位于超亮超新星核心的磁中子星|伽马射线|恒星|星系|磁中子星|系外行星|费米

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翻译：何沐萱

校译：牧夫天文校对组

后台：王启儒

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

该图像是一个超亮超新星，其亮度可超过普通超新星100倍。关于超亮超新星的产生原因仍具有争议，而解开这个谜题则需要对其中的伽马射线进行探测。此举十分困难，但有一个研究团队也许已经成功弄清楚了这一切。

图片来源：NASA/Dana Berry/Skyworks Digital

如果爆炸的恒星是一场烟火秀，那么超亮超新星就是宏伟的终章。它们的亮度可达到普通核心塌缩型超新星的100倍，而其亮度已经可以超过宿主星系（所在星系）的所有恒星。目前对于超亮超新星背后的超强能量有多种不同的解释，于是天文学家们致力于找出最符合观测的模型。

为了找出最精确的模型，一个研究团队将目光放到了NASA的费米伽马射线太空望远镜上。他们检查了费米望远镜在前16年中观测到的共6颗超亮超新星，寻找其中发出的伽马射线。团队将他们的发现发表在《天文学与天体物理学》期刊中。

磁中子星是有着极强磁场的中子星，具有的能量比典型的中子星强1000倍。在磁中子星模型中，一颗大质量恒星发生超新星爆炸后会留下一个新形成的磁中子星。这个磁中子星以每秒几百次的速率飞快旋转，并释放出强大的电子及其反物质对应粒子即正电子的喷流，形成一个巨大的高能粒子云。这个粒子云就叫做磁星风星云，其中各种相互作用会引起伽马射线的产生与吸收。这些伽马射线无法直接逃逸出星云，而是被迫与超新星的碎片发生相互作用。在这种过程中，这些伽马射线失去能量并转化成可见光。这些可见光正是使得超亮超新星获得其他超新星没有的额外亮度提升的原因。

这张图像展示了样本中6颗超亮超新星在r波段的绝对亮度。r 波段是红光的一个波长范围，用于测量天体的亮度。在这 6 颗超新星中，SN 2017egm 是最亮的一颗。

图片来源：Acero et al. 2026. A&A.

在恒星周物质相互作用的模型中，一颗大质量恒星在发生超新星爆炸前，会经历一系列失去质量的事件。这些事件会在恒星外部形成一圈圈向外扩张的同心气体与尘埃壳层。当恒星最终爆炸时，超新星抛射物会猛烈撞击这些壳层，使气体被点亮从而产生超亮超新星极高亮度的原因。由于超新星抛射物依次撞击不同壳层，这一模型同样也会随着时间产生不同的亮度峰值。

通过对费米望远镜数据中的6颗超亮超新星进行检测，研究团队希望进一步限制伽马射线的特征范围。“我们的目标是测试从磁中子星模型与恒星周物质相互作用模型中得到的预测。”但问题在于，探测到这些信号本身也具有极强的挑战性。“将近20年来，天文学家们一直在费米望远镜数据的数千颗超新星中搜寻伽马射线信号。尽管曾报道过一些引人关注的线索，但直到现在都没有任何确凿的结果，”通讯作者阿塞罗在一次新闻报道中表示。

直到2024年SN 2017gm中的伽马射线才被观测到，这距离其超新星爆发已过去数年。该伽马射线是瞬态的，在事件发生后出现了大约两个月并停留了数月。2024年论文的作者写道，磁中子星模型最完美地解释了这些观测。“GeV能量段辐射的峰值事件与光度都与磁中子星的预测一致，表明这种 GeV 瞬变可能是 SN 2017egm 的高能对应现象，并且该超亮超新星的中心驱动源是一颗年轻的磁星。”

这张合成图展示了 SN 2017egm 的两个视角。插图显示其在可见光下的样子，而主图则显示其在伽马射线波段的观测结果。光学图像显示了图像中最明亮的天体，即这颗超新星以及它的宿主星系，拍摄于 2017 年 7 月 1 日。背景图像展示了超新星周围大范围的天空区域。颜色越亮，表示伽马射线与该爆炸事件相关的统计概率越高。该图包含费米大面积望远镜在 2017 年 7 月 5 日至 10 月 25 日期间探测到的伽马射线数据，对应超新星发现后第 43 天至第 155 天的时间范围。

图片来源：背景图 NASA/DOE/Fermi LAT Collaboration and Acero et. al. 2026；插图 NOT+ALFSOC/Bose et al. 2020

不过，将SN 2017egm的光变曲线完全归因于磁中子星模型可能并不会那么简单。虽然其比起恒星周物质相互作用模型更符合观测结果，但其中或许还有更多因素。“但是，其中的光变曲线呈现出起伏不定的结构。这些结构既可能是多重恒星周物质壳层相互作用的特征，也可能是中心驱动源活动的证据，”研究人员写道。

“因此，这要么是一个混合模型（磁中子星+恒星周物质相互作用），要么是纯粹的磁中子星模型，其中伽马射线特征与光学特征皆可由磁中子星以及一个向内落入的吸积盘来解释。”

磁中子星是宇宙中最极端的天体之一。它们，或者说是它们的伽马射线作为“软γ射线复现源”，在20世纪70年代末首次探测到。1992年的一篇论文第一次将它们称为“磁中子星”。其中指出：“有证据表明，软γ射线复现源是年轻的磁星。”这一判断在1998年得到了证实。

这张图展示了从费米望远镜发射以来至 2024 年 8 月，在 100 MeV – 100 GeV 能量范围内，样本中每一颗超新星在 16 年时间尺度上的光度变化曲线。其中位于左上角的 SN 2017egm 是唯一被观测到伽马射线信号的天体。

图片来源：Acero et al. 2026. A&A. https://doi.org/10.1051/0004-6361/202558547

天体物理学家想要了解更多关于这些极端天体残余的知识，然而伽马射线大多会被大气层吸收。尽管如此，仍然可以通过探测它们进入大气层时的闪光，即切伦科夫辐射来间接观测它们。一个有望实现这一目标的设施是切伦科夫望远镜阵列天文台。该阵列由共64台望远镜组成，是目前最强大的地基伽马射线观测设备。任何被其探测到的超亮超新星很可能都以磁星作为中心驱动源。

维拉·C·鲁宾天文台及其“时空遗产巡天”计划将在未来十年内发现数量惊人的超新星。科学家预计它将发现约300万至400万颗超新星，这一数字极为可观。超新星科学领域，包括超亮超新星及其磁星机制将迎来巨大进展。