摘 要： 大质量恒星(>8M_,M_表示太阳质量)的死亡伴随着超新星爆发和伽玛射线暴等剧烈现象.研究和限制不同类型超新星的前身星属性一直是天体物理领域的热点.本文总结了核心坍缩型超新星前身星的观测和理论研究现状,介绍了质量损失和自转等因素的影响.
关键词 : 大质量恒星;恒星演化;超新星;伽玛射线暴,
Abstract： The death of massive stars(>8 M_,M_ is the mass of the sun) is accompanied by violent phenomena such as supernovae and gamma-ray bursts.In astrophysical research,supernova progenitors of different types have been emphatically studied.In this paper,we review the current status of observations and theoretical models on the progenitors of core-collapse supernovae and introduce effects of mass loss and rotation on stellar evolution.
Keyword： massive stars; stellar evolution; supernovae; gamma-ray burst;
多数恒星在演化末期会经历剧烈的爆炸[1,2,3,4],整个过程中释放的能量可达1040～1045J,产生的电磁辐射可以照亮其所在的整个星系.依据接近最大亮度时光谱中是否出现氢发射线,超新星被分为Ⅰ型(无氢发射线)和Ⅱ型(有氢发射线)[5];根据光谱中是否含有硅吸收线和氦发射线,Ⅰ型超新星又被进一步细分为Ⅰa(热核爆炸型超新星,与恒星爆炸无关,有明显的硅吸收线)、Ⅰb(无硅吸收线,有氦发射线)和Ⅰc型(无硅吸收线和氦发射线).通常观测上很难完全区分Ⅰb与Ⅰc型超新星,所以它们被合称为Ⅰbc型超新星[5].此外,光谱中具有宽发射线的Ⅰc型超新星,又被称为Ⅰc-BL型超新星[6].
根据光变曲线特征,Ⅱ型超新星可以进一步被细分为Ⅱ-P和Ⅱ-L型[5,7].前者的光变曲线先出现持续约100d的平台结构[8],之后快速衰减;后者的光变曲线达到峰值亮度后呈线性衰减[9].随观测数据的增加,新的Ⅱ型超新星子类Ⅱn和Ⅱb型被提出.Ⅱn型超新星的氢发射线通常有多个速度分量,且具有强的“窄”轮廓[10].Ⅱb型超新星会从Ⅱ型过渡到Ⅰ型,其最初光谱与Ⅱ型超新星相似,但会迅速演化,当其光谱出现氦线的同时,氢线减弱并逐渐消失[11].
Ⅰa型超新星可在邻近宇宙任何类型的星系中找到[12],而Ⅰb和Ⅰc型超新星主要发生在大质量恒星群中,类似于Ⅱ型.除Ⅰa型超新星外,其他Ⅰ、Ⅱ型超新星又被称为核心坍缩型超新星(core-collapse supernovae,CCSNe),均与大质量恒星死亡时的铁核坍缩有关[13].
除了超新星爆发,一些大质量恒星死亡时,还会伴随着更为剧烈的电磁现象———伽玛射线暴[14,15](简称伽玛暴).在几秒内,伽玛暴释放出的能量比太阳一生的辐射还多,如无特殊说明下文中所有的伽玛暴均指持续时间大于2s的长暴.观测上,一些Ⅰc-BL型超新星与伽玛暴成协[16,17],说明伽玛暴与Ⅰc-BL型超新星应具有相同的前身星特征.但是目前尚不完全清楚前身星与超新星类型的对应关系,也未彻底揭示恒星在演化过程中的哪些因素导致了其在生命的最终阶段产生伽玛暴.
1、 CCSNe
1.1 、超新星的爆炸机制
超新星的爆炸机制和前身星的性质仍不完全明确[18,19,20].目前,人们普遍认为Ⅰa型超新星与密近双星中的碳氧白矮星的热核爆炸有关[21].流行的两种Ⅰa型超新星前身星模型为单简并星模型和双简并星模型(更多关于Ⅰa型超新星前身星模型的介绍,请参考综述[22-23]).单简并星模型认为Ⅰa型超新星起源于一颗中等质量恒星(可能为主序星、氦星、红巨星或亚巨星)和一颗白矮星组成的双星系统.白矮星不断吸积伴星物质,当质量超过Chandrasekhar极限(约1.44M8,M8为太阳质量)时,星体引力坍缩,发生热核爆炸[24,25,26,27].在双简并模型中,两颗互相绕转的白矮星通过引力波辐射造成的角动量损失而逐渐靠近,最终并合,若总质量超过Chandrasekhar极限亦会产生Ⅰa型超新星爆炸[28,29].关于热核爆炸型超新星的观测特征请参考综述[30].
