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一位科學家無意中發現了一顆很不尋常的超新星：它的亮度和持續時間遠高於其他已知超新星。 如果按照它的亮度計算， 那麼這顆超新星的前身星將巨大無比， 品質會超過現有理論的預測， 不應存在於當前的宇宙中。 跟隨這一線索， 科學家還發現了更為驚人的現象：這顆超新星竟由反物質引爆。
撰文 | 阿維謝伊 · 蓋爾-揚（Avishay Gal-Yam）
翻譯 | 謝懿
作者簡介：阿維謝伊·蓋爾-揚（Avishay Gal-Yam）於2004年畢業于以色列特拉維夫大學， 獲得天體物理學博士學位， 曾是美國加州理工學院的哈勃博士後研究人員。
能量最高的超新星爆炸發生時， 會發出駭人的亮光， 場面極其震撼壯觀， 釋放出的能量足以毀滅周圍行星上的所有文明。
2005年年中， 美國夏威夷莫納克亞的凱克天文臺對兩架“孿生”望遠鏡中的一架完成了升級。 通過自動矯正大氣湍流， 升級後的那架望遠鏡可以像哈勃空間望遠鏡那樣，
聽從了這一建議， 我和當時的博士後研究人員德里克·福克斯（Derek Fox）、道格·倫納德（Doug Leonard）一起， 想嘗試一下以前幾乎只有哈勃空間望遠鏡才能進行的一類研究：搜尋超新星的前身星。 換句話說， 我們想要知道， 當恒星即將爆炸時， 它們看上去會是什麼樣子。
數十年來， 理論學家已經可以預言什麼樣的天體會變成超新星。 例如， 他們知道明亮的藍色恒星很快就會爆炸，
我們認為， 凱克望遠鏡（即升級後的那架望遠鏡）可以幫助我們， 而我們也獲得了2005年11月一個夜晚的觀測時間。 當我飛到夏威夷大島時， 我對天氣很是擔心， 因為我們只有一次機會來嘗試這一新方法。 還好， 天公作美， 那一夜的觀測把我送上了一條研究之路。 正是沿著這條路， 我最後推翻了一些有關恒星能有多大， 這些巨星又是如何死亡的傳統觀點。
那時， 很多科學家都認為， 品質非常大的恒星不會爆炸， 而會通過星風流失物質， 逐漸變小。 的確， 絕大多數的理論天體物理學家都會說，
但是， 根據我們在夏威夷的觀測結果， 我們漸漸意識到， 在目前的這個宇宙中， 確實存在至少有200個太陽品質的恒星， 而且它們會以宇宙中最劇烈的爆炸結束自己的一生。 令人驚訝的是， 我們還發現， 這些恒星中有些會以天文學家前所未見的方式爆炸——這個爆炸與恒星中央產生的反物質有關。
在早期宇宙中， 如此碩大甚至可能更大的恒星是從原初氣體中形成的第一代天體。 因此， 它們的爆炸方式可以告訴我們， 它們所製造的化學元素是如何散播到周圍的宇宙中， 最終為今天的恒星、行星以及人類播撒下種子的。
不可能的開始
我們開始使用“凱克”時， 我和福克斯、倫納德希望觀測一顆爆發中的超新星， 然後查看“哈勃”曾經拍攝的圖像， 從中尋找該恒星爆炸前的圖像。 因此， 這顆超新星就得在“哈勃”拍攝過的眾多星系中尋找。 在“哈勃”拍攝的圖片中尋找目標恒星的困難之處在於， 我們得弄清楚在一個擁有數十億顆恒星的星系中， 到底是哪一顆恒星發生了爆炸。 為了做到這一點， 我們需要以很高的精確度來測量超新星的位置。 沒有“凱克”望遠鏡上那種自我調整光學系統時， 只有通過“哈勃”才可能完成這項工作。 而且， 即使有了“哈勃”， 這一任務也極具挑戰性， 天文學家此前僅成功識別出了3顆前身星。
在當時仍處於爆發階段的超新星中，我們選擇了名為SN 2005gl的這顆。其他科學家或許會認為這是一個糟糕的選擇：通常，搜尋超新星前身星的科學家一般只關注距離地球6 000萬光年以內的天體，而SN 2005gl到地球的距離是這個數字的3倍多——大約2億光年。對於我們來說，要想在“哈勃”拍攝的圖像中尋找這顆超新星的前身星，該恒星必須要是迄今觀測到的最亮的恒星之一才行。成功的可能性很小，但我們覺得，有時得把目光放長遠些，才能獲得巨大的回報。
