最强的超新星爆发

正几个月前观测到的一次超新星爆发ASASSN-15lh对现有的超新星理论提出挑战。所谓超新星爆发是指某些恒星以剧烈爆炸的方式走向死亡。超新星爆发时的光度很高,甚至可比其所在的宿主星系还要亮。在过去数年里,天文学家们发现了一种新类型的超新星,名为"极亮型超新星"。极亮型超新星可比常见的超新星亮数十倍甚至上百倍。     

超新星中微子探测

 1987 年2 月23 日,天体物理学家目睹了400 年来最亮的一次超新星爆发。该超新星位于大麦哲伦云内,是自1604 年探测到开普勒超新星以来观测到的最明亮的超新星爆发,肉眼可见,由于这是1987 年发现的第一颗超新星,因而被命名为“SN1987A”。     

大麦哲仑云超新星爆发后的一年

１９８７年 ２月 ２３日，银河系之外的大麦哲仑云中出现了一个超新星，定名为超新星 １９８７ Ａ．它是１６０９年天文望远镜发明以来第一个长时间肉眼看得见的超新星，还是二十世纪最重要的天象之一． 本文叙述超新星爆发后一年内，在可见光、红外、紫外、射电、Ｘ射线和ｒ射线各个波段取得的观测资料．介绍爆发之初的中微子事件以及对爆发前天体的研究结论．通过这一天象的研究，获得了许多新知识，也提出了许多新课题．     

恒星演化和超新星爆发理论中某些重要问题的核物理问题

首先 ,在第 1节中我们依次介绍了各种不同质量的恒星演化进程中各个主要热核燃烧的点火条件 ,致密物质中自由电子系统的简并性对星体热核燃烧的主导作用以及爆炸性核燃烧条件。其次 ,在第 2节中我们讨论了导致恒星核心不稳定坍缩的物理因素和条件。此后 ,在本文第 3节中我们评述了Ⅰa 型超新星爆发理论尚在争论中的核物理和固体物理的问题。在第 4节中我们评述了Ⅱ型 (以及Ib 型 )超新星爆发理论中的严重困难 ,并且介绍了我们 (南京大学研究小组 )就超新星中微子延缓爆发机制的关键问题 (强大的中微子暴如何产生 ?)的物理机制提出的具体过程 :这中微子暴的强大中微子流量是从刚刚坍缩的高温高密核心通过核物质——— (u ,d)夸克系统——— (u ,d ,s)系统的相变过程在不到 1微秒的时间内很快地产生出来的的。而且 ,这个过程导致核心区域的负熵梯度 ,引起核心区域大规模对流 ,它将这强大的中微子流量很快地向外输送到中微子球的表面。在第 5节中本文还介绍了我们就超新星核心高密条件下电荷屏蔽对电子俘获过程的影响所作的探讨研究以及讨论了它对超新星坍缩核心质量 (它对超新星瞬时爆发机制成功与否起着关键作用 )的可能影响。     

天文学家揭开宇宙辐射之奥秘

由德国、英国、亚美尼亚、法国、伊朗、爱尔兰、纳米比亚、南非和捷克天文学家组成的研究小组成功拍摄到几幅超新星残余照片，超新星是在约1千年前爆发的。根据照片判断，宇宙辐射是超新星爆发的产物。正如德国天体物理学家戴维·贝尔格博士指出．“虽说科学家早已认为，宇宙辐射是由超新星爆发引起的，而现在科学家有了证据。”     

超新星与宇宙未来

 超新星是一些质量较大的恒星演化到晚期发生爆炸所产生的天体。它们在短时间内很明亮,一颗超新星的亮度可以相当于整个星系。超新星中有一类被称作Ⅰa 型超新星,天文学家认为它的亮度是基本稳定的,可以当作“标准烛光”来使用。也就是说,它距离地球越远,人们看到它就越暗,因此在天文学中可以用它们来测定宇宙学距离,从而探索宇宙的演化。     