最低质量的CCSNe的前身星(约8M8)通过碳燃烧形成氧-氖-镁核,但在氖被点燃之前已达到电子简并[13].由于氖和镁的反应阈值较低,不断增加的电子费米能使电子俘获成为可能.当质量密度达到核电子俘获的临界密度时,星体开始引力坍缩,产生超新星爆发现象.一般认为,这种超新星具有较低的爆炸能(约1043J)和较低的56Ni产量(约10-3M8),其爆炸可能是由中微子加热机制驱动,又被称为电子俘获超新星.这类超新星约占总数目的20%～30%,其候选体有蟹状星云的前身超新星SN1054[25],以及比较暗的一些超新星SN1997D、SN1999br、SN2005cs和SN2008S等.
质量约为9～100M8的恒星在经历硅燃烧阶段后会形成铁核[31].内核在温度为1010K左右时,铁核开始分解成α粒子和其他自由核子.铁核因引力不稳定向内坍缩,随之其密度和电子化学势增加,核子和一些自由质子的电子俘获加快,并加速内爆.只有当核密度大于2.7×1014g/cm3时,动力学坍缩才停止.而内核外围的物质却继续以超音速坍塌并撞击在内核上,产生很强的向外行进的反弹激波,最终导致爆炸.大部分CCSNe都属于铁核坍缩型.观测到一些超新星的抛射物动能达到1043～1044J,超亮超新星甚至可以超过1045J.爆炸能远远超过抛射物最初的引力束缚能,这意味着可能还有除传统的中微子加热机制以外的其他驱动模式,如中微子延迟爆发机制[32]、磁旋转机制(磁场提取原初中子星的旋转能)[33,34]等.
质量在100～130M8之间的大质量、低金属丰度(Z,除氢和氦以外的所有元素的质量百分比)恒星,在经历碳燃烧阶段后,若氦核质量在32～64M8范围内,会经历脉动不稳定性[20,35],导致恒星产生剧烈的脉冲,抛出大量物质,但未把恒星完全摧毁.根据恒星的质量和初始脉动的强度,次级脉动在1～104d后会接踵而至,脉冲动能可以超过1044J.初始脉动将氢包层抛出,之后的次级脉动也可能抛出氦核的外包层[36].虽然这类恒星脉动的动能可能超过正常的超新星,但由于缺乏56Ni或其他放射性元素,无法为后期的辐射提供能源,因此其光度较低,约1034～1037J/s.脉动会一直持续到恒星质量或中心熵下降到不再遭遇对不稳定(pair-instability).之后,恒星形成静力学平衡的铁核.在经历脉动对不稳定脉冲星阶段,因其铁核质量较大,最终也可能会直接坍缩为黑洞[37].
质量在130～250M8之间的大质量恒星,若氦核质量在64～135M8范围内,核心温度约达到109K,伽玛射线和原子核之间的碰撞产生电子-正电子对,电子对湮灭为中微子对,辐射带走大部分热能,导致恒星内部压强下降,在引力作用下发生局部坍塌,坍塌区域的温度和压强迅速升高,导致原子核快速聚变,并释放出大量能量[20,35].由此产生的爆炸能可达1046J,恒星被完全炸碎,不会留下黑洞或中子星等剩余物[1].这种爆炸一般被称为对不稳定性超新星.近年来观测到的极端亮的超新星,如SN 2006gy、SN2007bi等,被认为是这类超新星的候选体[36,38,39].
1.2 、CCSNe的前身星特征
超新星光变曲线的峰值光度和持续时间可以反映出其前身星的包层质量、半径等特征.对Ⅱ-P和Ⅱ-L型超新星观测样本的分析表明,它们的前身星为红超巨星,在主序阶段的最小初始质量约为8M8,最大光度约为5L8(L8为太阳光度).当然,这个数值具有一定的模型依赖性[31].一般认为,Ⅰbc型超新星的前身星为失去氢氦包层的大质量恒星.关于前身星是如何失去氢氦包层的这一问题仍有争议,即恒星风[40]、恒星自转[41,42]、双星相互作用[43,44,45]或核燃烧不稳定性等,哪个或哪些因素主导.越来越多的观测证据(较弱的恒星风[46]、较低的抛射物质量[47,48]和星周介质密度[49,50]、较高的双星占比)表明Ⅱ型超新星的前身星可能属于双星系统.