我們的冒險得到了回報。利用“凱克”的觀測資料，測量出了SN 2005gl的位置之後，我們查看了“哈勃”拍攝的一張圖片，在圖片上看到了類似一顆恒星的東西——儘管我們還不確定。如果它是一顆恒星，它的亮度（可能是太陽的100萬倍）說明，這是一顆大品質恒星——100倍於太陽。然而，如果考慮到當時普遍認可的觀點，即品質如此大的恒星根本不應該爆炸，絕大多數天文學家會認為，那張圖片上的光點可能是由更小、更暗弱的恒星所組成的星團，它們一起產生了我們所看到的亮度。而我們的資料當時還無法排除這種可能性。
另一次奇特的爆炸
儘管我們得到的證據尚不確鑿，但對於尋找大品質恒星死亡的觀測證據，我卻越來越有興趣。不過，在科學研究中，很少會有一條坦途通往最終答案。2006年，一個偶然的機會讓我得到了一個驚人的發現，這個發現不僅暗示了巨大的恒星會出現超新星爆炸，而且它們的爆炸方式同樣驚人。這讓我想到了一種完全不同的恒星爆炸——伽馬射線暴（gamma-ray burst）。
這個發現開啟了一個新的篇章，而這一切都始於2006年我們在凱克天文臺度過的又一個晚上。不過那天晚上，老天爺不太配合，天氣很糟糕。我坐在控制望遠鏡的電腦旁，等待了數個小時。
正當我開始認為，這次長途旅行將一無所獲時，雲層變薄了。天空雖然沒有徹底放晴，但可以看到一些星星。我決定觀測當時可見的、最亮的超新星，也就是異常明亮的SN 2006gy——此前8天，美國德克薩斯大學奧斯丁分校的羅伯特·昆比（Robert Quimby）用一台大小不到“凱克”望遠鏡1/20的望遠鏡，就觀測到了這顆超新星。我抓緊時間觀測，才15分鐘，雲層又變厚了，再也沒有變薄的跡象，這個晚上算是報廢了。
但隨後，我的同事、加州理工學院伊蘭·奧費克（Eran Ofek）領導的一個團隊，對我獲得的資料進行了分析。結果證實，SN2006gy是有史以來觀測到的最明亮的超新星爆炸。當時任職于美國加利福尼亞大學伯克利分校的南森·史密斯（NathanSmith）所進行的一項類似研究也得出了這樣的結論。但這說不通。在我們知道的超新星中，沒有一種擁有如此高的亮度。SN 2006gy所在的星系，“哈勃”此前沒有拍攝過，因此我們無法仔細地研究它的前身星。但根據爆炸的劇烈程度判斷，這顆恒星的品質可能至少為太陽的100倍。
驚人的亮度：過去幾年中，本文作者及其合作者觀測到的一些超新星爆炸，被證明是科學家當時觀測到的最劇烈的爆炸。2006年，他們觀測到了一個亮度破歷史記錄的超新星（粉色），2009年又觀測到了更亮的超新星（橙色），但這些超新星暗去的速度相對較快。2007年，他們觀測到的另一顆超新星雖然在亮度上不是最高的，但它釋放的能量卻是最多的（黃色）。科學家認為，這類新的超新星爆炸發生在品質非常大的恒星中。
對於這個等級的亮度，我們考慮了幾種可能的解釋，其中有兩種看起來還算靠譜。第一種解釋是，這種極致的亮度源自激波（shock wave）的熱輻射，而激波則是在超新星爆炸產生的碎片追上恒星爆炸前吹出的慢速星風，並將星風掃除時所產生的。我們想到的第二種可能解釋則是放射性。超新星會合成新元素，其中大部分是放射性同位素，它們隨後會衰變成其他更穩定的元素。也許，恒星劇烈的爆炸合成了巨量的放射性物質，這些物質的緩慢衰變為膨脹中的恒星殘骸雲注入了能量，使之不斷發出螢光。但是，什麼樣的天體才能產生足量的放射性物質，很好地解釋如此駭人的亮度呢？
這個問題讓我們極感興趣。為了回答這個問題，我們開始回顧過去的理論研究。吉迪恩·拉卡維（Gideon Rakavy）、喬拉·沙維夫（Giora Shaviv）和紮爾曼·巴卡特（Zalman Barkat）這3位天體物理學家在20世紀60年代末發表的一篇論文引起了我們的注意，他們提出了一種新的恒星爆炸方式。
恒星發光是因為它們的核心極為緻密，溫度極高，能使得氫原子聚變成氦以及更重的元素，釋放出能量。密度和溫度這兩個參數，大體上控制著一顆大品質恒星核心的物理狀況及其演化。通常，隨著時間流逝，恒星的核心會變得越來越緻密，溫度越來越高，反應條件會越過一個又一個閾值，使核心裡的物質聚變成越來越重的元素——首先是從氦到碳，然後是從碳到氧……每個反應階段可能會持續數千到數十億年，具體時間則取決於恒星核心的燃燒對溫度和壓強的影響有多大。
