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自然界的元素不只是氫、氦、碳和氧，生命物質、木材、土壤和巖石中都含有一些
硅、鎂、硫、磷、鐵和其他重原子，這些原子的核中都有20個以上的質子和中子。如果 這些元素不能在太陽和大多數恒星里制造，它們又是來自何處呢？ 仍然是來自恒星，不過只是很小一部分恒星，即質量最大的那些。只有在離開主序 時質量超過SM的恒星才能制造重原子核。恒星中被外層重量壓緊的核心就是“煉金爐”， 原料就是氫和氦燃燒的“爐渣”，即碳和氧，冶煉過程在溫度升到6億開氏度時開始。 在這個溫度上碳再也保不住了，相互猛撞并聚合成氛和鎂，一條生產線就此建立， 因為每個新的熱核反應都釋放更多的能量，使溫度升得更高，從而使新的轉變成為可能。 在10億度時，氖核奪得一個氦核而形成鎂，在15億度時氧也開始燃燒，產生一系列更重 的元素：硫、硅和磷，在30億度時硅燃燒，并引發幾百種核反應，使爐子里的溫度越來 越高。在再往后的幾千種反應的熊熊烈火中，更重也更珍貴的元素被制造出來。這是恒 星生命的最后階段，這些反應的突發性也越來越強，越重的元素燃燒的時間就越短。對 于一個質量為25M的“模型”星，碳的燃燒持續600年，氛是1年，氧是6個月，而硅只有 1天。 核轉變并不能就以這種速率無限制地繼續下去，反應的洪流最后都朝著～個元素匯 集：鐵。鐵的原子核報特殊，其中的56個質子和中子結合得如此緊密，沒有一種聚變能 量能使它們分開，鐵就成了大質量恒星核心的最后灰燼。 現在的恒星由一個已停止熱核反應的核心和仍在接連地燃燒的外層組成。恒星只得 不斷地膨脹其外殼以調節平衡，它會膨脹到一個巨大的尺度，成為紅超巨星。 紅超巨星是宇宙中最大的恒星。如果把這樣一個星放在太陽系中心，它將吞沒所有 行星，包括遠在扣億公里外的冥王星。紅超巨星的內部結構有時被描繪成像一個洋蔥頭， 因為它包含許多在燃燒著不同化學元素的同心層。最輕的元素在溫度最低的外層燃燒， 而最重的元素在緊貼著那個呆滯鐵核的內層燃燒。 雖然鐵核的溫度在10億度以上，卻沒有能量從中流出。它太“冷”了，不足以使超 巨星維持引力平衡，鐵核就會被壓得更緊密，其中的電子成為簡并。當簡并電子的巨大 壓力能暫時地支持外層的重量時，恒星活動會出現一個間歇。 但是我們記得，簡并電子不能支撐超過1．4／的質量，超過錢德拉塞卡極限就不可 能有引力與電子壓力的平衡。新的鐵會繼續不斷地在緊靠超巨星核的層里產生，由于重 量大，這些鐵會下沉并進入核心。當核心里鐵和簡并電子的質量一超過錢德拉塞卡極限， 那個致命的時刻就來到了。 所有質量大于10M（包括核和外層）的恒星都能產生出一個質量在1．4M以上的核， 這時的密度達到10記克／立方厘米。電子已簡并的核突然塌陷，劇烈收縮，在十分之一 秒內，溫度猛升到50億度。涌出的光子帶有如此大的能量，以至于將鐵原子核炸開，蛻 變成氨原子核。這個過程叫作光致蛻變。 與增大原子核尺度并釋放能量的核聚變反應不同，光致蛻變使原子核破烈并吸收能 量。恒星核心的平衡發生了前所未有的急劇變化，越來越不能抵擋無情的重壓，溫度持 續上升，直到氦核本身也蛻變成其基本成分：質子、中于和電子。在這樣的高溫下，電 子的速度接近光速，因此，雖然處在簡并態，電子變得更不能阻擋壓縮力，在0．l秒里 它們被擠壓到與質子結合在一起。