大质量恒星爆炸时,抛射物中的放射性元素衰变(56Ni→56Co→56Fe)是超新星后期辐射的主要能量来源[51].超新星爆炸中合成的56Ni的质量与爆炸特征和前身星结构有关[52,53,54].对CCSNe的测光特征(镍质量、抛射物质量和动能)统计分析表明,剥去氢氦外包层的超新星(Ⅱb、Ⅰb、Ⅰc)的56Ni产量比Ⅱ型超新星高得多(图1)[55].Ⅱ型超新星的56Ni产量中值为0.032M8,而Ⅱb和Ⅰbc型超新星的产量是其3倍和5倍.与伽玛暴成协的超新星抛射物的动能和56Ni质量最大,其次是Ⅰc-BL型超新星的,二者可能是中心引擎———黑洞吸积系统或磁陀星(magnetar)驱动的爆炸.因Ⅰc-BL型超新星的前身星具有更高的Z值,在爆炸前的质量和角动量损失更大,其中心引擎可能不如与伽玛暴成协的超新星强大[56].Ⅰb和Ⅰc型超新星的爆炸参数(如光球速度、抛射物的质量和动能等)十分相似,可能具有相似的前身星.Lyman等[47]利用测光特征,对不同类型的超新星进行Kolmogorov-Smirnov检验,发现至少有两种演化途径可以产生Ⅰb和Ⅰc型超新星:大部分来自中等质量的密近双星,少部分来自单个大质量的Wolf-Rayet星.Ⅰc-BL型超新星的前身星质量约30M8,与伽玛暴成协的超新星的前身星质量约35M8,大于Ⅰb和Ⅰc型超新星的前身星质量(约20M8)[57].
图1 CCSNe的56Ni质量[55]
Fig.156Nimassesof CCSNe[55]
Ⅰc-BL型超新星(其中包括与伽玛暴成协的超新星)在本图中没有完成其累积分布,因为有少数事件合成了1M8以上的56Ni.
另外,也可以直接通过光度和有效温度探测超新星的前身星特征.目前为止,已经通过直接检测爆炸前超新星的图像,确认了5个Ⅱb型超新星[58,59,60,61,62,63,64](SN1993J、SN 2008ax、SN 2011dh、SN 2013df和SN2016gkg)起源于初始质量为8～18M8的红超巨星.然而,目前还未观测到较大质量的Ⅱ型超新星的前身星,即所谓的“红超巨星”问题[65,66].第一个可能的Ⅰc型超新星SN2017ein的前身星被观测到[67],初始质量可能≥45M8.Ⅰb型超新星i PTF13bvn的前身星最初被认为是大质量的Wolf-Rayet星[68],但是研究人员对超新星爆炸前的测光图像分析后发现,其前身星质量约为12M8[69],可能为双星系统[70].此外,SN1993J、SN2001ig和SN2011dh的前身星处于双星系统中的证据也被观测到[71,72].
CCSNe是大质量恒星死亡的产物,其中一部分恒星还会产生宇宙中最为剧烈的爆炸———伽玛暴.下面将继续探讨自转、质量损失等因素对恒星演化的影响,及产生伽玛暴前身星的途径.
2 、质量损失和自转对恒星演化的影响
2.1、 恒星演化中的质量损失
大质量恒星在演化过程中伴随着巨大的质量损失[46,73].一颗初始质量为60M8的恒星,由于强辐射压驱动的星风,在主序阶段会失去一半的质量,在红超巨星阶段,整个氢包层都可能被抛射掉,最终演化到超新星爆炸时的质量可能只剩余10M8.理论模型预测O/B型星的质量损失率M具有Z依赖性:M∝Z0.7～0.8[74,75],与观测吻合[76].由于质量损失的不确定因素很多,在计算恒星模型时,通常采用观测结果推演的经验关系.
2.2 、自转对恒星演化的影响
恒星演化的“标准模型”一般忽略恒星自转的影响,但事实上所有的恒星都在自转.在恒星演化中,自转的作用主要体现在以下4个方面[77,78]:
1)对恒星结构的影响:当自转产生的离心力与引力相等时,恒星达到平衡状态,表面是一个等势面.此时,恒星极点的离心力为零,赤道处的离心力最大.由于自转的作用,恒星沿着极轴方向不断被拉长,自转速度越大,恒星越扁.随着恒星表面形状的改变,表面有效温度和引力也会随之改变[77,79].
2)对恒星质量损失的影响:由于自转的出现,恒星的质量损失不再是各向同性的.与赤道附近区域相比,恒星的极点附近温度较高,辐射压更强,驱动的星风也更强,质量损失更大.对于给定光度和有效温度的恒星,自转的出现使平均质量损失率增加.
