新型超新星
译自LBL News Release，2006年9月22日
通常，天文学家认为Ia型超新星本质上有着相同的亮度。这是因为提供它们爆发的燃料是等量的。但现在人们发现了一颗超新星，它的亮度是所有其他Ia型超新星的两倍。由于这类超新星被当成标准烛光来确定宇宙的尺度，这一发现就成了问题。最近，这类超新星还被用于计算被称为暗能量的神秘作用力，这种作用力看上去是宇宙加速膨胀的原因。
超新星SNLS-03D3bb。（图片提供：LBL）
与超新星遗产巡天（SuperNova Legacy Survey, SNLS）有关的一个科学家小组发现了令人吃惊的证据，说明Ia型超新星有不止一个类型。直到最近，人们一直认为Ia型超新星本质上在所有重要的方面上都是同一的。超新星SNLS-03D3bb比大多数Ia型超新星亮两倍以上，但动能要少很多，而且质量是典型Ia型超新星的1.5倍。
9月21日Nature杂志上报告的主要作者包括原先在劳伦斯伯克利国立实验室物理部工作，现在任职于多伦多大学的Andrew Howell，以及伯克利实验室计算研究部的天体物理学家Peter Nugent。其他主要作者有多伦多大学的Mark Sullivan和加州理工学院的Richard Ellis。他们和Nature杂志论文的其他作者都是伯克利实验室的超新星宇宙学计划（Supernova Cosmology Project）的成员。
由于目前发现的几乎所有的Ia型超新星不仅亮度高，而且亮度非常均一，它们被看作是最佳的天文“标准烛光”，用于测量宇宙学尺度的距离。1998年，在观测了许多Ia型超新星之后，超新星宇宙学计划及其竞争者高红移超新星搜寻小组（High-Z Supernova Search Team）宣布，他们发现宇宙在加速膨胀——这一发现很快被解释为某种称为暗能量的未知作用，它充斥着整个宇宙，有着与物质的引力相反的作用。
Nugent说：“人们认为Ia型超新星是可靠的距离指针，因为它们的燃料数量是标准的，也就是白矮星中的碳和氧；它们也有着同样的触发机制。理论预言说，它们在白矮星的质量接近钱德拉塞卡极限，也就是1.4倍太阳质量时爆发的。SNLS-03D3bb的质量远超过此限制的事实打开了潘多拉的盒子。”
为什么大多数Ia型超新星性质相同
超新星的分类依据是光谱。Ia型超新星的光谱没有氢线，但有硅吸收线，这为它们爆发时的化学组分提供了线索。Ia型超新星的白矮星前身质量通常是太阳的2/3，人们认为它们是通过从双星系统的伴星吸积剩余部分的物质而达到钱德拉塞卡极限的。增加的压力使星体中心的碳和氧发生聚变，产生了元素周期表中的镍元素；这一过程释放的能量使星体在猛烈的热核爆炸中瓦解。
人们已经观测到了Ia型超新星的一些变种，但这些大多数还是与理论相合的。亮些的Ia型超新星升至最高亮度所需要的时间更长，亮度下降也更慢。当拉伸个别的光变曲线以拟合标准形式，且亮度根据拉伸程度而变化时，Ia型超新星的光变曲线是相同的。
亮度的不同可以是由于前身星碳氧比例的不同，这导致爆发最终产生的镍的数量不同。镍至钴之后又到铁的放射性衰变过程带来了Ia型超新星的光学和红外光变曲线。所见亮度的不同可可以归结为不对称的产物，从一个角度所见的爆发可能比另一角度所见的稍稍暗些。
这些可能的区别中没有一种可以用来解释超新星SNLS-03D3bb不寻常的亮度，它的亮度比光变曲线“拉伸”能解释的亮得多。而且大多数较亮的超新星爆发所抛射的物质以高速运动，也就是说，这些爆发有着更大的动能。但SNLS-03D3bb的抛射物慢得不寻常。
Nugent说：“Andy Howell两两联合，意识到SNLS-03D3bb的质量必然在钱德拉塞卡极限之上。”
大量的证据
一条证据是产生高亮度所需要的元素。Nugent说：“Ia型超新星的所有能量来自碳氧转化为重元素，尤其是镍56的燃烧。通常亮度的Ia型超新星产生约相当于60%太阳质量的镍56，其他都是别的元素。但SNLS-03D3bb是一般亮度的2倍，它必须要有两倍于通常的镍56。满足这一点的必然要求是前身星的质量比钱德拉塞卡极限大0.5倍。”
另一个因素是SNLS-03D3bb的低速抛射物，这是通过光谱中元素谱线的位移来确定的。超新星抛射物的速度取决于爆发释放的动能，这等于热核燃烧产能与星体自身的束缚能之差，而后者是星体质量的函数。恒星质量越大，抛射物速度就越慢。
但碳—氧前身星如何能积聚超过钱德拉塞卡极限的质量而不爆发呢？有可能是因为自转非常快的星体可以有更大的质量。也有可能是由于两颗质量之和超过钱德拉塞卡极限的白矮星碰撞并爆发。