二者的電荷相中和，變成為中子，同時迸發出巨大的 中微子流 中微子（即微小的中性粒子）是泡利于1931年預言而在1956年才被后人實際探測到 的一種基本粒子。通常情況下，中微于幾乎不與其他物質發生相互作用，因而能夠飛行 很大的距離而不被阻擋或改變路徑。但在大質量恒星的內向爆炸的核心，中子化所釋放 的中微子洪流具有巨大的能量，使得恒星外殼也受到震動，并吸收相當大一部分中微子， 其余的中微子則以光速逃離恒星，并毫無阻擋地超過星際空間。 中子和質子一樣，也是原子核的一種成分（即是一種核子）。它在1932年才被發現， 因為它單獨存在時很不穩定。一旦它從原子核里分離出來，就只有很短的壽命，在大約 10分鐘后自動蛻變，失去其電中性，產生出一個質子、一個電子和一個反中微子（反中 微子是中微子的反粒子，自由中子的蛻變是坍縮恒星核心發生的質子俘獲電子反應的逆 反應）。 現在，最重要的時刻來到了：中子的自旋是半整數，是一種費米子，像電子一樣服 從泡利不相容原理。但是，中子的“占據體積”要小得多，兩個中子之間的間隔可以小 到10－”厘米，也就是說，中子可以互相碰到。于是，中子化就伴隨有一場物質的內向 爆炸和密度朝著簡并態的巨大增長。恒星開始坍縮的0．25秒后，密度達到10’‘克／ 厘米3（相當于在一只縫紉頂針里有1億噸質量）。這正是原子核的密度，就像是通常物 質中的電子都被移去，而原子核互相挨在一起。在恒星核里再沒有任何“真空”留下， 恒星核就成了一種主要由中子組成的巨大原子核，這種遠比白矮星緊密的新的物質簡并 態，就叫做中子星。 物質一旦達到核密度，就不可能再作任何進一步的壓縮。恒星的非中子化外層以大 約4萬公里／秒的速度落到其中子化核心的表面，在那里撞上了一堵無比堅硬的墻。外 層物質被突然擋住，并反彈回來，形成沖擊波（沖擊波是一種不連續釋在介質中的傳播， 這個鋒導致介質的壓強、溫度、密度等物理性質的跳躍式改變。在自然界，所有的爆發 情況都伴有沖擊波，沖擊波總是在物質膨脹速度變得大于局域聲速時發生。一架飛機的 速度超過330米／秒，“聲屏障”就被打破，同時伴隨有一個在大氣層傳播的沖擊波， 并產生一個聲“爆炸”）。 在引力坍縮中，隨著外層物質的彈回，沖擊波由中心向外傳播，并在幾天后到達恒 星表面。它帶有極其巨大的能量，毫不含糊地把恒星整個外區轟得粉碎，并沿徑向向外 吹得四散。我們的25M的“模型星”將噴射掉24M的質量，只剩下一個l／①的中于星。 這個現象就稱為超新星。 超新星爆發的這種激烈程度的確令人難以置信。它在幾天內所傾瀉的能量就像恒星 在主序期的幾億年里所輻射的那樣多。它的光度增大數十億倍，因此在幾天里這顆“新” 星看上去就像一整個星系那樣明亮。 相比之下，伴隨著恒星收縮為白矮星而發生的行星狀星云現象就顯得是一種很平靜 的死亡，是一種次級葬禮；超新星爆發則是一種壯烈的死，噴射出更多的灰燼，而留下 一具更緊密的星骸。 超新星吹出的氣體不僅給星際介質送來了在“洋蔥頭”里形成的豐富的重元素，而 且對星系演化起著比行星狀星云更重要的作用。巨大分子云中整代恒星的誕生就是由附 近的超新星爆發所引發。50億年前，當太陽以及與之相隨的小行星、流星、若星和行星 從原初云中產生出來時，銀河系的年齡已有100億年，許多大質量恒星已經燒光，它們 的灰燼已遍布于銀河系內。今日地球上的重元素就是從那些早已消失的恒星的核里來的。 