是，尽管是因为SN 2006gy，我们和超新星研究领域中的其他科学家才开始重新思考“对不稳定性模型”，但最后，这一天文事件的特征，也就是SN 2006gy的亮度随时间变暗的具体方式，似乎与镍放射性不大相符。在“对不稳定性”爆炸中，绝大部分的光不应来自爆炸本身，而是来自爆炸合成的镍56和其他放射性同位素。放射性已经研究得很透彻，在这一过程中，衰变会以一个可预言的、渐变的速率进行。但SN 2006gy明亮了几个月之后，却突然消失了。这种突然性的消失说明，SN2006gy不会是由放射性所驱动的，它不大可能是一颗“对不稳定性”超新星，我们提出的另一可能——这颗超新星不同寻常的亮度来自激波，开始为天文学家所接受。但是，这次与“对不稳定性”超新星的失之交臂，让我开始对这类超新星的信号敏感起来。
惊人的发现
夏威夷那个不太走运的夜晚过去了几个月后，我前往美国科罗拉多度假。然而，我的度假才开始，就被美国劳伦斯伯克利国家实验室的彼得·纽金特（Peter Nugent）发来的一封邮件打断。当时，我和纽金特经过长时间筹备，刚启动了一个大规模超新星搜索计划，他发给我的，是一个有着怪异光谱的超新星，此前我从未见过这样的超新星。
在自然界中，每一种元素的原子都会吸收和发出特定波长的光线，因此一个天体的光谱，就能提供有关发光物质化学组成的信息。纽金特发来的天体，也就是SN 2007bi的光谱表明，这颗超新星的元素组成非常奇怪，而且温度极高。
回到加州理工学院之后，我继续追踪这颗超新星的演化。它的亮度大约是典型超新星的10倍，而且可以长时间保持：从数天到数周，又从数周到数月，它似乎不愿意就这么暗淡下去。我越来越确信，这就是我在寻找的“对不稳定性”超新星——它过了一年多时间才从我们的视线中消失。但是，我需要更多的数据来支持我的解释。
2007年到2008年，我和几个合作者一直在使用加州理工学院帕洛玛天文台的望远镜观测SN 2007bi。距离发现这颗超新星约一年后，随着它变得越来越暗，我请两位同事，加州理工学院的理查德·埃利斯（Richard Ellis）和库尔卡尼使用凯克天文台的大型望远镜来观测它——在电子邮件中，我向他们保证“这颗超新星绝不是盖的”。
同时，我回到以色列魏兹曼科学研究所工作。2008年8月，库尔卡尼和他的研究生曼斯·卡斯利瓦尔（Mansi Kasliwal）把SN2007bi最新的光谱发给了我。当我首次进行粗略分析时，我无法相信我所看到的。我一遍又一遍地分析这份光谱，但结果始终一致：在它的爆炸过程中，镍56的生成量多得惊人，相当于5~7个太阳质量。这个数字是此前任何观测值的10倍多，正好是我们预期的在“对不稳定性”超新星爆发中，镍56的生成量。那晚，我在公寓里来回踱步，思考着这一发现的潜在意义。妻子奇怪地看着我，并问我怎么了，我说：“我想我有了一个大发现。”
2008年底，我前往德国加兴，与马普天体物理研究所的保罗·马扎利（Paolo Mazzali）合作。马扎利是定量分析超新星光谱的世界级专家，他可以检验我通过粗略分析所得到的结果。他还拥有另一个大型设备、位于智利的欧洲南方天文台甚大望远镜所获得的有用数据。当马扎利运行分析程序时，我们一起坐在他的办公室里。是的！最终结果与我的分析相符：镍56的生成量相当于多个太阳质量，爆炸生成的各种元素的数量也与“对不稳定性”模型预言的相吻合。
确认结果
