两类 超新星彭秋和 (南京大学天文系)

A. 两类超新星 的 观测特征

历史上的超新星爆发时间 (AD) 光度极大星等 185 ? -8 393 -1 837 ? 1006 1054 1181 1572 1604 1680 1987 -8 ? -10 -5 -1 -4 -3 5? +2.9 发现者

中国天文学家 中国天文学家

遗迹 RCW 86

中国天文学家 IC 443 中/阿天文学家 SN 1006 中/日天文学家 Crab Nebula 中/日天文学家 3C 58 Tycho Brahe Tycho Kepler Kepler John lamsteed Ian Shelton Cas A SN 1987A

1054年中国北宋天文学家发现金牛座客星 (超新星) 《宋史.天文志》: 宋至和元年五月己丑(1054年7月4日), 客星由天关东方可数寸，岁余稍没。 《宋会要》: 嘉祐元年(1056年)三月，司天監言：客 星没，客去之兆也。初，至和元年(1054 年)五月，晨出東方，守天关，书见如太 白，芒角四出，色赤白，凡见二十三日。

1054超新星遗迹

---蟹状星云(Crab) 及其脉冲星(PSR0531)

近代超新星研究的序幕1934年Baade & Zwicky在对河外星系的超新星进行系统地观测研 究的基础上，在1/3页的短论文中提出了四个完全崭新的重要预 言，它不仅正式提出中子星的观念,而且创见性地以超新星为枢 纽把它同恒星死亡、中子星、高能宇宙线的起源联系起来。 恒星死亡 超新星爆发 中子星 超新星爆发 高能宇宙线的产生 1942年Gamow利用Urca过程机制来探讨大质量恒星晚期核心坍缩 的可能性 1960年丘宏义等人首先研究大质量恒星内正负电子对湮灭发射中 微子对过程并提出它可能导致超新星爆发。这实际拉开了现代高 能天体物理理论研究的序幕。 1966年Colgate 从流体动力学出发,首次从解析角度探讨了超新 星核心坍缩的动力学过程。正式拉开了现代超新星研究的序幕

超新星分类1. 核心坍缩型超新星 (SNII、SNIb,、SNIc)

2. 吸积白 矮星的 热核爆 炸型超 新星 (SNIa)

SN:

按照光谱与光变曲线形状的特 征来分类 I型(Ia, Ib/Ic)—无H线； II型 —有H线

超新星分类(2)

超新星的观测特征

A) 光谱

光谱

SNII光变曲线形状 II L II PSN1987A SN1987K

H /无 H (光极大) SNISi (Si II 6355,吸收线) / 无 Si(He线很弱)

He ( 5876,吸收线) / 无 He Ia Ib Ic

晚期(6个月以后)光谱:

H /无 H SNIO/ 无OSN1987K

SNIIO/H

I b, I c(O,Ca)

Ia(Fe, Co)

(H,O,Ca)

(H, Ca)

Type of Supernovae

光谱观测的推论1.SNI(a,b,c)爆发前后恒星物质基本上不含氢。其前身星或者为白矮星、或者为 WR (Wolf – Rayet)星。(WR星: M主序 > 30 M⊙ ,Tc (7-9) 107 K

强大星风将氢大气包层(甚至氦包层)全部吹掉) 2.SNIa 大气中 He 含量很低。但 (外层大气中)Si元素不少。 3.SNIb大气中主要成分是He 4.SNII爆前恒星外层以 H为主,其次为氧(O)。 5.SNII+SNIb+SNIc产生大量的氧 , 而SNIa几乎不产生氧 6.SNIa

爆炸过程中核合成最后产生并向外抛射大量的 Fe M(Fe) (0.6 - 1.25) M⊙ /SNIa 但 SNII、 SNIb、SNIc 抛向太空的Fe很少 M(Fe) 0.1 M⊙ /SNII