超新星現象當然不限于我們銀河系里的大質量星。但由于現亮度隨距離急劇減弱， 只是在本世紀的大望遠鏡出現后，才能觀察其他星系里的超新星爆發。迄今為止，在幾 十萬個鄰近星系中，已看到幾百個超新星，平均每個月出現兩個，可以估計出一個星系 里超新星爆發的頻率大約是每百年4個。 用肉眼只能看到銀河系內的星。有文字記錄的天文觀察已經2000年了，在這段時間 里銀河系應該有100個左右超新星爆發，但只有很少幾個被記錄下來。 造成這個大差額的主要原因是太陽系位于銀河盤面上（即在夜空里看到的那條亮 帶）。銀河盤本來正是大多數產生超新星的大質量恒星所在的地方，但由于盤上大量塵 埃對可見光的吸收，光的穿透程度大為降低。從地球上只能探測到盤面上幾百光年的距 離，也就是說只能進入銀河系那最有趣味的區域的很小一部分（后面將會看到，射電、 紅外和X射線輻射被吸收較少，因而能到達地球）。 隨著觀測天文學的發展，人們應當能夠克服這個困難。超新星爆發時不僅發射光子， 而且還有別的能夠不被宇宙塵遮擋的輻射，尤其是中微子極為豐富，又能飛越許多光年 而不與其他物質發生作用。如果能在地球上探測到它們，我們就有了一個關于發射源的 全新信息的寶庫。問題是如何探測它們，因為它們幾乎不與別的物質作用，當然也就難 以與通常的觀測儀器發生作用。 太陽核心的熱核反應也產生恒定的中微子流，其中極其微小的一部分能在地球上被 探測到，所用裝置是～個盛有600噸四氯化碳并理在南達科塔一個金礦坑里的巨大容器。 中微子擊中這個奇特游泳池中的氯原子使之變成氨，而氛可以被提取出來（歐洲的一個 更新的實驗是用爆來作靶子）。超新星中微子的能量比太陽中微子更高，探測它們的裝 置本來是為別的目的而設計的。粒子物理學家已經建造了巨大的地下水池（以遮蔽宇宙 線）來探測質子衰變和相應的光閃耀。由最近粒子作用統～理論提出的有限質子壽命問 題是很重要的，因為質于是原子核的基本成分。迄今尚未探測到一個質子衰變。另一方 面，這些水探測器對高能反中微子很靈敏（例如來自附近超新星的反中微子），一個反 中微子與水池中的一個質子作用，生成一個中子和一個正電子（電子的反粒子）。這個 反應會發出一個切侖柯夫輻射閃耀，并能被浸在水池中的數千個光電陰極的某一些記錄 下來。此技術在1987年2月超新星1987A 出現時獲得了令人欣喜的成功，后文將再談到。 超新星的另一種類型的輻射可能更有價值，它不是電磁也不是中微于輻射，而是引 力輻射（引力波的問題將在第18章更詳細地介紹）。愛因斯坦廣義相對論預言了引力場 迅速變化時曲率波的傳播，這種波在恒星坍縮時應當產生。到2000年，引力望遠鏡應當 能探測到遠達1億光年之外的超新星爆發的信號，在這個距離上橫亙著幾千個星系，望 遠鏡應能每個月探測到一次引力輻射爆發。 雖然我們寄希望于明天的天文學，但決不能只是耐心等待恒星痛苦地死亡。歷史上 的天文學是一個不需再花錢的信息寶庫，前人的文字記載里包含的天文學財富正等待我 們去使用。 遠在望遠鏡發明之前，大質量恒星的劇烈死亡已在觀測天文學的歷史記載里留下了 蹤跡。在遠東，職業天文學家（通常是星占學家）被統治者雇傭來觀察天空，報告和解 釋突發的事件。在中國的多個朝代里有許多這種事件的相當詳細的記載，其中有些記載 甚至是公元前200年幸存下來的。更古老的記載被很遺憾地毀壞了，這個無可挽回的損 失是由于一個人的過分驕橫，他就是秦始皇——自稱是中國第一個“真正的”皇帝。