3)自转混合对恒星表面Z值的影响:对于质量低于30M8的太阳金属丰度的恒星,主序阶段质量损失对表面元素丰度的影响不大,自转混合对元素丰度的改变起主导作用.混合效应主要由剪切湍流的扩散产生.径向环流也会起到一定的传输元素的作用,但主要是转移角动量.在主序阶段,自转混合将CNO循环产生的元素(主要为14N和13C)传输到恒星表面,从而影响恒星表面N/H[80](N元素与H元素的粒子数之比).差动自转产生的不稳定性也有助于传输过程的进行.N/H的超出与恒星自转速度之间并不存在单一的关系,它由恒星初始Z值、质量、自转速率、年龄等因素共同决定.整体来说,质量越大、Z值越低的恒星,氮丰度越大[81],这已经被观测所证实.值得注意的是,对于质量大于30M☉的太阳金属丰度的恒星,主序阶段的质量损失对表面元素丰度的改变起主导作用.此外,低自转的双星可能由于潮汐混合或红巨星氮丰富的包层的转移而具有较高的N/H.相反,双星也可能通过吸积包层物质,获取大量的角动量,从而具有很高的自转速度,而没有N/H过剩.
4)恒星从在分子云中诞生到死亡的过程中,都离不开自转与磁场的相互作用.内部磁场的存在可能会产生旋转的内部耦合,导致刚体自转.而外部磁场会产生一定的磁制动,如太阳和太阳风之间的磁耦合加剧了恒星在主序前和主序阶段的角动量损失.自转及磁场的相互作用对超新星和伽玛暴爆发也会产生重要的影响.快速自转可能会导致激波以及中微子辐射的全局不对称,在两极处形成外流.数值模拟已经证明,当自转与能够提取旋转能的强磁场相结合时,该效应最为明显[82,83].该过程已被用来解释与超亮超新星SN2011kl成协的超长伽玛暴GRB111209A[84].
自转对恒星演化的影响在低Z值时尤为重要.此时,恒星风引起的质量损失减少,自转混合导致的表面元素丰度增加比高Z值时更明显.Ekstr?m等[78]、Georgy等[85]和Groh等[86]研究了自转和金属丰度对恒星演化的影响.他们采用相同的物理参数,用Geneva程序计算了初始质量在0.8M8～120M8,Z=(1/35)Z8,(1/7)Z8,Z8 (Z8为太阳金属丰度)的自转和非自转恒星的演化模型.结果显示,当初始自转速度为临界速度的40%时,自转的恒星寿命比非自转的恒星寿命增加了约20%.此外,Z值和自转对恒星在赫罗图上的演化轨迹、恒星内部结构、表面元素丰度及最终剩余物等都有重要影响.
3 、伽玛暴的前身星
3.1 、伽玛暴前身星的特征
目前尚不完全清楚一颗大质量恒星是如何失去其氢包层,并在坍缩后形成吸积盘系统,进而产生伽玛暴喷流的.Woosley等[87]首先提出了伽玛暴由快速自转的、失去氢包层的单个大质量恒星坍缩产生,同时伴随着超新星的爆发,Wolf-Rayet星是其天然的前身星候选体.要求前身星失去氢包层的原因有二:其一,由中微子湮灭或磁流体动力学机制驱动的相对论喷流必须要突破前身星的包层才能产生伽玛暴.有氢包层的大质量恒星半径约为1012cm,即使喷流以接近光速的速度在恒星内部运动,突破包层所需要的时间也至少100s,这对喷流强度要求较高.对于要求中心引擎活动千秒甚至万秒的长暴,有氢包层的红巨星或蓝巨星可能是其前身星.其二,任何类型的巨星作为前身星,其中心都是自转缓慢的氦核.如果出现包层,氦核必然在相当长的时间内已经被加速到很高的速度了.单个恒星演化过程中的星风损失或双星相互作用都可能使恒星失去氢氦包层[88,89].单星和双星模型对前身星系统的Z值要求不同.由于高Z值的恒星具有更强的星风,在坍缩之前会失去大部分的角动量,这降低了它们通过坍缩产生伽玛暴的可能性.
观测到伽玛暴与超新星成协[90]证实了坍缩星模型的预言[16]:相对论喷流突破大质量恒星的包层产生伽玛暴,与此同时,抛出大量物质,产生超新星[14].无论是典型的中微子驱动或喷流驱动的超新星,由于炙热的抛射物向外膨胀时的光球演化,都可以在爆炸后10～30d出现光学波段的峰值.通常认为,多数长暴都应该伴随着超新星爆发.由于长暴的发生率至少要比Ⅰbc超新星低两个量级[91,92],要求的自转率甚至比最快的脉冲星还要高一个量级,因此自转可能是一颗恒星最终产生伽玛暴的关键因素.