虽然我很肯定，我们发现了一个“对不稳定性”超新星，但当我回到以色列，我还是把这些数据闲置了几个月，因为我要忙于另一个项目，去研究SN 2005gl——最初，正是因为这颗超新星，我才开始研究“对不稳定性”超新星。2005年年底，当我和福克斯、伦纳德找到SN 2005gl可能的前身星时，我们无法确定这到底是一颗单独的恒星还是一个星团。三年后的今天，这颗超新星已经消失不见，但我意识到，我们还可以做一个简单的实验：如果那颗候选恒星并不是SN 2005gl的前身星，那它肯定还在那里。于是，我和伦纳德用“哈勃”重新进行了观测。
2008年底，我们终于确信：那颗恒星不见了。因此，SN2005gl的前身星确实是一颗极为明亮，质量也可能相当大的恒星——银河系中质量最大的蓝巨星之一船底η的孪生兄弟。
因此，有关特超巨星的盛行理论——它们在爆炸前会流失绝大部分质量——至少在这个案例上是错误的。一些非常明亮、质量非常大的恒星确实存在，并且会在失去自身质量之前爆炸。如果质量损失理论是错误的，那么也许一些特超巨星仍然存在，它们最终会以“对不稳定性”超新星的形式爆炸。
现在，我准备“重访”SN 2007bi，寻找“对不稳定性”爆炸更为确实的证据。我和合作者使用了我们所能想到的每一种方法，来验证SN 2007bi是一颗“对不稳定性”超新星的结论。我们分析了这颗超新星的光谱，以及它的亮度随时间变化的情况。我们还比较了以前和现在的恒星爆炸模型。快到2009年年底时，所有的证据都指向同一个结论：对于SN 2007bi，最符合逻辑、几乎是唯一的解释就是，它是一颗“对不稳定性”超新星。经过两年多的研究之后，终于到了发表结果的时候了。
现在，我们又找到了三个极可能是“对不稳定性”超新星的候选者。这几颗超新星非常罕见——10万个超新星中才有1个，它们的前身星至少要有140个，甚至重达200个太阳的质量。它们是生成化学元素的巨型工厂，可以发生科学界已知最剧烈的爆炸，它们甚至配得上“巨超新星”（hypernovae）的名号。
这类新的超新星最吸引人的地方可能是，它给了我们一窥早期宇宙的机会。在大爆炸后约1亿年开始发光的第一代恒星，可以重达100个太阳质量甚至1 000个太阳质量。这些巨型天体中的一些可能会通过“对不稳定性”机制爆炸。因此，这些古老的超新星可能是宇宙中首批爆炸的天体，给宇宙留下了众多重元素，塑造了此后的恒星和行星——包括我们的太阳和地球。
我们的观测不仅佐证了一种新的恒星爆炸方式，同时还意味着，现代宇宙中也许还点缀着一些特超巨星。只有在全是氢和氦的环境中，恒星才可能长到原初恒星那般巨大。恒星核聚变产生的重元素“污染”了宇宙后，会遏制恒星的吸积：如果存在重元素，恒星坍缩得更快，更早引发核聚变，周围的任何残余气体会因此被吹散。但很明显，重元素对于恒星生长的抑制，并没有天体物理学家曾经认为的那么强。
我和纽金特在2007年开始筹划的超新星巡天计划目前已经开始运转（Palomar TransientFactory，帕洛马天文台或帕洛马瞬变工厂）。作为该项目的一部分，我们正在搜寻其他的“对不稳定性”超新星。事实上，我们已经发现了几颗候选超新星，它们看上去和SN 2007bi非常相像。随着数据的积累，我们对这类恒星爆炸以及由此生成的重元素的认识也在不断深化。未来的仪器设备，例如美国航空航天局的下一代望远镜——詹姆斯·韦伯空间望远镜（James Webb Space Telescope），将可能观测到极为遥远的“对不稳定性”爆炸。也许在未来某一天，它们还将揭示宇宙第一代恒星的爆炸式死亡。
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