他 決定，世界的歷史從他的統治開始，于是在公元前對3年下令焚書，大多數古老的文獻 就此喪失了。 幸運的是，中國并不是唯一的對天文學有熱烈興趣的國家。日本和朝鮮自公元前 1000年起一直進行固定的天文觀測，于是就可能找到不同國家對同一事件所作的同時記 載，使得科學家們能夠鑒別那些常被很含糊地描述的現象。 歷史上有記載的超新星的確切數目還不得而知，但不會超過10個。不過，并不是所 有的記載都被對天文學有興趣的歷史學家搜集到了，而被不懂得東方語言的天文史家搜 集的甚至會更少。 由中國人觀察到的頭三個超新星只被很簡短地記錄下來。一個于公元185年出現于 半人馬座，有20個月之久能被看到；第H個是公元396年在天揭座，持續了8個月；另一 個也在天蝎座，時間是公元827年。 公元1006年豺狼座超新星有著足夠多的來自不同區域的記載，因而其可靠性可以確 認。歐洲人（中世紀歐洲的修道院作了記載）、阿拉伯人、中國人和日本人都看到了它。 它可見于肉眼達25個月之久，而且，按照來自伊拉克的描述，它明亮得超過了弦月。 我深深鞠躬。我看到一顆客星出現，它有閃光，黃色……國家將繁榮昌盛。 ——標推德，皇家天文學家（ 1054） 歷史上最著名的超新星（至少就我們所知）是1054年由日本人和中國人觀察到的。 最細致的描述由一位熟知星象的中國宋代宮廷天文學家標準德作出。未至和元年五月已 丑日——1054年7月4目一一楊修德注意到了天空中一顆奇怪的星出現，日出前幾分鐘， ～顆陌生的星升起到地平線上，比金星或天空中能見到的任何星都明亮得多。這位皇家 天文學家稱之為“客星”，并記錄下來，他向皇上報告，并解釋說這是一個吉祥的預兆， 然后繼續仔細地觀察。客星在對天里白晝都能看見，在兩年里夜晚可以看見。它最后消 失了，結束了奇觀。楊誰搞所看到的，是一個光度為太陽25億倍的超新星爆發（由于這 顆星的距離，爆發實際上是在他看到之前5000年發生的）。 這一切都被遺忘了，一直到一位英國業余天文學家約翰·貝維斯（John Bevis）于 門引年在金牛座發現一個星云，這個彌漫狀天體在著名的梅西葉表中被列為第一號。羅 斯（Ross）勛爵于18M年依其形狀而命名為“蟹狀星云”。1919年，多虧中國史料被翻 譯，瑞典天文學家隆德馬克（Lundmark）首先意識到蟹狀星云與1054年超新星之間的聯 系。最后，埃德溫·哈勃（Edwin Hubble），現代宇宙學之父，1928年測出了蟹狀星云 的膨脹速度，并由此反推出它的年齡大約是900年，與爆發時間1054年相符，爆發星與 其氣體殘余之間的聯系再也無可懷疑。 1572年后座超新星在西方由丹麥天文學家第谷·布拉赫（Tycho Brah動觀察到。在 幾天里它像金星一樣明亮，作為第一顆被科學地細查的超新星，它有著非常重要的歷史 意義。在那個時代，希臘人和阿拉伯人那種地球處于宇宙中心，恒星都固定在一個遙遠 天球上的觀念仍普遍被接受。第谷·布拉赫證明這顆星的距離比月亮要遠，因而是在固 定恒星的天球上。他使已被哥白尼理論懷疑的恒星不變論徹底動搖，從而為約翰斯·開 普勒的偉大天文革命打下了基礎。 20世紀使用的“超新星”這個名稱也是由1572年的爆發而得來的，因為它就如同一 顆普通新星放在只有幾十光年處那樣明亮。但是，在這樣小的距離上如果有～顆星，即 新星的殘余，應當能由望遠鏡觀測到，而事實上卻沒有。