爆發(fā)的恒星

在1998年的頭幾個月,兩組天文學家相繼發(fā)表了他們關于遠方恒星爆發(fā)的觀測結果。1無論是包含40顆超新星的超新星宇宙學項目(Supernova Cosmology Project),還是追蹤著14顆超新星的高紅移超新星計劃(High-z Supernova Search Team),關注的都是20億光年以外的爆發(fā)恒星。2兩個團隊都由經(jīng)驗豐富的天文學家組成,他們深知自己所做出的論斷,將給學術界帶來什么樣的震撼。因此,在結果發(fā)表之前,兩個小組都對可能出現(xiàn)的數(shù)據(jù)誤差進行了反復的檢查。在一切成熟之后,1998年1月,索爾·帕爾馬特(Saul Perlmutter)作為超新星宇宙學項目的負責人,終于在華盛頓特區(qū)舉辦的第191屆美國天文學會年會上,展示了一張標記為“初步分析結果”的圖片。盡管發(fā)言人一再強調這只是所有數(shù)據(jù)初步分析的結果,但這張圖中的數(shù)據(jù)點依然清晰顯示了宇宙常數(shù)的存在。緊接著,在2月份于加州大學洛杉磯分校(UCLA)舉辦的暗物質研討會上,高紅移超新星計劃小組也公開了他們的成果。兩項研究一致指出,如果宇宙中充滿了物質,那么超新星的光芒要比實際觀測到的更加明亮,而暗能量是解釋這一差異最好的選擇。

超新星可以分為兩類。其中一類來自于某個大質量恒星(至少8倍太陽質量)的華麗謝幕。另一類,或稱Ia類超新星,則是兩個小質量伴星系統(tǒng)的晚年產(chǎn)物。這種伴星系統(tǒng)由兩個相互環(huán)繞運行的恒星組成。當其中一顆恒星耗盡它的能量后,會變成一顆由逐漸冷卻的、由氧和碳組成的白矮星,并慢慢平靜地退出歷史舞臺。此時,伴星系統(tǒng)就演變?yōu)橐粋€“恒星—白矮星”組合。當?shù)诙w恒星也開始衰亡時,卻會出現(xiàn)一些麻煩。事實上,當一顆恒星耗盡了所有的氫之后,它首先會膨脹一段時間,形成一顆巨星或紅巨星,而后隨著內核的收縮,逐漸褪去外殼,并最終形成白矮星。但對伴星系統(tǒng)而言,當?shù)诙w恒星經(jīng)歷它的巨星階段時,會將一部分質量儲存在白矮星中。而由于白矮星對自身質量相當敏感,這些額外的質量會增加白矮星內核的壓力,從而觸發(fā)一系列核聚變反應。這一過程所帶來的結果是災難性的:白矮星會極其猛烈地爆發(fā),將自己和相伴的恒星直接抹去。

但是,從一個宇宙學家的角度來看,這些爆發(fā)是非常有價值的。首先,爆發(fā)所放出的光異常明亮,在(宇宙學意義上)很遠的距離之外都可以看到。其次,通過觀測超新星的天文學特征,我們可以推算其固有亮度,并據(jù)此在宇宙中標度距離。正因為此,這些超新星爆發(fā)也被稱為“標準爆發(fā)點”。