互动科普

这一颗最明亮的新星在它存在的17年间回答了许多问题，而在毁灭后提出了更多的问题。

从来没有一颗新星被这样多的天文学家用这样多的仪器观看过。自从它在1992年初爆发以来，天鹅座新星1974V就被从地面、空中、地球轨道及其之外的位置上通过从无线电波到X-射线的各波段作了记录。在它诞生的第一年，这一爆发就喷出了灼热的气体，它就像20年前模型已经预测的那样演变。在诞生的第二年，完全出乎意料之外，这一颗新星毁灭了。我们仍在试图了解天鹅座1974V的短暂生命。

在科罗拉多州博尔德的一个业余科学家Peter Collins，在1992年2月19日的早晨首先观察到了爆炸的准确位置。在他报告后的数小时内，我们用“国际紫外线探险者”（IUE）卫星考察了这颗新星。当气体开始膨胀时，我们捕捉到了正处在“火球”阶段的这颗新星——这是从氢弹爆炸的照片上可以常常看到的。不久以后，它成为唯一一个既被看见诞生又被看见毁灭的新星。在1993年底，来自新星中心部分的低能X-射线中断了，说明核爆炸已经用光了燃料。

天鹅座1974V证实了我们的关于新星的许多想法——如像这些喷出的气体怎样演变——但是也推翻了许多。它抛出的物质比预料的大约多10倍，其中部分具有致密的瘤状物或纤维状物的外形。瘤状物可能是搞清楚超额质量的原因的关键。它们表明了可能从新星的中心部分带出物质的湍流过程。虽然我们不得不重新考虑新星怎样演变的细节，但是原来的理论中最重要的部分仍然没有谁触动过。

在1892年，御夫座新星T成为第一颗根据它和正常恒星相比的光谱特性而辨别出是爆发的新星。从那时起，科学家们每年都发现并研究了一两颗新星。“肉眼”新星，如像明亮得足以让肉眼都容易看见的天鹅座1974V，也许在10年中才出现一次。

大约40年前，一幅关于新星怎样发生的图景开始逐渐形成。在1954年，Merle F. Walker（那时在威尔逊与帕洛玛山天文台）发现老的武仙座新星DQ（它在1934年爆发）是由两颗沿轨道旋转的恒星组成的一个系统。在双星系统中的一个恒星通过另一个的前方，这样就使天文学家可以很方便地测量这两颗恒星相互环绕旋转要花多少时间。结果是时间异常地短——四小时又之三十九分钟。一个恒星也是很小的，现在我们知道它是一颗白矮星。

白矮星是恒星演变的最终产物，它的体积不及地球的大，但是质量却和太阳差不多。那时也在威尔逊与帕洛玛山天文台的Robert P. Kraft指出：其它的老新星是比较靠近地球环绕旋转的双星系统。在所有这些新星中，一个恒星是相当大的与未演变的，而另一个则是白矮星。但是没有剩下核燃料的白矮星和它的稳定的伴星怎么能够发生比太阳亮10,000倍的爆炸呢？结果是每个恒星不可抗拒地改变了另一个恒星的发展。

造成灾难的伙伴

新星系统开始是分得很开的双星，其中一个比另一个更重。较重的恒星演变得更快，它通过核反应的“CNO”循环把其中的氢聚合成氦。这一过程渉及到碳，氮与氧。在本阶段的最后，这颗恒星成为一个红巨星。它的表面膨胀，吞没了较小的那个恒星。同时，更重的恒星在它的中心部分将氦聚合成碳与氧。

这些恒星在共有的气态包层中继续互相环绕旋转，把轨道能量与角动量传递给气体。结果，气体被从该系统中逐出，两颗恒星彼此相对地盘旋接近。最后，所有从较大的恒星延绵到较小恒星的物质损失殆尽。在这一“共用气态包层”演变的最后，远距离环绕旋转的恒星成为互相靠近的双星系统。用完了所有燃料的较重的恒星变成了一个致密的白矮星。相对来说，它的伴星则仍然没有变化。