所以1572年的新星必然是比普 通新星亮得多也遠得多。弗里茲·茲維基（Zwicky）和瓦爾特·巴德（Walter Baade） 由此而于1937年提出了超新星這個名稱。 1604年超新星在歐洲、中國和朝鮮被同時觀察到。它常被稱為開普勒超新星，因為 是這位著名的德國天文學家確定了它的精確位置。1943年，瓦爾特·巴德發現了圍繞著 爆發位置的星云。 銀河系中有記載的超新星表到此為止（也許仙后座A除外，見下文），其中的最后 ～個也已是將近400年前了。1987年2月，一顆超新星意外地不在銀河系內，而在近鄰的 大麥哲倫云中爆發。這次爆發產生了巨大影響，在許多個月里使觀測和理論天文學家們 全神貫注、興奮異常，本意最后一節將再談到它。 讓我看看你盤子里剩下什么，我就能說出你是誰。 ——俄國諺語 雖然超新星的亮度增長只持續幾個月，它所炸碎并吹到星際空間的殘渣則能在長得 多的時間里被觀測到。因此，一個很久以前爆發的超新星的氣體殘余物今天仍能看到， 不過，超新星的殘渣相對說來還是比較短命的，其中一些已經很稀薄很微弱，它們的可 見光不再能到達地球。但是，它們在膨脹時與星際介質碰撞共產生射電波和X射線，在 可見光波段能觀察到約20個超新星遺跡，在射電波段則有100個以上。 最著名的超新星遺跡是1054年爆發所產生的餐狀星云。船機座超新星的遺跡古姆星 云則是約公元前9000年爆發的產物，那時的人們一定看到了這次爆發，但是沒能記錄下 來。它在最高光度時像上弦月一樣明亮。美麗的天鵝座環的爆發更是早在2萬到3萬年以 稅 超新星遺跡含有關于爆發性質的豐富信息。超新星按其光度演化分成兩類。第～類 的最高光度比第二類的大，光度的衰減也更不規則，分成幾個階段。 理論天體物理學家仍在爭論如何解釋這種分類。其中一些人把兩個類型的光譜作比 較，認為只是簡單地由于爆發星的化學成分不同。恒星依其化學成分和年齡分為兩個星 族。星族D是老年恒星，出現于星系形成之時，因而含有很少的“金屬”（天體物理學 家把氫和氨以外的元素都稱為金屬）。橢圓星系里和旋渦星系的暈里主要是這類恒星， 橢圓星系里的氣體已喪失殆盡，因而沒有新恒星形成。星族I則是年輕恒星，這些恒星 在旋渦星系的盤里形成，并在形成時就含有豐富的由前代恒星制造的“金屬”。第一類 超新星在旋渦星系和橢圓星系里都能觀測到，而第二類超新星只見于旋渦星系。因此似 乎可以設想第二類超新星發生于星族1恒星，而第一類超新星則是星族fi恒星。但是這 種對應充其量也是粗淺的，實際情況很可能更復雜。 雖然理論家們一致同意第二類超新星是大質量（大于10M）恒星的爆發并伴隨有中 子里的形成，但對第一類超新星卻眾說紛法。模型研究表明，質量在1至SMpe間的孤立 恒星的弓！力坍縮沒有多大意義；產物是一個行星狀星云和一個白矮星，或可能是一個 中子星和低能量釋放。另～方面，8至lap間的恒星能作為第一類超新星爆發，能量由碳 的燃燒提供。 目前流行的一種解釋引入了完全不同的爆發機制：第一類超新星要求有碳和氧組成 的白矮星，并且是密近雙星系統的一員。從伴星吸引過來的氨緩慢地積累在白矮星表面 上，當外層的溫度和密度達到一定限度時，氦聚變發生，導致光度劇增，然后又緩慢地 衰減，正如第一類超新星爆發時所看到的那樣。在這個模型里“超新星”才名副其實， 即是爆發更多能量的新星（新星是雙星系統中白矮星表面的氫聚變所造成的）。 