與泰霍·布萊赫和開普勒所研究的巨星及中國天文學(xué)家研究的早期“新星”相比，20世紀(jì)所發(fā)現(xiàn)的“新星”就沒有那么明亮。1934年，瑞士天文學(xué)家富瑞茨·澤威克給這種明亮的新星起了個(gè)名字，叫“超新星”。

　　“超新星”的研究開始于法國天文學(xué)家卡爾·莫森。這里暫且不討論觀測及明亮程度的測定問題。莫森是個(gè)彗星問題專家，他偶然發(fā)現(xiàn)了空中的一塊云團(tuán)，這塊云團(tuán)后被證實(shí)不是彗星。18世紀(jì)70年代，他列出了這塊云團(tuán)的一些數(shù)據(jù)，以便引起天文愛好者的注意。

　　莫森列的表中，稱這些云團(tuán)為M1、M2……每個(gè)名字后面都綴有數(shù)字，莫森認(rèn)為，它們比彗星更為重要。在莫森表上列出的第一塊云團(tuán)叫M1，它是“金牛座”處的一塊云團(tuán)。

　　1844年，英國天文學(xué)家威廉·帕森斯伯爵Ⅲ對(duì)M1進(jìn)行了仔細(xì)的研究。他自制了一架非常大的望遠(yuǎn)鏡，但因?yàn)椴僮魈珡?fù)雜，并因安裝在愛爾蘭，而愛爾蘭晴天甚少，所以沒有得到充分利用。雖然如此，他仍堅(jiān)持研究，并發(fā)現(xiàn)M1像是漂動(dòng)的云霧一樣，中間有像彎曲的燈絲一樣的光亮。他給這些“彎曲的燈絲”取名為“蟹狀星云”，至今我們還在沿用該名。

　　美國天文學(xué)家約翰·卡爾·達(dá)肯于1921年再次對(duì)M1蟹狀星云進(jìn)行了研究，他認(rèn)為這塊星云比羅斯認(rèn)可的還要大。云層好像在不停地?cái)U(kuò)張。這一結(jié)論也被美國另一位天文學(xué)家埃德溫·帕維爾·哈勃發(fā)現(xiàn)了。從星云所處的方位來看，它可能是1054年生成的“新星”爆炸后的殘留物。天文學(xué)家們測出了星云的擴(kuò)張率，通過推算得出爆炸發(fā)生在900年前。

　　一顆“超新星”產(chǎn)生于星體爆炸，它同普通新星的形成原因一樣，只是爆炸的程度不一樣而已，產(chǎn)生超新星的爆炸更劇烈一些。但是，是什么原因引起的超爆炸呢？

　　解答這個(gè)問題的第一位天文學(xué)家是印度人薩而拉赫門亞·肯德若塞哈爾。1931年，他正在英國工作。通過計(jì)算，他得到了白矮星的質(zhì)量。我們知道：星體的質(zhì)量越大，在萬有引力作用下，星球本身被壓縮的程度越高�？系氯羧�哈爾發(fā)現(xiàn)了一個(gè)極值點(diǎn)，當(dāng)質(zhì)量超過此值時(shí)，爆炸是很輕易的。這個(gè)極值點(diǎn)稱做“肯德若塞哈爾點(diǎn)”，它等于太陽質(zhì)量的1.44倍。當(dāng)白矮星的質(zhì)量超過此值后，它就不復(fù)存在了。

　　最初，這個(gè)極值位點(diǎn)顯得并不太重要，因?yàn)?5％的現(xiàn)存星體的質(zhì)量都不超過太陽質(zhì)量的l.44倍，它們都能發(fā)展為紅色巨星，而且毫不費(fèi)力地縮成一顆白矮星。

　　甚至一些質(zhì)量很大的星體也能變成白矮星。因?yàn)�，一顆質(zhì)量大的星體變成紅色巨星時(shí)就會(huì)產(chǎn)生塌陷現(xiàn)象。其內(nèi)部塌陷、外部擴(kuò)散時(shí)，就形成了一顆帶有星云的行星�？瓷先ミ@種假想是很自然的，因此盡管一顆紅色巨星的質(zhì)量很大，但內(nèi)部塌陷的質(zhì)量總比太陽質(zhì)量的1.44倍小。所以，它也很容易形成白矮星（事實(shí)并非完全如此，我們會(huì)在后面給予解釋）。

