High-Mass Stars: Supergiants and Core-Collapse Supernovae

大质量恒星：超巨星和核心塌缩超新星

Linas Juozėnas

知识方舟 · 宇宙 · 第04章 / 第05篇

大质量恒星与amp; 坍缩时刻

在一颗明亮恒星的深处，最终的核燃料耗尽。它的核心向内坠落，冲击波艰难地向外传播，而最终结局可能重塑整个恒星邻域。

超巨星爆炸的恒星致密遗迹

一幅描绘超新星物质膨胀的艺术图。中央的辉光代表明亮的爆发事件，而非对致密遗迹的直接光学观测；尺寸和颜色仅作示意。

燃料更多，生命更短大质量恒星以极高的速率释放能量，因此会迅速耗尽核燃料。

坍缩先发生坍缩的核心可以激发冲击波，但要成功爆炸，冲击波必须继续向外传播。

结局有多种可能随后可能形成中子星、黑洞，或者在另一种爆炸中彻底解体。

短暂的一生，持久的影响

大质量恒星为何重要？

大质量恒星在一生中不断改变周围环境。紫外辐射和恒星风首先发挥作用。如果恒星后来爆炸，快速移动的抛射物会将能量和新形成的元素带入周围气体。

要理解那个最终事件，需要追踪两个相互关联的过程：恒星如何构建自己的核心，以及坍缩过程中释放的能量如何到达外层。[1], [9]

上一篇文章介绍了红巨星和白矮星。本文将探索其内部可以在核燃烧中走得更远的恒星。

质量塑造恒星内部，但并不决定所有结局

什么样的恒星称得上“大质量”？

在恒星演化的讨论中，大质量恒星的质量范围大致从初始质量约为八到十个太阳质量开始。这只是一个近似的分界：化学组成、内部混合和质量损失都会影响哪些恒星最终经历核心坍缩。[1]、[3]

燃料供应更多并不一定意味着寿命更长。大质量恒星的光度很高，因此消耗燃料的速度快得多。它们炽热的核心通常通过CNO循环获得大部分氢燃烧能量，而CNO循环的重要性取决于温度以及可用的碳、氮和氧含量。[1]

一个示意性的主序星寿命

一颗9个太阳质量的恒星

在一组太阳金属丰度模型中，核心氢燃烧持续约 2600万至3100万年。

同一模型族

一颗60倍太阳质量的恒星

尽管初始质量大得多，核心氢燃烧仍会持续约350万至450万年。

这些范围比较了不自转和自转模型的计算结果。它们描述的是主序阶段，而非恒星的完整生命周期，并且只是模型示例，不是普遍适用的时间表。[2]

恒星表面的外观无法揭示它的全部历史

所有大质量恒星都会变成红超巨星吗？

许多大质量恒星在核心氢耗尽后会膨胀成超巨星。膨胀且较冷的光球会形成红超巨星；表面温度更高则会形成蓝超巨星。这些颜色描述的是恒星表面，而核心可能正在经历完全不同的一系列变化。

恒星从红色、黄色到蓝色阶段并不存在普遍适用的演化顺序。有些恒星会保持相对较高的温度，有些会变成红超巨星，还有些会随着结构演化重新趋向更高温度。[1]

恒星风可以移除恒星的一部分物质

当辐射通过金属谱线中的吸收和散射将动量传递给气体时，热恒星会驱动恒星风。对于其他条件相当的热恒星而言，较低的金属丰度通常会减弱这些恒星风，使更多质量得以保留。

冷超巨星风、爆发和双星剥离都涉及额外的物理过程。单一的金属丰度规律无法描述大质量恒星失去物质的所有方式。[4]

伴星可以改变演化路径

在近距离双星系统中，一颗恒星可以将气体转移给伴星、失去大部分氢包层，或与另一颗恒星合并。观测表明，这类相互作用在大质量O型星中很常见。[5]

一些表面裸露、由恒星风主导的恒星会呈现沃尔夫–拉叶星谱，但这个名称并不代表普遍适用的最终阶段。并非所有失去外层的氦星都具有典型的沃尔夫–拉叶星谱，而一些极其明亮且富含氢的沃尔夫–拉叶星仍在核心中燃烧氢。[4]

从数百万年到内部结构迅速变化的末期阶段

随着核燃料发生变化，会发生什么？

氢燃烧之后，质量足够大的核心可以依次燃烧氦、碳、氖、氧和硅。氦燃烧会生成碳和氧。后续反应会进一步改变混合物，最终形成一个富含铁族核素的核心。核心外的壳层还可以继续燃烧更早期的燃料。[6]