从粒子到宇宙

 从超新星１９８７Ａ谈起１９８７年２月２３日,在地球上探测到远离它１７万光年的大麦哲伦星云发生的一次能量为１０２７倍的氢弹爆炸能量的超新星爆发,这次爆发后来被称为１９８７Ａ．这是自１６０４年开普勒探测到的这类爆发以来人类第一次可由肉眼观察到的超新星爆发．由于核燃料的耗尽,在自身强大引力的作用下,星体在几秒钟的时间内坍缩,并释放出成百倍于我们太阳在它现存的时间内发出的全部能量．在加拿大天文学家在智利的山上注意到超新星１９８７Ａ之前,就传来了中微子在美国和日本的两个巨大的地下粒子探测器被记录的消息．这些探测器均由几千吨非常纯净的水组成,并配以光电倍增管和电子学．     

核天体物理学的某些重大疑难问题

本文简介与评述了当今核天体物理学的几个最为突出的重大疑难问题，如（１）恒星晚期演化研究中最为关键的几个核反应截面的不确定性；（２）Ｉａ型超新星爆发理论基本环节节中的争论及其一些严重矛盾的问题；（３）Ⅱ型超新星爆发现有理论和它迄今尚未能自洽地获得（观测到的）爆发这一重大矛盾的关键原因及为突破这个困难人们最近所作的较为成功的探讨（４）星卫＾２６Ａｌ问题和它所面临的困难及提出合成＾２６Ａｌ核的可能新途径     

恒星演化和超生爆发理论中某些重要问题的核物理问题

首先,在第1节中我们依次介绍了各种不同质量的恒星演化进程中各个主要热核燃烧的点火条件,致密物质中自由电子系统的简并性对星体热核燃烧的主导作用以及爆炸性核燃烧条件。其次,在第2节中我们讨论了导致恒星核心不稳定坍缩的物理因素和条件。此后,在本第3节中我们评述了Ia型超新星爆发理论尚在急论中的核物理和固体物理的问题。在第4节中我们评述了Ⅱ型（以及Ib型）超新星爆发理论中的严重困难,并且介绍了我们（南京大学研究小组）就超新星中微子延缓爆发机制的关键问题（强大的中微子暴如何产生？）的物理机制提出的具体过程：这中微子暴的强大中微子流量是从刚刚坍缩的高温高密核心通过核物质－－（u,d）夸克系统－－（u,d,s)系统的相变过程在不到1微秒的时间内很快地产生出来的。而且,这个过程导致核心区域的负熵梯度,引起核心区域大规模对流,它将这强大的中微子流量很快地向外输送到中微子球的表面。在第5节中本还介绍了我们就超新星核心高密条件下电荷屏蔽对电子俘获过程的影响所作的探讨研究以及讨论了它对超新星坍缩核心质量（它对超新星瞬时爆发机制成功与否起着关键作用）的可能影响。     

高红移Ⅰ_a型超新星的搜寻和宇宙的加速膨胀

观测研究表明,Ⅰａ型超新星可以作为宇宙距离测量的标准光源．天文学家还从近邻Ⅰａ型超新星光变的研究中得出可靠地确定其最高光度的方法．在此基础上,国际上两个相互竞争的研究集体经过几年的不懈努力,对高红移超新星进行了搜寻和观测．他们各自独立地得到了相同的结论：宇宙学常数Λ＞０,宇宙在加速膨胀．这项研究结果将对宇宙学,星系和大尺度结构的形成和演化的研究产生重要影响．更重要的是,它把所谓“宇宙学常数问题”提到我们面前,不再能够回避．而这一问题的解决将有可能带来基础研究上的重大突破     

太阳风层可作为粒子加速的天体物理实验室

在宇宙中的稀薄等离子体中,通常所见的两体库仑碰撞是不重要的。带电粒子的行为由长程电磁力引起的集体相互作用来控制.在这些等离子体中某些动力学能量被释放出来而转变为热能时,粒子的能量分布会极大地偏离麦克斯韦-玻尔兹曼分布.通过研究粒子的加速过程,我们可以详细地了解能量的转换过程及系统可能达到的极端条件. 天体物理向我们提供的最新的一个例子是发生在1987年初的超新星爆发(被命名为SN1987A).在这次超新星爆发中,人们接收到从射电到γ射线的全波段上电磁辐射的爆发,同时也观测到中微子爆.天体物理学家急切地希望直接或间接地…     

2012年,参宿四会爆炸吗?