假定这些恒星开始时分隔得更开，且更重的恒星诞生时有大约8-12个太阳的质量。那么后一恒星就可以将其中心部分的碳聚合成镁与氖。最后形成的白矮星是由这些较重的元素而不只是碳与氧（CO新星）组成的，所以叫做ONe-Mg白矮星。

Kraft也做出了意义重大的发现：伴星正在失去气体。在一个吸积盘中涡旋一圈后，富含氢的气体降落到白矮星的表面。在1972年，我们中的一位（Starrfield，那时在IBM公司Thomas T. Watson研究中心），与那时在航空航天局戈达德空间飞行中心的Warren M. Sparks，在Yeshiva大学的James W. Truran以及在弗吉尼亚大学的G. Siegfried Kutter—起进行的计算机模拟表明，吸积的气体怎样引起后来的爆炸。

当气体落入时，白矮星上强烈的重力将它压缩。如果比地球重100倍的气体积累在白矮星的表面，那么在底层的密度就会成为每立方厘米10000克以上。（水的密度是每立方厘米1克。）由于气体被压缩了，它的温度上升到几百万开氏度。积累过程也使来自白矮星中心部分的物质掺和到覆盖层与落入层中，从而使它们的组成发生变化。

在这些条件下，氢原子核通过给正常恒星以动力的同样的CNO核反应聚合成氦，并释放出能量。这些物质变得更热，其结果是聚变进行得更快，从而产生类似氢弹中发生的那些失控热核反应。

如果气体是正常的，那么它现在就会膨胀与冷却，从而使聚变停止。但是白矮星上的物质以量子力学描述的奇特方式发生变化。它被这样紧密地包封在一起，以致不能互相渗透的电子成了压力来源。不像普通的气体，这些物质发热但是不能膨胀与冷却，并且辐射也不能足够快地把热带走。

离开中心部分的碳与氧催化CNO循环，从而使聚变加速——最后引起爆炸。核反应的速率很敏感地取决于温度。当温度增加到十倍时，反应的速率就要快1016至1018倍。当吸积层之内深处的温度上升到三千万开氏度以上时，这些物质开始和上面的层絮动混合。混合的区域带着热与原子核和它一起从内部向表面扩展。在数分钟内，表面层爆炸进入空间。它们还随之从白矮星的中心部分带走了聚变产物与元素，同时伴有亮度的巨大增加。

烧毁

从未观察过爆炸头几分钟的新星。我们的模拟预测表面温度可能超过一百万开氏并且热的气体以每秒5000公里的速度被吹走。因为它的体积骤然增加，气体就冷却了。在几小时内，它发出的辐射从主要是X-射线转变到低能量的紫外线。与此同时，气体的表面积增加，这样新星虽然温度下降，却变得更明亮了。接着发生的是蔚为奇观的转变。

开始，膨大的壳层由热而致密的电子气体与离子——即失去一个或更多电子的原子组成。这种气体是相当透明的。但是，当它膨胀对，它的温度降到10000开氏度下。这些电子开始和离子复合，以形成失去一个电子或没有失去电子的原子。这些原子有许多能级，并能吸收数千万种不同波长的光。

最重要的吸收者的原子序数大约为26，即铁的原子序数。它们能够吸收的光谱是极端复杂的。这些离子与原子将大部分以紫外线形式辐射的能屏蔽。在这一阶段，大部分能量是在紫外波段辐射出来的。当我们和亚利桑那州立大学的Peter H. Hanschildt与其他同事一起首先研究这种状态时，我们将它称为铁幕。被铁幕吸收的能以较长的——光学的与红外辐射的——波长被重新释放出来。

我们对天鹅座1974V的第一次观测就生动地证实了铁幕的存在。在发现它以后的几小时内，戈达德空间飞行中心的George Sonneborn就使我们的“机会目标”程序启动了，它使我们能够在一颗明亮的新星出现时直接用“国际紫外线探险者号”卫星观测它。将这颗机动性非常好的卫星对准新星，他获得了一系列的紫外线光谱。

