位于超亮超新星核心的磁中子星

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翻譯：何沐萱

校譯：牧夫天文校對組

后臺：王啟儒

原文鏈接：https://www.universetoday.com/articles/the-magnetar-at-the-heart-of-a-superluminous-supernova

該圖像是一個超亮超新星，其亮度可超過普通超新星100倍。關于超亮超新星的產生原因仍具有爭議，而解開這個謎題則需要對其中的伽馬射線進行探測。此舉十分困難，但有一個研究團隊也許已經成功弄清楚了這一切。

圖片來源：NASA/Dana Berry/Skyworks Digital

如果爆炸的恒星是一場煙火秀，那么超亮超新星就是宏偉的終章。它們的亮度可達到普通核心塌縮型超新星的100倍，而其亮度已經可以超過宿主星系（所在星系）的所有恒星。目前對于超亮超新星背后的超強能量有多種不同的解釋，于是天文學家們致力于找出最符合觀測的模型。

為了找出最精確的模型，一個研究團隊將目光放到了NASA的費米伽馬射線太空望遠鏡上。他們檢查了費米望遠鏡在前16年中觀測到的共6顆超亮超新星，尋找其中發出的伽馬射線。團隊將他們的發現發表在《天文學與天體物理學》期刊中。

磁中子星是有著極強磁場的中子星，具有的能量比典型的中子星強1000倍。在磁中子星模型中，一顆大質量恒星發生超新星爆炸后會留下一個新形成的磁中子星。這個磁中子星以每秒幾百次的速率飛快旋轉，并釋放出強大的電子及其反物質對應粒子即正電子的噴流，形成一個巨大的高能粒子云。這個粒子云就叫做磁星風星云，其中各種相互作用會引起伽馬射線的產生與吸收。這些伽馬射線無法直接逃逸出星云，而是被迫與超新星的碎片發生相互作用。在這種過程中，這些伽馬射線失去能量并轉化成可見光。這些可見光正是使得超亮超新星獲得其他超新星沒有的額外亮度提升的原因。

這張圖像展示了樣本中6顆超亮超新星在r波段的絕對亮度。r 波段是紅光的一個波長范圍，用于測量天體的亮度。在這 6 顆超新星中，SN 2017egm 是最亮的一顆。

圖片來源：Acero et al. 2026. A&A.

在恒星周物質相互作用的模型中，一顆大質量恒星在發生超新星爆炸前，會經歷一系列失去質量的事件。這些事件會在恒星外部形成一圈圈向外擴張的同心氣體與塵埃殼層。當恒星最終爆炸時，超新星拋射物會猛烈撞擊這些殼層，使氣體被點亮從而產生超亮超新星極高亮度的原因。由于超新星拋射物依次撞擊不同殼層，這一模型同樣也會隨著時間產生不同的亮度峰值。

通過對費米望遠鏡數據中的6顆超亮超新星進行檢測，研究團隊希望進一步限制伽馬射線的特征范圍。“我們的目標是測試從磁中子星模型與恒星周物質相互作用模型中得到的預測。”但問題在于，探測到這些信號本身也具有極強的挑戰性。“將近20年來，天文學家們一直在費米望遠鏡數據的數千顆超新星中搜尋伽馬射線信號。盡管曾報道過一些引人關注的線索，但直到現在都沒有任何確鑿的結果，”通訊作者阿塞羅在一次新聞報道中表示。

直到2024年SN 2017gm中的伽馬射線才被觀測到，這距離其超新星爆發已過去數年。該伽馬射線是瞬態的，在事件發生后出現了大約兩個月并停留了數月。2024年論文的作者寫道，磁中子星模型最完美地解釋了這些觀測。“GeV能量段輻射的峰值事件與光度都與磁中子星的預測一致，表明這種 GeV 瞬變可能是 SN 2017egm 的高能對應現象，并且該超亮超新星的中心驅動源是一顆年輕的磁星。”

這張合成圖展示了 SN 2017egm 的兩個視角。插圖顯示其在可見光下的樣子，而主圖則顯示其在伽馬射線波段的觀測結果。光學圖像顯示了圖像中最明亮的天體，即這顆超新星以及它的宿主星系，拍攝于 2017 年 7 月 1 日。背景圖像展示了超新星周圍大范圍的天空區域。顏色越亮，表示伽馬射線與該爆炸事件相關的統計概率越高。該圖包含費米大面積望遠鏡在 2017 年 7 月 5 日至 10 月 25 日期間探測到的伽馬射線數據，對應超新星發現后第 43 天至第 155 天的時間范圍。

圖片來源：背景圖 NASA/DOE/Fermi LAT Collaboration and Acero et. al. 2026；插圖 NOT+ALFSOC/Bose et al. 2020

不過，將SN 2017egm的光變曲線完全歸因于磁中子星模型可能并不會那么簡單。雖然其比起恒星周物質相互作用模型更符合觀測結果，但其中或許還有更多因素。“但是，其中的光變曲線呈現出起伏不定的結構。這些結構既可能是多重恒星周物質殼層相互作用的特征，也可能是中心驅動源活動的證據，”研究人員寫道。

“因此，這要么是一個混合模型（磁中子星+恒星周物質相互作用），要么是純粹的磁中子星模型，其中伽馬射線特征與光學特征皆可由磁中子星以及一個向內落入的吸積盤來解釋。”

磁中子星是宇宙中最極端的天體之一。它們，或者說是它們的伽馬射線作為“軟γ射線復現源”，在20世紀70年代末首次探測到。1992年的一篇論文第一次將它們稱為“磁中子星”。其中指出：“有證據表明，軟γ射線復現源是年輕的磁星。”這一判斷在1998年得到了證實。

這張圖展示了從費米望遠鏡發射以來至 2024 年 8 月，在 100 MeV – 100 GeV 能量范圍內，樣本中每一顆超新星在 16 年時間尺度上的光度變化曲線。其中位于左上角的 SN 2017egm 是唯一被觀測到伽馬射線信號的天體。

圖片來源：Acero et al. 2026. A&A. https://doi.org/10.1051/0004-6361/202558547

天體物理學家想要了解更多關于這些極端天體殘余的知識，然而伽馬射線大多會被大氣層吸收。盡管如此，仍然可以通過探測它們進入大氣層時的閃光，即切倫科夫輻射來間接觀測它們。一個有望實現這一目標的設施是切倫科夫望遠鏡陣列天文臺。該陣列由共64臺望遠鏡組成，是目前最強大的地基伽馬射線觀測設備。任何被其探測到的超亮超新星很可能都以磁星作為中心驅動源。

維拉·C·魯賓天文臺及其“時空遺產巡天”計劃將在未來十年內發現數量驚人的超新星。科學家預計它將發現約300萬至400萬顆超新星，這一數字極為可觀。超新星科學領域，包括超亮超新星及其磁星機制將迎來巨大進展。

責任編輯：王啟儒

牧夫新媒體編輯部

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