這個雙星模型的一個變種假定是白矮星接近其1．4Moo的穩定極限。白矮星表面上 氣體的不斷堆積就會使其質量增加到超過這個危險的閾值。于是星體發生引力收縮，哪 怕是微小的收縮也足以引起碳（白矮星的主要成分）反應并在瞬間轉變為鎳和鐵。白矮 星就在爆發中被摧毀。 最近又出現了這種“危險的加碼”的～個新版本。由兩個離得很近的白矮星組成的 雙星系統，其軌道能量會由于引力輻射而消耗，、兩顆星就會在遠短于宇宙年齡的時間 內越靠越近，最后的猛烈碰撞所釋放的能量就可能高到第～類超新星的規模。 總之，超新星模型的增多反映了理論天體物理學家面臨的困難，他們所試圖解釋的 是實驗室里不可能得到的極端物質狀態。 對仙后座A超新星遺跡的研究使得解釋超新星爆發機制成為更復雜的問題。這個星 云的優越性是在光學、X射線和射電波段都能看到它。對星云膨脹速度的測量表明那個 超新星必定是1670年左右在僅為九千光年的距離處爆發的。但是沒有任何有關的記錄， 盡管那個時候有許多天文學家在注視著天空，因而～個如此鄰近的事件不可能被漏掉， 更何況有一個月的時間它比天狼星還要明亮。最近有～些科學史研究者分析了天文學家 羅亞爾·約翰·弗蘭斯蒂德（Royal John Flamsteed）的著名星表（有漂亮的星座圖）， 似乎發現了這個星的蹤跡。這個星表是依據在1680年進行的觀測而于1725年問世的，它 在現在他后座A的位置上顯示有一顆六等星（正是肉眼所能見的限度），被弗蘭斯蒂德 稱為伙后座三但是在更早的星表里和后來從1835年開始匯集的星表里都見不到。包括弗 蘭斯蒂德在內，當時沒有一個人注意到這顆微弱的恒星是剛剛在天空中出現的。 為什么爆發會顯得如此微弱呢？也許是膨脹外殼里形成的極大量塵埃吸收了所有來 自中心的光。但是，其他費解的事實降低了這種解釋的可信性。一方面，鐵的缺乏意味 著這個星云的化學成分與第一和第二類起新星遺跡都不相同；另一方面，他后座A似乎 并沒有留下一顆中子星，因為一顆形成三百年的中子星的表面溫度應當仍有開氏三百萬 度，因而應是一個可探測的X 射線源。這就是說，這可能是第三類超新星（也有人愿意 稱為出類），要罕見得多。其起因可能是～種不同的恒星爆發機制，即不是由恒星核心 的引力坍縮而是由一種屬于“沃爾夫一拉葉（Wol——aser）”型的極熱恒星的不穩定 性所引發。一個最近在法國薩克雷的核研究中心發展起來的理論模型得出，這種爆發的 最大光度只是太陽的1億倍，也就是比“正常的”超新星小十倍。這樣一種爆發將使恒 星完全瓦解，而不留下一具致密的殘骸。 還有一種或許是更誘人的想法：恒星的簡并核心仍然發生坍縮，但并不是形成中子 星，而是形成黑洞。如后面將要談到的，黑洞沒有一個固體外殼，因而就不能使恒星的 外層反彈，超新星的威力也就被大打折扣。 1987年2月23──24日的夜晚，在智利的拉斯康帕納斯天文臺工作的加拿大天文學 家伊安·謝爾頓（Ian Shelton），極其幸運地成為一顆超新星的第一位“專業”發現 者（一名夜間助理人員剛剛用肉眼看到了這顆亮度為四等的星）。該超新星所在的大麥 哲倫云是一個不規則星系，也是銀河系的一個衛星系，距離大約為17萬光年。一封緊急 電報發到了國際天文學聯合會，并立即在天文界引起了轟動。 這顆被命名為SN1987A的超新星，是1604年開普勒超新星以后肉眼可見的第一顆， 也是距離最近的一顆。