保留氢包层的晚期大质量恒星示意图。标签标示的是主要成分区域，并不表示纯粹的分层，也不意味着每个壳层都在同时燃烧。图中比例不按实际尺寸绘制。[6]

为什么晚期阶段进展得如此迅速？

在晚期燃烧阶段，逃逸的中微子会从炽热内核带走大量能量。核反应必须快速进行以弥补这一损失。因此，仅凭恒星的可见光度无法解释其最终演化的速度。[6]、[9]

一个 20 个太阳质量、具有太阳金属丰度的模型
中心燃料	大致持续时间	内部发生了什么变化？
氢	800 万年	氦在内核中积累。
氦	100 万年	会生成碳和氧。
碳	1,000 年	多个反应通道会生成并重新分配氖、钠、镁和其他原子核。
氖	7 个月	光致蜕变和氦俘获会重新排列混合物。
氧	1 年	硅、硫和其他原子核的丰度增加。
硅	12 天	反应网络使成分逐渐趋向铁族。

取自 Woosley、Heger 和 Weaver（2002 年）表 I 中一个示例模型的四舍五入数值。这些并不是普适的倒计时：在此示例中，氧燃烧持续的时间比氖燃烧更长。[6]

硅会直接聚变成铁吗？

“硅燃烧”指的是复杂的反应网络。高能光子会将一些原子核分解，而其他原子核则俘获释放出的粒子。在足够高的温度下，这些过程会使物质重新排列，趋向于形成铁族原子核。单一的硅加硅反应会造成误导性的理解。[6]

向内坍缩和向外爆炸是两个不同的事件

坍缩的内核如何引发爆炸？

铁族物质无法提供早期燃烧阶段所能提供的持续能量源。随着中心内核增大并变得不稳定，电子俘获会降低其电子压力。在高温下，原子核的破碎也会消耗能量。

这种不稳定性取决于内核的成分、熵和结构。它并不是在某个精确且普适的 1.4 个太阳质量下触发的，压力也不会简单地消失。[7]

01 · 快速收缩
内核向内坠落

内核在不到一秒的时间内向核密度坍缩。物质变得更加紧致时，重力能被释放出来。[7], [9]
02 · 反弹
致密物质抵抗压缩

在极高密度下，压力响应会变得更加刚性。内核坍缩停止并发生反弹，有助于形成向外运动的冲击波。[9]
03 · 冲击波停滞
冲击波损失能量

原子核的破碎和中微子的发射会削弱冲击波。持续的物质内落也会阻碍其前进，因此仅有反弹通常无法将恒星抛出。[8]
04 · 可能的复兴
中微子加热可以起到帮助作用

少量中微子被吸收后，会加热冲击波后方的物质。湍流运动有助于这种加热推动物质重新膨胀。[8]

一种理想化的反弹后视图。气体向内吸积；波浪箭头表示向外运动的中微子。停滞的冲击波后方、内侧一个中微子冷却很重要的区域之外，存在一个加热区域。大多数中微子会逃逸。图中省略了三维湍流和实际的尺寸比例。[8], [9]

这种中微子加热机制是许多普通核心坍缩超新星的主要解释。它能否成功，取决于临终恒星以及新生遗迹周围不断演化的流动。一些坍缩的核心无法产生强劲的向外爆炸。[8]、[10]

自转和磁场能否产生不同的爆炸？

在不寻常的快速自转系统中，磁应力和喷流可能发挥主要作用。一些高能、宽线型的Ic型超新星与长伽马射线暴有关。这些罕见事件不应被视为每颗大质量恒星的标准结局。[9], [12]

光的表演只揭示了能量释放的一部分

我们看到的超新星由什么提供能量？

引力为核心坍缩提供了巨大的能量，但其中大部分不会以可见光的形式释放出来。以下是普通事件的有用数量级；具体爆炸之间可能存在很大差异。[9], [11]

中微子

几 × 10⁵³ 尔格

主要的能量通道，由炽热且正在形成的遗迹携带离开。

运动中的喷出物

关于 10⁵¹ 尔格

爆炸推动恒星物质向外运动所具有的动能。

电磁辐射

关于 10⁴⁹ 尔格

在整个发光事件中，以光的形式跨各个波长辐射出的能量。

尔格是能量单位；1尔格等于10⁻⁷ 焦耳。这些是彼此独立的能量总量，不是光度，也不是中微子加热效率的测量值。[11]

从冲击波突破到不断变化的光变曲线

当冲击波抵达辐射可以逃逸的层面时，冲击波突破会产生短暂闪光。随后，膨胀的喷出物逐渐冷却。在许多富氢事件中，氢的复合有助于调节从包层逸出的辐射，从而形成宽阔的平台期。