此外,伽玛暴倾向于出现在低Z值的宿主星系中.若伽玛暴的前身星为低Z值恒星,其在爆炸之前的演化过程中,星风损失较小,有利于保留足够的角动量产生伽玛暴,但依然需要一种机制剥去恒星的外包层.为了解决这一问题,快速自转的单星的准化学均匀恒星模型[41,42]被提出来.快速自转使恒星内部不同包层之间的物质充分混合,从而让氢氦包层充分燃烧;同时,也让恒星在演化过程中避免进入巨星阶段.大质量恒星的核质量增加,更有利于直接坍缩成黑洞,形成黑洞吸积盘系统.
56Ni也可能在吸积盘外流中产生[93,94,95].对于坍缩星中心黑洞吸积盘系统,内流与伽玛暴喷流光度密切相关,外流为光学余辉中观测到的超新星鼓包做贡献,内流与外流的分配可能会导致伽玛暴光度与超新星光度的竞争.较大的吸积盘外流率会导致56Ni的质量增大,伽玛暴的喷流光度变低.本课题组分析了15个与超新星成协的伽玛暴光度、持续时间、56Ni质量等特征,并结合不同质量、Z值的前身星模型,限制了它们的前身星特征[96].结果表明,大多数与超新星成协的伽玛暴样本可以通过大质量(>34M☉)、太阳金属丰度或低金属丰度(Z?10-2Z☉)的前身星来解释.
3.2、 不同中心引擎对前身星角动量的要求
并非所有的大质量恒星死亡都伴随伽玛暴,它必须拥有可产生极端相对论喷流的中心引擎.当黑洞作为伽玛暴的中心引擎时,前身星的物质要有足够的角动量才可在黑洞周围形成吸积盘.该黑洞吸积盘系统通过连接黑洞视界处的大尺度磁场提取黑洞的旋转能(Blandford-Znajek机制[97,98]),或吸积盘上的中微子-反中微子湮灭过程[99,100,101,102]产生伽玛暴喷流.当伽玛暴的中心引擎为快速自转(周期约为1ms)、高度磁化(表面磁场约为1015G)(1T=104G)的磁陀星时,前身星也需满足创造磁陀星的条件[103,104,105].无论哪种中心引擎,前身星的自转速度都是产生伽玛暴的关键因素[77,106,107].
如果在克尔黑洞周围形成离心力支持的吸积盘,最内稳定轨道半径rms处的特殊角动量Lms(即单位质量的角动量)至少为[108,109]:
其中MBH,a*分别为黑洞的质量和无量纲的自旋.以施瓦西半径rg为单位的最内稳定轨道半径
新诞生的毫秒磁陀星(半径RNS约10km,周期P约为1ms),特殊角动量j～2πR2NSP-1≈6×1015cm/s.
由此可见,黑洞超吸积作为伽玛暴的中心引擎,相较于磁陀星,对坍缩之前的恒星的角动量要求更高.值得注意的是,恒星的最内区(约3M☉)的j太大(>2×1017cm2/s)时,也无法产生伽玛暴喷流.因为在离心力作用下,吸积盘在距中心几百千米以外的区域就开始形成,在这个区域,中微子损失并不重要.更严重的是,会造成吸积率显着降低.无论伽玛暴喷流是由中微子湮灭还是磁流体动力学过程驱动的,高吸积率都是必不可少的条件[110].
如果恒星在演化的末期依然保留足够的角动量,将难于产生伽玛暴.在演化过程中,恒星风带走物质的同时,也会带走角动量.此外,恒星内部的一些角动量转移机制,如不同包层之间的磁力矩,也会将恒星核的角动量转移到外包层中.可见,自转速率可能是决定一颗大质量恒星死亡时是否会产生伽玛暴的主要因素.Obergaulinger等[111]通过相对论磁流体力学模拟研究了不同质量、Z值、自转速率和磁场的前身星爆炸物理,以此探索形成长暴中心引擎的条件.
4、 总结与展望
本文综述了CCSNe和伽玛暴的前身星的研究现状,介绍了不同类型超新星可能的爆炸机制、前身星特征,以及质量损失和自转等因素在大质量恒星演化过程中的作用,最后讨论了伽玛暴的前身星特征,及磁陀星或黑洞超吸积的中心引擎对前身星角动量的要求.过去几十年里,超新星和伽玛暴的观测和理论研究取得了令人瞩目的成就,但仍有一系列基本问题亟待解决.未来的理论研究和数值模拟,与多波段多信使观测结合,或许能够完全揭开超新星和伽玛暴前身星的神秘面纱.
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