由于它只能在南半球看到，所以只有智利、澳大利亞和南非的天 文臺里的望遠鏡能投入使用。當夜幕降！臨澳大利亞時，那里的一位天文學家證認出這 顆超新星是一顆以前已知道的12等藍巨星，叫做圣都立克（Sanduleak）69202o這就給 理論家們提出了第一個有趣的問題，因為他們原來認為超新星是紅巨星的爆發。第二個 謎是，爆發星的光譜有氫的譜線，因而應歸于第二類超新星（大質量星的爆發），但是 它的光變曲線（即光度隨時間的變化）從一開始就表現出與典型的第二類超新星很不同， 尤其是，它的最大光度比預期值幾乎小了一百倍。 獲悉謝爾頓的發現之后，普林斯頓的理論家立即投入工作并在兩天里寫了一篇論文， “顛倒”地預言中微子探測器應當在超新星光學光度劇增之前幾個小時就已捕獲到中微 子，并且算出了中微子的數目和能量。第二類超新星的中微子是由中子化即恒星核心坍 縮時原子核對電子的捕獲而產生的，中做子帶走超新星的絕大部分能量，中微子光度與 1億個星系在1秒鐘釋放的光學能量相等。這個神話般的圖像相當于地球表面上，或者我 們的皮膚表面上，每平方厘米有1000億個中做子穿過。 2月23日，超新星在光學波段出現之前將近22個小時，日本神岡一座礦井底部的水 探測器在來自SN1987A的反中做子爆發的沖擊下在11秒鐘里閃爍了11次。這個結果由神 岡研究組在連續苦干15天分析資料后宣布。稍后，一個美國小組也宣布了類似的結果： 與日本的探測同一時間，克雷夫蘭一座礦井深處的探測器也閃爍了8次。如果是南半球 接收到超新星的光，那么正是北半球探測到它的中微子。一共才19個，收獲雖然微小， 卻有著重大意義：不僅證實了SN1987A不是第～類超新星（雙星系統中白矮星的爆發不 發射中做子），而且開創了一個不只是光而且中做子也能在太陽以外的恒星探測到的新 時代。 再回到光度曲線上來，它在最初幾天的異常幾個月后消失了：光度是鉆56的放射性 衰變所特有的指數衰減。這是理論模型的又～個勝利，因為這種元素正是大質量恒星爆 炸核合成的主要產物。最初的異常可以通過追溯母體星的特殊性質來解釋，它在爆發前 是藍的而不是紅的。由于氦燃燒后的極度膨脹，圣都立克69202可能已經是一顆紅超巨 星，但由于吹了1萬年的強大恒星風，其外殼已失去，這使它縮減為一個小尺度（功倍 于太陽直徑而不是500倍）的明亮藍星。隨著后來的日子里新資料的到達，理論家也忙 于修改模型，以期與觀測相合。然而對我們來說，還有最重要的問題：爆發的殘骸是一 個中子星還是一個黑洞？二者都有可能，因為母星的質量大約是太陽的20倍。四年來各 種探測器都瞄準著爆發位置以搜尋中子星的痕跡（黑洞就“不那么有吸引力”，因為它 不給出任何可探測的信號），除了幾次假警報外，這些努力迄今都沒有結果。這并不奇 怪，殘骸仍然被掩蔽在爆發星云的內層，但如果它是中子星，那么或早或遲，一旦最后 ～層面紗稀簿到能透光，它的面目就會顯露出來。幾年后，或者幾十年后，來自中子星 極熱表面的X射線就會出現。我們或許能探究一個射電脈沖星嬰兒的誕生，如果它的射 電束正巧能掃過地球（見第7章），我們就可以合理地期望～個間接信號，例如膨脹的 星云被中心脈沖星加熱。無論發生的是什么，麥哲倫云超新星將成為本世紀最重大的天 文事件之一。 |
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