快速演变的明亮暂现源之谜
天文学上的瞬变现象有很多，近至发生在大气之内的流星，远至宇宙学距离上的活动星系核或伽玛暴，当然还有众人熟知的超新星之类。但随着越来越多的超新星搜索计划的陆续上马，一类光度虽与超新星相当，但演化迅速且难以用传统天体爆发理论来解释的新现象得到了人们的注意，这就是快变明亮暂现源。本人是在最近在某次组会上刚刚了解到这一现象，听上去颇有意思，于是在站里记上一笔。
在观测上，这些暂现源的绝对星等可以达到-15到-20等之间，持续时标（定义为t1/2，也就是亮度保持在峰值之半以上的时间）不足12天。虽然它们的峰值光度与普通超新星大体相当，但光变要迅速许多。这样的例子包括被归为Ib型超新星SN 2002bj，被归为Ic型超新星SN 2005ek、SN 2010X，还有分别被归为窄线Ib型超新星和窄线II型超新星的SN PTF09uj与SN 1999cq（这里的“窄线”指的是狭窄的氢元素发射线，对应慢速抛射物，详见前文《细数超新星分类》）。需要注意的是，这几次事件虽然被冠以超新星的称呼，但这并不意味着它们与普通的超新星完全相同，其起源也值得商榷。
由于发生率的不明确以及多数超新星巡天计划对短时标现象的不敏感，除了反应迅捷且可以涵盖相对较低星等（24等）的Pan-STARRS1（全景巡天望远镜和快速反应系统1期）中等深度巡天（PS1-MDS）之外，其他项目发现的快变明亮暂现源数量很少。因为超新星巡天一般的关注重点是t1/2介于20到30天之间的Ia型超新星，因为它们对宇宙学研究具有最重要的意义；这样一来光变较快的现象反而容易被忽略掉。就在一年之前，有研究者汇报称从PS1-MDS四年半的数据里辨认出了10个新的快变明亮暂现源，让此类事件样本的总数增加了若干倍。
PS1-MDS巡天选出的快变明亮暂现源的最佳样本，图中圆形符号表示确切探测，三角形表示观测上限，不同颜色对应不同的观测波段，而灰色阴影区表示Ib/c型超新星的光变曲线模板，可见所有这些源的光变都快于普通超新星。需要注意的是，以上光变曲线均是静止系的情况，已经经过了红移修正。（图片来源：Drout et al. 2014）
快变明亮暂现源的选择标准要兼顾亮度和光变二者。首先满足条件的源要达到超新星的典型峰值光度，其次在全部5个测光波段的至少两个中，该源在9天内的亮度增幅都必须高于1.5等，达到峰值之后又要在25天内下降至少1.5等，且须在3次连续观测中全部得到记录（在各波段进行的两次观测间隔一般都是3天）。作为比较，大多数I型超新星的光变速度在达到峰值之前只有10天不足1等，达到峰值之后的25天内也只会减暗1等多一点。就算增亮较快的II型超新星也会被此条件筛除掉，因为它们随后的衰减速度比I型还要慢很多。随后为了进一步排除新星、激变变星等河内现象的干扰，所有候选源还要经过人工检查。
满足以上这些要求的快变源一共有14个，发生在2010年到2013年之间。这其中有10个得到了宿主星系的光谱认证，确实起源于河外。它们的红移介于PS1-10ah的0.074到0.646之间，平均值为0.275。这些宿主星系大抵是金属丰度偏高（与太阳相当），且正在以每年数倍太阳质量形成恒星的星系。快变源出现的位置相对星系中心的偏置各不相同，从中心附近到外围地带均有，这一点与核心坍缩型超新星最为接近。但快变源的宿主星系质量普遍小于一般超新星的宿主星系，这可能为此类现象的起源提供了一些线索。