放射性衰变——尤其是镍-56衰变为钴-56，再衰变为铁-56——可以让喷出物持续发光。与爆炸前流失的气体发生碰撞，也能提供额外能量。两者的重要性会因事件和时间而变化。[10]、[12]

常见的光谱类别反映了外层物质
类型	一个具有决定性的光谱线索	一种常见的解释
II	氢特征显著。	前身星保留了富含氢的外层物质。
IIb	早期有氢特征；之后氦特征变得显著。	爆炸前，大部分氢包层已被移除。
Ib	氦特征显著；没有明显的氢特征。	大幅剥离的前身星。
Ic	没有明显的氢或氦特征。	氦含量需要额外建模的剥离前身星。

光谱会随时间演化。缺少某条谱线并不能证明某种元素完全不存在：激发和辐射输运会影响哪些特征能够显现。[12], [13]

Ia型超新星属于另一种广义机制：涉及白矮星的热核爆炸。光谱编号系统并不是按恒星质量增加而排列的简单序列。[12]

遗迹取决于核心以及回落的物质

坍缩后还剩下什么？

稳定的致密遗迹

中子星

如果遗迹仍低于其可持续存在的最大质量，由量子物理和强核相互作用支配的压力就能支撑一颗中子星。这个最大质量取决于致密物质的行为，自转和热状态也会产生影响。[14]

进一步坍缩

黑洞

当冲击波复苏失败时，或在持续吸积或回落使遗迹质量增加后，黑洞都可能形成。回落指最初向外运动、但后来在引力作用下返回的物质。[9], [10]

固定的出生质量分界线——例如“低于25个太阳质量形成中子星；高于此值形成黑洞”——掩盖了其中的复杂性。恒星模型发现，较容易和较难爆炸的区间交替出现，这反映了最终核心及周围层的差异。[10]

一些中子星被观测为脉冲星：自转会使发射束或发射区域反复扫过我们的视线。仅有自转和磁性，并不能保证地球能够看到脉冲。[22]

光、粒子和爆炸前的图像分别讲述故事的不同部分

天文学家如何检验这一图景？

爆炸前的恒星

档案图像可以揭示前身星的颜色和光度。将其与恒星模型进行比较，可以约束其可能的大小、质量和演化状态。[16]
不断变化的爆炸

光变曲线和光谱记录了亮度、成分、膨胀以及与附近气体的相互作用。解读它们需要辐射输运和爆炸模型。[12]
来自核心的粒子

中微子可以从普通望远镜无法观测的区域逃逸出来，为研究中心坍缩和致密遗迹的形成提供证据。[9], [17]
之后的遗迹

持续观测可以寻找致密天体，并绘制不断膨胀的碎片图。随后，可以将推断出的内部结构与前身星及爆炸证据进行比较。[16], [18]

里程碑事件 · SN 1987A

一次爆炸，多种证据

SN 1987A于1987年出现在大麦哲伦星云中。它的前身是一颗蓝超巨星，这提醒我们，核心坍缩并不要求恒星表面是红超巨星。[16]

在地球上探测到的中微子为核心坍缩事件提供了直接证据。Kamiokande-II的结果仍是一项奠基性观测，将一颗可见的超新星与来自其中心引擎的粒子联系起来。[17]

2024年，JWST观测揭示了来自遗迹中心附近气体的发射线。模型显示，年轻中子星的电离辐射或其脉冲星风云可以解释这些发射线。这是根据周围气体推断出的证据，而不是中子星的直接照片。[18]

核心的不对称运动也可能产生引力波。足够近的事件可以让人们联合研究引力波、中微子和光，因为它们分别探测不同的物理过程。[9]

恒星的影响会通过它留下的物质延续下去

大质量恒星如何改变其所在的星系？

它们制造并分散元素

大质量恒星会在早期的燃烧阶段生成氧、镁等元素。爆炸可以加工更多物质，并抛出硅、硫等产物。最终产物取决于燃烧、混合、爆炸过程以及有多少物质回落。[10], [20]

这一点很重要：超新星既会制造一些原子核，也会散播更早形成的物质。其他恒星也有贡献。Ia型超新星是铁的重要来源，而演化中的低质量恒星会返还碳以及许多通过慢中子俘获形成的元素。[20]

普通超新星会制造出所有的金吗？

最重的元素需要额外的形成途径，包括快速中子俘获，即r过程。中子星并合已被确认是重元素生成的场所。人们也在研究罕见类型的恒星爆炸是否有所贡献，但不应将普通的核心坍缩超新星说成所有金或铀的已证实来源。[21]