恒星是宇宙的基本组成单元,中小质量的恒星(如太阳)占绝大部分.中小质量的恒星演化到最后,外壳被损失掉,成为漂亮的行星状星云,而恒星的核则成为白矮星.大质量恒星演化到最后会发生超新星爆炸,产生巨大的能量,留下一个中子星或黑洞.参宿四是一颗大质量恒星,种种迹象表明,它将发生超新星爆炸,但在2012年爆炸的可能性微乎其微,天上不会出现两个"太阳",也不会对地球上人们的生活产生实质性的影响.     

《引力塌缩型超新星爆发机制及计算天体物理的相关问题》国际研讨会在上海召开

超新星是某些恒星演化到末期时灾变性的爆发,是宇宙中已知的最猛烈的爆发现象之一。爆发结果或是将恒星物质完全抛散,成为超新星遗迹,或是抛射掉大部分质量,核心遗留下的物质坍缩为中子星或黑洞。在爆炸瞬间以及在爆炸后观测到的现象涉及到多种物理机制,例如中微子和引力波发射、燃烧传播及爆炸核合成、放射性衰变等。     

海量星系光谱中的超新星候选范围自动约减

超新星是恒星世界中已知道的最剧烈的天文现象之一,但目前发现的超新星数量相比于已探测到的数百亿天体而言又是有限的,所以有必要寻找快速高效的超新星搜寻方法或辅助手段。拟在Ⅰa型超新星统计特征描述的基础上提出了一种海量星系光谱下Ⅰa型超新星候选体选择范围自动约减的方法。该方法首先对Ⅰa型超新星模板PCA分析获得特征谱,并获得每条待检星系光谱的低维超新星特征描述,然后通过引入样本的局部孤立性因子进行离群搜索,最后获得总样本数的1%作为继续搜寻证认超新星候选体选择的初始范围。实验表明该方法有效可行,这一方法在海量光谱中自动去除大量不含超新星的星系光谱,为超新星的进一步搜寻证认和后续观测提供了较可靠的候选范围,从而成为直接利用光谱巡天的海量数据获得超新星的高效途径。     

高红移Ia型超新星的搜索和宇宙的加速膨胀

观测研究表明,Ｉａ型超新星可以作为宇宙距离测量的标准光源,天文学家还从近邻Ｉａ型超新星光变的研究中得出可靠地确定其最高光度的方法,在此基础上,国际上两个相互竞争的研究集体经过几年的不懈努力,对高红移超新星进行了搜寻和观测。     

SKLOF:一种新的超新星候选范围约减算法

超新星是宇宙学中的"标准烛光",其在星系中爆发的概率很低,是一种特殊、稀少的天体,只有在大量观测的星系数据中才有机会遇到,而正处于爆发期的超新星会照亮其整个星系从而在观测获得的星系光谱中具有较明显的特征。但是,目前已发现的超新星数量相对于大量的天体而言又是非常稀少的,搜寻它们所用的计算时间成为能否进行后续观测的关键,因此需要寻找高效率的超新星搜寻方法。对超新星候选范围进行约减的LOF算法的时间复杂度较高,计算量大,不适用于大规模数据集。为此通过对LOF算法进行改进,提出了一种在海量星系光谱中快速约减超新星候范围的新方法(SKLOF)。首先对光谱数据集中离中心点近的数据点进行数据剪枝,剪掉那些肯定不是超新星候选体的光谱数据对象,然后利用改进的LOF算法计算剩余的光谱数据的孤立性因子并降序排列进行离群搜索,最后获得超新星候选体的较小的搜索范围以便进行后续的证认。实验结果表明,该算法十分有效,不仅在精确度上有所提高,而且相比于LOF算法还进一步缩短了算法的运行时间,提高了算法的执行效率。     