拉卡維及其合作者計算了一下，當一顆質量數百倍於太陽的恒星經過演化，其核心的絕大部分都由氧構成時會發生什麼。在較小的恒星中，我們知道接下來會發生什麼：這顆恒星會收縮，核心會升溫，直到條件允許，氧聚變成矽為止。但在一顆特超巨星（hypergiant）中，該理論認為，恒星核心會在引力作用下收縮，溫度也會升高，但密度不會變得太大。因此在這種情況下，不會發生氧的聚變，而是會有其他事情發生：物理學家稱之為對生成（pair production）。
在溫度足夠高的物質中，核子和電子這樣的高能粒子會發射出能量很高的光——由於光子的能量很高，因而位於伽馬射線波段。根據著名的愛因斯坦質能方程E=mc2，兩個能量極高的光子如果發生碰撞，會自發地轉變成其他粒子對，尤其是由電子和它的反物質正電子所組成的正負電子對。由此，光子攜帶的大部分能量就會轉變成物質形式。結果是，電子和正電子比起產生它們的光子所產生的壓強要小得多：因為它們有自重。如果一顆品質非常大的恒星的核心演化出了這樣的狀況，它的壓強就會突然下降，就好像打開了放氣閥一樣。此前，內部壓強使得該恒星免於在自身的引力下坍縮，但現在，這顆恒星的核心會變得不穩定，開始快速收縮。
恒星核心密度的飆升，會觸發氧聚變。與在穩定情況下不同，在坍縮的核心中，反應條件已經超過了氧聚變的閾值，因此這次觸發是爆炸性的：聚變釋放出的核能會進一步加熱核心內的物質，反過來，這又會加速核聚變，形成一個“失控”的反應鏈。這顆恒星會在極短的時間內——僅僅幾分鐘，燃燒大量的氧，釋放出的能量會超過它擁有的全部引力能（gravitational energy）。因此，儘管典型的超新星爆炸會留下中子星、黑洞這樣的殘骸，但在這一類型的爆炸中，天體會被完全炸毀。唯一留下的就是一個快速膨脹的星雲，主要由這一爆炸中合成的元素組成。
那三位天體物理學家預言，在這類天體事件中——由於電子—正電子對的生成而使恒星失穩，因此稱為“對不穩定性超新星”（pairinstability supernova），除了會產生其他相對較重的元素之外，還會產生大量的鎳56。鎳56的原子核很緊密，雖然它本身具有放射性，但最終會形成無放射性的鐵。如果這一過程發生在SN 2006gy前身星的身上，我們認為，鎳56的衰變也許可以解釋這個超新星的高亮度。
雖然這三個天體物理學家的理論是正確的，但幾十年來的共識是，他們假想的這一過程在自然界中其實並不會發生。研究恒星形成和演化的理論家認為，品質如此大的恒星根本就不應該形成，至少不會出現在今天的宇宙中。即便它們形成了，它們也會吹出強勁的星風，迅速流失絕大部分物質，使核心的品質不足以產生“對不穩定性”。大爆炸之後不到10億年的情況則有所不同。那時，第一代恒星的品質可能很大，足以以“對不穩定性”超新星的形式爆炸。
同時，SN 2006gy在天文學家中紅極一時，更多的人開始開展相關觀測和理論研究。有點諷刺意味的是，儘管是因為SN 2006gy，我們和超新星研究領域中的其他科學家才開始重新思考“對不穩定性模型”，但最後，這一天文事件的特徵，也就是SN 2006gy的亮度隨時間變暗的具體方式，似乎與鎳放射性不大相符。在“對不穩定性”爆炸中，絕大部分的光不應來自爆炸本身，而是來自爆炸合成的鎳56和其他放射性同位素。放射性已經研究得很透徹，在這一過程中，衰變會以一個可預言的、漸變的速率進行。但SN 2006gy明亮了幾個月之後，卻突然消失了。這種突然性的消失說明，SN2006gy不會是由放射性所驅動的，它不大可能是一顆“對不穩定性”超新星，我們提出的另一可能——這顆超新星不同尋常的亮度來自激波，開始為天文學家所接受。但是，這次與“對不穩定性”超新星的失之交臂，讓我開始對這類超新星的信號敏感起來。
驚人的發現