在一小时内，我们观察到新星的紫外线亮度稍微下降了，而它的光学亮度则增加了。通常，要花几十亿年的时间来测量天文学上的变化，在这样短暂的时间尺度上看到它的演变实属罕见。在紧接着的两天内，紫外线辐射下降到它原来的值的百分之三。从光学上看，新星则始终是越来越明亮的。肉眼可见的亮度一达到最高点时，紫外线辐射下降就结束了，并开始逐渐上升。

这一恢复来自离子化的第二次变化。当气体膨胀时，它的密度下降了。接着铁族元素又一次成了离子化的，因此变得透过了。辐射现在从内部发出，增强了离子化，随之也增强了透明性。实际上铁幕消散了，来自热的深层中的紫外光透过外层，在两个月内紫外线的亮度又逐渐回升，达到它原来的值。

在紫外线亮度增加的同时，新星的视亮度下降。但是其里面的恒星的总（辐射热）亮度在肉眼看来仍未变化。我们在1972年的模拟所预测的这一“恒定辐射热发光”阶段最后通过对天鹅座1974V的观察被完完全全地证实了。

由于预料辐射峰值会继续向短波方面移动，戈达德空间飞行中心的Ronald S. Polidan要求那时正在海王星的轨道外飞行的“旅行者2号”观察天鹅座1974V的远紫外光谱。在1992年4月27日，这艘飞船探测到这颗新星——以远紫外光线观察到的第一颗新星。在观察期间，它在这一波长范围内的亮度增加了。

辐射峰值继续向更短的波长移动。海得堡天文台的Joachim Krautter，威斯康星大学的Hakki Ogelman与Starrfield利用ROSAT卫星在1992年4月22日开始观测新星。X-射线光谱是很微弱的，但是包含了能量很高的光子。我们到现在为止还不知道能量最高的光子来自何处。在第二年，天鹅座1974V的X-射线亮度稳定增加，主要是在低能波段上。

看来一个新的X-射线源出现了，并且它正在稳定地变亮。我们意识到我们已透过变薄的气体层看到了里面的热的白矮星。在3个月内，这颗新星成了天空中最明亮的低能X-射线源。

这种X-射线源（称作SSS，即超软源）可能持续数十年。使我们惊奇的是，它在1993年夏季迅速地开始消失，到了十二月就成为用ROSAT所不能检测到的了。

幸运的是，我们能够用IUE继续观察。我们发现高度离子化的氮的数量在减少，这意味着离子正在和电子复合以形成离子化程度较低的原子。而且，失去四个电子的氮离子比失去三个电子的离子复合得更快。显然一直在剥离氮原子的电子的强烈的辐射消失了：X-射线确实没有了。对我们来说，X-射线不存在只能意味着白矮星用完了它的燃枓，在它表面上的核聚变停止了。

这颗新星的喷发持续了大约18个月。新星的生命周期取决于产生出新星的白矮星的质量。大而重的白矮星更强烈地压缩积聚的气体。在这种情况下，聚变开始较早，燃料很快用完，致使新星的生命周期是短暂的。在它上面发生的爆炸喷射出的物质也比在低质量白矮星上少得多。根据我们的模型推算，天鹅座1974V的短暂生命表明，它的质量比太阳多20-30%。它喷出的物质的质量应是太阳质量的105分之一左右。但是通过观察所得到的数量约比它大10倍。我们尚不了解造成这种矛盾的原因。

成块的线索

可能在瘤状物中发现解决这个问题的一些线索。我们对这些瘤状物第一次有明确的见解是在1992年9月7日当我们用哈勃太空望远镜上的戈达德高分辨率摄谱仪（（GHRS）观察新星的时候。用这种功能强大的仪器我们获得了质量最高的新星紫外线光谱。第一条发射线都证明气体已在两个阶段内被排出。一个阶段是均匀喷出的高速气体，另一个阶段则是较稠密的速度较慢的块状物。