Nugent说：“其中一条线索来自我们的合作者Mark Sullivan，掌握SNLS数据的他已经发现了能产生Ia型超新星的两种截然不同的速率。它们可以被粗分成来自年轻的产星星系与来自老年濒死星系两类。也就是说，这暗示了有可能有两类不同的Ia型超新星，拥有两类前身星和两种不同的爆发途径。”
Nugent解释说，在老年濒死星系中，甚至最大的恒星也很小。这些星系中唯一一类可能的Ia型超新星可能是双星系统质量吸积至钱德拉塞卡极限的那一类。但年轻的产星星系可以产生大质量天体，因此可以有大量的白矮星存在，还有可能有白矮星双星，也就是所谓的“双简并”系统。
Nugent说：“如果双简并模型正确的话，这样的系统经常可以在非常年轻的星系中产生超钱德拉塞卡爆发。”
年轻的星系更容易在早期宇宙（也就是更遥远的距离）中发现。由于遥远的Ia型超新星对于测量暗能量的演化至关重要，明确证认不与钱德拉塞卡质量模型相符的Ia型超新星就非常关键了。这对于SNLS-03D3bb这样奇怪的Ia型超新星来说很容易，但并非所有的超钱德拉塞卡超新星都是这样明显。
Nugent说：“探测超钱德拉塞卡超新星的途径之一是测量抛射物的速度，并与亮度相比较。另一条途径是随着光变曲线的演化，拍摄不同的光谱。不幸的是，在对暗能量的全部研究中，拍摄光谱是最大的开销。实验的设计者必须要寻求有效的方法，以从样本中扣除超钱德拉塞卡超新星。”
建模变种
Nugent和合作者Richard Ellis最初与Sullivan和SNLS其他成员联合的一部分目的是希望能利用大规模的超新星数据库为宇宙学研究研究出迅速而独立地判断出Ia型超新星候选者的方法。在伯克利实验室的国立能源研究科学计算中心（National Energy Research Scientific Computing center, NERSC），Nugent开发了一种算法，可以利用候选超新星早期演化阶段的少量测光数据明确断定Ia型超新星，并精确地预测其峰值亮度。
使用该方法最早研究的超新星之一即是SNLS-03D3bb本身。Nugent说：“它的给出红移值的信噪比高到让我们本应在开始就断定它是颗不寻常的超新星了。”
Nugent将第一颗确定的超钱德拉塞卡超新星的发现看作是激动人心的期望：“1993年来”——这时亮度与光变曲线的关系被发现——“我们第一次有了寻找描述Ia型超新星亮度的下一个参数的明确方向。这一搜寻工作将使我们更好地了解它们的前身星，并将它们系统地用于宇宙学探测。”
对此的理解是加州大学Santa Cruz分校Stan Woosley领导、经由高等计算的科学发现（Scientific Discovery Through Advanced Computing, SciDAC）计划能源部支持的计算天体物理学联盟（Computational Astrophysics Consortium）的主要目标之一。Nugent和属于计算研究部门以及NERSC的John Bell是主要合作者之一。
Nugent说：“钱德拉塞卡1931年的坍缩星模型是优美有力的，这使得他获得了诺贝尔奖。但这是个简单的一维模型。仅仅通过增加自转，星体可以超过钱德拉塞卡极限，他本人已经认识到了这一点。”
Nugent说，超级计算机可以研究超新星的二维和三维模型，研究自然界中更大范围的可能性也成为了可能。“我们SciDAC计划的目标是获得最好的模型和观测数据，并将它们联合起来，推进整体进展。在计划结束时，我们将尽可能了解我们可以了解的各种Ia型超新星的一切。”
由D. Andrew Howell、Mark Sullivan、Peter E. Nugent、Richard S. Ellis、Alexander J. Conley、Damien Le Borgne、Raymond G. Carlberg、Julien Guy、David Balam、Stephane Basa、Dominique Fouchez、Isobel M. Hook、Eric Y. Hsiao、James D. Neill、Reynald Pain、Kathryn M. Perret和Christopher J. Pritchett所作的《超钱德拉塞卡白矮星产生的Ia型超新星》（A type-Ia Supernova From a Super-Chandrasekhar Mass White Dwarf Star）发表在9月21日的Nature杂志上，订户可以在线阅览。
伯克利实验室属于美国能源国立实验室，位于加州伯克利。该机构进行的是非保密性的科学实验，由加州大学掌管。网址：http://www.lbl.gov