　　現(xiàn)在假設(shè)有一顆白矮星，質(zhì)量幾乎就是太陽的1.44倍，其差值很小，并假設(shè)它是相距較近的雙星系統(tǒng)中的一顆，而另一顆是正常的星體。這顆白矮星將不斷地吸引那顆正常星體上的物質(zhì)，從而使自身的質(zhì)量增加。即使這些被吸過來的物質(zhì)是氫或是其他正在演變過程中的物質(zhì)，它們也都會(huì)變成氦，成為白矮星的機(jī)體。結(jié)果這顆白矮星變得越來越重，最后它的質(zhì)量超過了肯德若塞哈爾極值點(diǎn)。

　　出現(xiàn)這種情況后，白矮星就不能夠維持它的原有結(jié)構(gòu)了，爆炸就開始了，其劇烈程度遠(yuǎn)遠(yuǎn)超過普通“新星”形成時(shí)的爆炸量的百萬倍。這就是“超新星”。由超新星發(fā)射的光芒被淹沒在幾十億顆新星閃爍的光芒之中，漸漸消失了。整個(gè)白矮星就毀滅了，什么都沒有留下。這樣的爆炸結(jié)果稱之為“I型超新星”，另外還有“Ⅱ型超新星”。相比之下，Ⅱ型比Ⅰ型的爆炸規(guī)模略小一些。

　　顯然，我們的太陽不會(huì)成為超新星，如果它能變成白矮星，其質(zhì)量也會(huì)低于肯德若塞哈爾極值點(diǎn)。并且，它沒有伴星，也就沒有吸收物質(zhì)使之重量增加的條件。

　　“I型超新星”的波譜表明它不含有氫，說明由爆炸的白矮星形成的這顆星，在紅色巨星塌陷而變成白矮星時(shí)，就把氫耗盡了。塌陷后的核心部分沒有氫。

　　“Ⅱ型超新星”的波譜表明它含有相當(dāng)多的氫，這說明形成這一新星的紅色巨星在爆炸過程中未過渡到白矮星階段。因此新星是由紅色巨星直接形成的。質(zhì)量越大的星體，形成的紅色巨星越大，星體塌陷的規(guī)模越大。若星體足夠大，塌陷發(fā)生得既突然又劇烈，以至于塌陷部分里留下氫，并被壓縮。這樣一顆新星誕生了。

　　“Ⅱ型超新星”與“I型超新星”還有另一個(gè)區(qū)別，即白矮星爆炸形成的“Ⅰ型超新星”沒有留下任何痕跡，而紅色巨星爆炸塌陷形成的Ⅱ型超新星留下的是一顆殘星。

　　留下的殘余物并沒有成為一顆白矮星。原因是，當(dāng)星體的質(zhì)量足夠大時(shí)——至少超過太陽質(zhì)量的20倍，塌陷后留下來的物質(zhì)超過了肯德若塞哈爾極值點(diǎn)。由于重量太大，所以不能形成白矮星�；蛘撸�因塌陷太劇烈的緣故，在萬有引力的迫使下，物質(zhì)向內(nèi)聚集，塌陷部分的質(zhì)量小于太陽的質(zhì)量，這樣就有可能超越過白矮星階段。

　　但是，塌陷了的星體碎片怎么就超過了白矮星階段呢？

　　1934年，咨維柯和美國物理學(xué)家J．羅伯特·奧本赫莫各自獨(dú)立地對(duì)這個(gè)問題進(jìn)行了推測。他們認(rèn)為白矮星應(yīng)由游離的原子核和電子組成，而且電子的運(yùn)動(dòng)好像制動(dòng)器一樣可以防止塌陷面波及太廣。但是，這個(gè)制動(dòng)器阻止聚縮的能力有限。如果星體的質(zhì)量太大，或者塌陷的強(qiáng)度太大，那么電子就會(huì)被迫同核中的質(zhì)子結(jié)合而形成中子。于是新生成的星體將由不帶電的中子組成，這些中子聚在一起，彼此一個(gè)連著一個(gè)，形成了由中子組成的“新星”，“新星”把自身與太陽同重的重量擠在不超過14公里的小球內(nèi)，從而形成了一個(gè)中子星。

　　這是一個(gè)很有趣的推測。但是，在本世紀(jì)30年代前我們還沒有能力探測到這么細(xì)小的物體。如果“天狼星B”不是一顆白矮星，而是一顆中子星，它就會(huì)迫使“天狼星A”沿波形路線運(yùn)行，而它放射出去的光也只有現(xiàn)在強(qiáng)度的1/750000，其星級(jí)只能是20級(jí)，它也只能靠最先進(jìn)的望遠(yuǎn)鏡才能看到。天狼星是離我們最近的白矮星。天文學(xué)家們認(rèn)為，其他任何白矮星若由“中子星”代替，我們是探測不到的。

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