它们加热、搅动并重新塑造周围的气体

膨胀的超新星遗迹会将能量和动量传递给星际介质。它能够产生高温气体，驱动湍流，并将富集物质从爆炸地点移走。[19]

结合恒星早期的辐射和恒星风，这种反馈会改变未来恒星形成的条件。气体可能被驱散或加热；在其他地方，如果形成适宜条件，压缩也可能促进坍缩。爆炸并不会自动产生新一代恒星。[1], [19]

通过这些过程，一颗短命的大质量恒星能够影响后来形成新恒星和行星系统的物质。它自身的生命结束了，但它产生的化学元素和赋予物质的运动仍是星系演化的一部分。

坍缩的核心可以改变恒星邻域

最后几秒，会带来漫长的余波。

大质量恒星的结局取决于它形成的内部结构，也取决于坍缩能量能否将其外层驱离。成功的爆炸会使周围气体富集并扰动它，而幸存的致密天体则开始一种截然不同的生命历程。

接下来，探索中子星与脉冲星中非凡的物质与旋转信标。

来源与延伸阅读

研究论文、作者综述和解释性材料。图示为示意图；燃烧持续时间和能标仅供说明，其适用范围已在正文中解释。

Langer（2012）——大质量单星与双星的超新星前演化核心演化、包层、自转和伴星如何塑造大质量恒星的演化历程。
Ekström 等（2012）——包含自转的恒星模型网格。I. 金属丰度为太阳金属丰度（Z = 0.014）时、质量为 0.8 至 120 个太阳质量的模型取决于模型的寿命和演化轨迹；表 2 提供了主序星的主要示例。
Doherty 等（2017）——超渐近巨星分支星及其作为电子俘获超新星前身星的作用氧–氖白矮星与电子俘获坍缩之间的转变。
Vink（2022）——热星质量损失的理论与诊断热星风、金属丰度以及沃尔夫–拉叶星的多样性质。
Sana 等（2012）——双星相互作用主导大质量恒星的演化观测证据表明，大质量 O 型星双星系统中普遍存在相互作用。
Woosley、Heger 与 Weaver（2002）——大质量恒星的演化与爆炸先进核燃烧、中微子冷却和内部结构。表 I 给出了具有示意性的 20 个太阳质量恒星燃烧时标。
Burrows（2013）——专题讨论：核心坍缩超新星理论的展望核心不稳定性、电子俘获、核解离以及坍缩的物理学。
Burrows 与 Vartanyan（2021）——核心坍缩超新星爆炸理论冲击波停滞、中微子加热以及多维流体运动的作用。
Janka（2012）——核心坍缩超新星的爆炸机制坍缩与反弹、相互竞争的爆炸机制、遗迹形成与中微子信号。
Sukhbold 等（2016）——基于中微子驱动爆炸的 9 至 120 个太阳质量核心坍缩超新星展示复杂且非单调爆炸结果与恒星产额的模型网格。
Woosley（2014）——超新星，UCSC Ay112 讲义中微子、抛射物动能与电磁能量的数量级比较。
Modjaz、Gutiérrez 与 Arcavi（2019）——核心坍缩超新星观测中的新领域光谱分类、早期发射、放射性加热与星周相互作用。
Piro 与 Morozova（2014）——剥离包层超新星中的透明氦为什么不能仅凭缺少显著的氦谱线直接判断氦丰度。
Lattimer 与 Prakash（2016）——高温致密物质与中子星的状态方程中子星中物质的压力与稳定性。
Renzo 与 Smith（2024）——大质量恒星中的对不稳定性演化与爆炸脉动对不稳定性、完全解体与后续坍缩之间的区别。
Smartt（2009）——核心坍缩超新星的前身星利用爆炸前对恒星的观测来约束超新星前身星。
Hirata 等（1987）——超新星 SN1987A 中微子爆发的观测Kamiokande-II 对与 SN 1987A 相关中微子的探测。
Fransson 等（2024）——超新星 1987A 遗迹中致密天体电离辐射产生的发射线与年轻中子星或其脉冲星风星云电离作用相符的 JWST 发射线证据。
Kim 与 Ostriker（2015）——超新星向星际介质注入的动量对周围气体所获得的能量、动量和湍流的模拟。
Kobayashi、Karakas 和 Lugaro（2020）——从碳到铀的元素起源不同恒星族群和爆炸对星系化学富集的贡献。
Cowan 等（2021）——最重元素的起源：快速中子俘获过程中子星并合中重元素产生的证据，以及可能存在的罕见爆炸通道。
NASA——中子星很奇怪！关于中子星以及为何旋转的辐射束能被观测为脉冲的通俗解释。

本章所有文章

返回博客