借助于高质量的（GHRS）光谱，我们重新检查了得自IUE的较早的资料。正是在铁幕消失以后我们所得到的光谱也显示了瘤状物的存在。这一证据表明这些结构是在爆炸期间形成的。在1993年4月1日我们又用GHRS观察，发现了我们在早期曾经鉴定出的同一些块状物，正在以同样的速度移动。移动较快的物质大部分消失了，所以我们现在是在透过喷出来的气体进行观察。

在1992年12月国家射电天文台的M. Hjellming用甚大天线阵射电望远镜分辨出了壳的空间结构。他所得到的膨胀物体的射电图像证实了我们对这些瘤状物的分析。根据哈勃太空望远镜所拍摄的图像，1993年5月又用紫外线分辨出了这种壳。

我们这样早就对来自新星爆炸的碎片有这样明确的见解还是第一次。这些瘤状物显然是深深地嵌藏在喷出物内。现在我们需要了解的是它们是由甚么引起的与由甚么组成的。

当铁幕最后完全升起，使我们可以观察到一个具有来自碳、氮、氧与其它大量元素的明亮的发射线的强烈的光谱的时候，在1992年4月1日左右，这些喷出物组成的首批征兆就显露出来了。以前，我们仅仅在发生于大质量的ONeMg白矮星上的新星中见到过这种发射线。我们推测，天鹅座1974V也属于这种类别。康奈尔大学的Thomas L. Hayward，明尼苏达大学的Robert D. Gehrz及其同事恰好用帕洛玛山上的5米直径望远镜获得了这颗新星的红外线光谱，他们也有这样的想法。他们发现了离子化的氖特有的12微米发射线。这种发射线一般在CO新星中是很弱的或不存在的，但是在ONeMg新星中则是很强的。

在1993年秋季，这些气体变得很稀薄，以致亚利桑那州立大学的Scott Austin，俄亥俄州立大学的R. Mark Wagner与我们两个最后能够用光学与紫外线光谱来测定碎片的化学丰度分布。当气体是稠密时，原子互相碰撞，从而使光谱大为复杂化了。我们发现大量的元素来自它的中心部分。在为《天体物理学》准备的一篇论文中，我们报导了在所排出的物质中，氧、氖、氮与铝比太阳的物质多30多倍。它表明，壳与中心部分被未包括在我们现在的模型中的湍流过程搅拌在一起，从而也许产生出瘤状物与最后喷出中心部分的大碎块。

仍然是谜

另一个秘密与爆炸期间合成的元素有关。在加尔兴的马克斯▪普朗克天体物理研究所的Acbim Weiss，以色列Technion大学的Irit Idan与Giora Shaviv，Truran与Starrfield计算出，具有质量数22的钠的同位素22Na，应该是在ONeMg新星中产生的。这种同位素是放射性的，具有伽马辐射的明显的特性。

我们的计算表明，天鹅座1974V产生了大量的22Na 。1993年7月，我们用康普顿伽马射线天文台寻找适当的伽马射线——但是什么也没有找到。固然，由于其它天文事件要求使用“机会目标”程序，我们的观察时间被大大缩短了。

所有这些异常现象告诉我们，虽然我们在了解新星爆发方面走了很长一段路程，但是我们仍有许多东西要学习，我们知道热核反应产生爆炸。不是这样清楚的地方是它的动力学。当物质在吸积时或者在爆炸的最后阶段，壳与中心部分会混合吗？

另一个秘密是新星反复爆燃对白矮星演化的长期效应。所有双新星系统多次通过吸积与爆发循环。如果每次爆燃时核中的一些部分脱落出来，那么当它进行每次爆炸时，白矮星的质量必定要减少。它的质量终究会成为很小的或者有一些东西会碰巧阻止它接着爆炸吗？

由于它的碎片的亮度与缓慢的演化，进入21世纪以后很久，我们仍能观察天鹅星座星1974V。我们希望这个新星将会对它已经引起的这些问题提供一些答案。

【胡天其/译  郭凯声/校】