PS1-MDS巡天选出的快变明亮暂现源的宿主星系图，图中红色的十字表示暂现源出现的位置。（图片来源：Drout et al. 2014）
根据星等判断，这些快变事件释放的能量量级介于1042至1043尔格之间，也与典型超新星一致。但因为PS1-MDS巡天涵盖的波段是分开观测的，通常gp1与rp1波段安排在一晚，zp1与ip1波段在随后一天的晚上进行，所以不能直接给出同一快变明亮暂现源同一天多波段的情况，让光谱分析有些棘手。不过总的趋势是，随着时间的推移，暂现源的颜色会略略向红端演化，对应黑体谱温度逐渐减低的过程，从峰值前后的2万开尔文左右降至随后的1万开尔文以下。温度的下降可能意味着辐射源光球的膨胀，与天体爆发的预期现象相符。
研究者在其中一部分快变明亮暂现源发生期间还使用其他望远镜额外进行了光谱观测。这些光谱以暂现源本身贡献为主，最重要的成分是蓝端的连续谱，只有源自宿主星系的少量辐射，如星云发射线等，但是光谱信息并不能说明暂现源前身天体是否缺乏氢元素。另外结合PS1-MDS的探测效率，研究者给出了快变明亮暂现源的出现频率，在红移0.2的地方相当于普通超新星的4%到7%，但这里是存在仪器和巡天策略的选择效应的。
10个快变明亮暂现源在不同阶段的光谱拟合结果，都是以黑体谱为模板。（图片来源：Drout et al. 2014）
这样看来，快变明亮暂现源与超新星的最大区别就在于光变行为了。普通超新星的光变一般可以用镍-56等放射性同位素的衰变来解释。但是元素衰变是很难形成快变明亮暂现源这样的快速光变的，除非抛射物速度极快，或者镍元素的比例高得超乎寻常。不过它们偏蓝的光谱更容易被归结为爆发产生的激波冲破前身星周围致密星风包层的过程，而某些暂现源的持续时标和光度还与IIb型超新星（也就是光谱特征从起初的II型逐渐过渡到后期的Ib型的超新星）包层冷却期间的辐射相符。但需要注意的是，如果激波冲破包层或包层冷却辐射之说成立，我们理应在某些快变明亮暂现源的光变曲线中看到由放射性同位素衰变供能的第二辐射峰。实际情况当然不具备这样的双峰结构，因此这种现象涉及的镍-56合成数量应该是很小的。
理论家已经提出了多种模型来试图解释快变明亮暂现源现象。致密星风环境下的激波突破除了涉及放射性同位素合成量问题之外，还需要前身星高得惊人的能量损失率。新生黑洞超爱丁顿吸积盘的回落也可以提供低质量外流物，形成所见的快变现象，不过这种理论要求外流物质量要恰到好处，既能维持住物质回落，也不会形成真正的超新星。还有人认为特大质量黑洞的潮汐瓦解事件产生的耀发也与观测到的时标和光度要求相符，只是某些快变明亮暂现源并不位处星系中心，用特大质量黑洞来进行解释多少不太妥当。
另一类理论涉及中子星相关过程，包括双中子星的并合，或是白矮星质量超过钱德拉塞卡极限后的坍缩。无论前身天体如何，这类事件的结果就是产生一颗快速自转的磁陀星，磁陀星在自转减慢期间也会向周边传输能量，诱发快变明亮暂现源的发生。虽然这种模型预言的事件各种观测性质都符合实际，但中子星理论给出的发生率和相对宿主星系的偏移量都与PS1-MDS巡天数据有所矛盾。
揭秘快变明亮暂现源还有赖于观测者和理论家在未来共同努力。一方面，更多的密集多波段观测以及光谱采集是区分各路理论模型所必需的。另一方面，更为详尽的理论建模可以说明非对称的镍-56形成在复杂环境下所能产生的新现象，而对天体演化的进一步探讨将补足现有认识，最终展露这类瞬变亮源的真身。