SKLOF:一种新的超新星候选范围约减算法

超新星是宇宙学中的“标准烛光”, 其在星系中爆发的概率很低, 是一种特殊、稀少的天体, 只有在大量观测的星系数据中才有机会遇到, 而正处于爆发期的超新星会照亮其整个星系从而在观测获得的星系光谱中具有较明显的特征。但是, 目前已发现的超新星数量相对于大量的天体而言又是非常稀少的, 搜寻它们所用的计算时间成为能否进行后续观测的关键, 因此需要寻找高效率的超新星搜寻方法。对超新星候选范围进行约减的LOF算法的时间复杂度较高, 计算量大, 不适用于大规模数据集。为此通过对LOF算法进行改进, 提出了一种在海量星系光谱中快速约减超新星候范围的新方法(SKLOF)。首先对光谱数据集中离中心点近的数据点进行数据剪枝, 剪掉那些肯定不是超新星候选体的光谱数据对象, 然后利用改进的LOF算法计算剩余的光谱数据的孤立性因子并降序排列进行离群搜索, 最后获得超新星候选体的较小的搜索范围以便进行后续的证认。实验结果表明, 该算法十分有效, 不仅在精确度上有所提高, 而且相比于LOF算法还进一步缩短了算法的运行时间, 提高了算法的执行效率。     

某些查耳酮化合物的发光

本文叙述了两个同质查耳酮系列的合成.一个带有查耳酮中心链(系列Ⅰ),另一个是系列Ⅰ的酯类(系列Ⅱ).研究了每个系列中三种化合物的发光,发现两个系列的所有化合物都能见到发光.系列Ⅰ中的化合物在峰值为360nm处可见到发光,而系Ⅱ列中的化合物未能观测到这一波长的发光.然而,在峰值为470nm处两者均可见到发光.得出的结论是,消除非键电子微扰作用的氢键是系列Ⅰ中的化合物在360nm处出现发光的原因.     

超新星爆发理论中某些重要的核物理问题

 一、导致恒星不稳定坍缩的主要物理因素一颗恒星的演化史本质上就是它内部核心区域的热核（燃烧）演化史．一个质量较大的恒星在其演化的一生中将先后经历氢燃烧,氦燃烧,碳燃烧,氖燃烧,氧燃烧以及硅燃烧等热核燃烧阶段．不同质量的恒星经历它所有可能的热核演化之后,通常都要出现较为剧烈的演变．对于质量较低（例如Ｍ＜８Ｍ）的恒星,要经历以前述剧烈热脉冲为特征的ＡＧＢ星阶段,其核心逐渐收缩为白矮星,而星幔和包层则被向外抛射并膨胀成为行星状星云．大质量恒星（Ｍ＞８Ｍ）则要经历更为剧烈的演变过程,例如像Ⅱ型超新星那样的极其猛烈的爆发．     

银河系宇宙线的超新星遗迹起源学说

 20世纪初，随着人们对空气电离度测量精度的不断提高，大气电离现象被普遍观测到并被归因于放射性元素衰变产生的高能辐射。1911~1913年奥地利物理学家维克托·赫斯（Victor Franz Hess）通过一系列高空气球实验发现了来自外太空的可以导致空气电离的辐射--宇宙线^①，他也因此获得了来自于河外高能天体源。能量低于109eV （1GeV）的宇宙线由于受太阳风的影响，很难到达地球附近。由太阳活动产生的高能粒子的能量通常也低于1 GeV⑦，因此在地球附近观测到的能量低于1 GeV的高能粒子主要产生于太阳系。虽然银河系中很多高能天体都可以产生宇宙线，但是超新星遗迹被普遍认为是最主要的银河系宇宙线源。这就是所谓的银河系宇宙线的超新星遗迹起源学说。1936年的诺贝尔物理学奖（图1（a））。20世纪30年代，人们通过对来自地球东西方向宇宙线流量不对称性的分析，逐渐认识到它们主要是由带正电的高能粒子组成，受地球磁场影响，来自西方的宇宙线流量更高。后来的一系列研究表明，99%的宇宙线是原子核，其中约10%为α粒子即氦核，更重的原子核占1%左右。考虑到宇宙线的高流量，1934年巴德（W.Baade）和兹维基（F.Zwicky）指出，它们可能来自于超新星爆发^②。由于宇宙线粒子带电，在星际介质中传播时将受到星际磁场的影响，因此地球附近观测到的宇宙线空间分布几乎是各向同性的，这也导致我们无法通过对宇宙线的成像观测来确定宇宙线源。但是宇宙线可以和背景等离子体相互作用产生从射电到伽马射线的电磁辐射，随着射电天文、X射线天文、伽马射线天文的发展，人们不仅发现了超新星爆发产生宇宙线的观测证据，还发现了其他一些可以产生宇宙线的高能天体^③~⑥。