光变曲线光变曲线尾巴衰减规律: L exp{-t/ } 放射性元素能源

< > ~ 64d (SN I ) ~ 90d (SN II-L) ~ 145d (SN II-P) 56Ni

56Co 56Fe 114d 77.8d

i 8.8d 1/2 6.8d

伴随 -ray : 0.847 MeV(99.96%) 1.238 MeV

SN1987A: 从光变曲线尾巴的拟合 0.075 M⊙(56Ni) 500天以后: 56Co + 57Co ( 1/2 =271d) ( : 0.122 MeV (85.6%), 0.136 MeV ) 800天以后: 44Ti ( = 4.7 年 )

C) 空间分布SN Ia旋涡星系和椭园 星系内均有 在旋涡星系中， 同旋臂不相关

SN Ib

SN II

只出现在旋涡星系或不规则星系 同恒星形成区(H II区)相联系 同旋臂明显相关

前身星 (同光谱特征相结合的推论)双星系统中 吸积白矮星 WR星 M主序 >30 M⊙ 较大质量主序星8 < M主序/M⊙ <30

D) 爆发能量总辐射能 Er ~ 1049 ergs (对各类超新星) 抛射物总动能: EK ~ 1051 ergs (对各类超新星) <Vmax > ~ 104 Km/s SN Ia : Vmax > 104 Km/s SN II: 一般: Vmax ~ 104 Km/s SN 1987A: Vmax ~ 3×104 Km/s (引力)束缚能: EB ~ (0.5 –1.0) × 1051 ergs (对各类超新星) 爆发总能量: SN Ia: E总 = Er+EK+EB ~ 1051 ergs SN II: 中微子暴: E ~ 1053 ergs (SN 1987A) (核心坍缩成中子星) E总 ~ 1053 ergs

E)爆发频率银河系内肉眼可见超新星爆发频率: q肉眼 ~ 1/(400年) (由于银河系内星际介质挡光，绝大多数超新星肉眼看不见) 各种统计方法推论 q总 ~ (1/25 –1/30) 年-1 SN Ia 爆发频率: 1990年以前认为 : qSNIa ~ qSNII 难以克服的矛盾: 由 M(56Fe) ~ (0.6 –1.25) M⊙ /SNIa M(56Fe) < 0.1 M⊙ /SNII Fe族元素的某些富中子同位素的丰度远远超过太阳系标准值。 1991年重新分析统计: qSNIa ~ (1/6 –1/7)

星系内一半以上的 Fe 来自 SN Ia

F ) 前身星SN Ia : 双星中吸积的白矮星 SN Ib (SN Ic) : WR星 (M主序 > (30-40) M⊙ )SN II : 质量较大恒星: 8 M⊙ < M主序 < 25 M⊙

E) 爆发后遗留致密残骸SN Ia : 基本上全部炸光，不残存任何致密天体。 只观测到膨胀的超新遗迹 — 气体星云 + 尘埃 + 碎片 例: SN 1006 核心坍缩型超新星: SN II : 中央残骸: 中子星(观测上表现为脉冲星) 例: SN1054 — 蟹状星云 + 蟹状星云脉冲星(Crab PSR) (PSR 0531; 周期: 0.033秒) 船帆座脉冲星(Vela PSR): PSR0833;周期: 0.086秒 SN Ib + SN Ic :

残留黑洞???

Don`t care!典型的超新星遗迹

Nebula is still expanding, at ~1450 km/s The source of the luminosity and electrons is a pulsar in the centre of the nebula.

Crab Nebula - Optical and X-ray

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脉冲星 Tycho Nebula

Puppies A

天鹅圈 Cygnus Loop

Cas A

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超新星1987A 1987.2.23 爆发于LMC (d = 170,000 ly, our “satellite” galaxy),是人类自望远镜 发明以来第一颗凭肉眼发 现的超新星

。 前身星： Sanduleak -69°202,B3 I型蓝超巨 星M ~ 20 M⊙,L ~ 105 L⊙,T ~ 16,000 K,R ~ 40R⊙

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Don`t care!超新星1987A的光变曲线Unusual type II Supernova

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