夏威夷那個不太走運的夜晚過去了幾個月後，我前往美國科羅拉多度假。然而，我的度假才開始，就被美國勞倫斯伯克利國家實驗室的彼得·紐金特（Peter Nugent）發來的一封郵件打斷。當時，我和紐金特經過長時間籌備，剛啟動了一個大規模超新星搜索計畫，他發給我的，是一個有著怪異光譜的超新星，此前我從未見過這樣的超新星。
在自然界中，每一種元素的原子都會吸收和發出特定波長的光線，因此一個天體的光譜，就能提供有關發光物質化學組成的資訊。紐金特發來的天體，也就是SN 2007bi的光譜表明，這顆超新星的元素組成非常奇怪，而且溫度極高。
回到加州理工學院之後，我繼續追蹤這顆超新星的演化。它的亮度大約是典型超新星的10倍，而且可以長時間保持：從數天到數周，又從數周到數月，它似乎不願意就這麼暗淡下去。我越來越確信，這就是我在尋找的“對不穩定性”超新星——它過了一年多時間才從我們的視線中消失。但是，我需要更多的資料來支援我的解釋。
2007年到2008年，我和幾個合作者一直在使用加州理工學院帕洛瑪天文臺的望遠鏡觀測SN 2007bi。距離發現這顆超新星約一年後，隨著它變得越來越暗，我請兩位同事，加州理工學院的理查·艾理斯（Richard Ellis）和庫爾卡尼使用凱克天文臺的大型望遠鏡來觀測它——在電子郵件中，我向他們保證“這顆超新星絕不是蓋的”。
同時，我回到以色列魏茲曼科學研究所工作。2008年8月，庫爾卡尼和他的研究生曼斯·卡斯利瓦爾（Mansi Kasliwal）把SN2007bi最新的光譜發給了我。當我首次進行粗略分析時，我無法相信我所看到的。我一遍又一遍地分析這份光譜，但結果始終一致：在它的爆炸過程中，鎳56的生成量多得驚人，相當於5~7個太陽品質。這個數字是此前任何觀測值的10倍多，正好是我們預期的在“對不穩定性”超新星爆發中，鎳56的生成量。那晚，我在公寓裡來回踱步，思考著這一發現的潛在意義。妻子奇怪地看著我，並問我怎麼了，我說：“我想我有了一個大發現。”
2008年底，我前往德國加興，與馬普天體物理研究所的保羅·馬紮利（Paolo Mazzali）合作。馬紮利是定量分析超新星光譜的世界級專家，他可以檢驗我通過粗略分析所得到的結果。他還擁有另一個大型設備、位於智利的歐洲南方天文臺甚大望遠鏡所獲得的有用資料。當馬紮利運行分析程式時，我們一起坐在他的辦公室裡。是的！最終結果與我的分析相符：鎳56的生成量相當於多個太陽品質，爆炸生成的各種元素的數量也與“對不穩定性”模型預言的相吻合。
確認結果
雖然我很肯定，我們發現了一個“對不穩定性”超新星，但當我回到以色列，我還是把這些資料閒置了幾個月，因為我要忙於另一個專案，去研究SN 2005gl——最初，正是因為這顆超新星，我才開始研究“對不穩定性”超新星。2005年年底，當我和福克斯、倫納德找到SN 2005gl可能的前身星時，我們無法確定這到底是一顆單獨的恒星還是一個星團。三年後的今天，這顆超新星已經消失不見，但我意識到，我們還可以做一個簡單的實驗：如果那顆候選恒星並不是SN 2005gl的前身星，那它肯定還在那裡。於是，我和倫納德用“哈勃”重新進行了觀測。
2008年底，我們終於確信：那顆恒星不見了。因此，SN2005gl的前身星確實是一顆極為明亮，品質也可能相當大的恒星——銀河系中品質最大的藍巨星之一船底η的孿生兄弟。
因此，有關特超巨星的盛行理論——它們在爆炸前會流失絕大部分品質——至少在這個案例上是錯誤的。一些非常明亮、品質非常大的恒星確實存在，並且會在失去自身品質之前爆炸。如果品質損失理論是錯誤的，那麼也許一些特超巨星仍然存在，它們最終會以“對不穩定性”超新星的形式爆炸。
現在，我準備“重訪”SN 2007bi，尋找“對不穩定性”爆炸更為確實的證據。我和合作者使用了我們所能想到的每一種方法，來驗證SN 2007bi是一顆“對不穩定性”超新星的結論。我們分析了這顆超新星的光譜，以及它的亮度隨時間變化的情況。我們還比較了以前和現在的恒星爆炸模型。快到2009年年底時，所有的證據都指向同一個結論：對於SN 2007bi，最符合邏輯、幾乎是唯一的解釋就是，它是一顆“對不穩定性”超新星。經過兩年多的研究之後，終於到了發表結果的時候了。
現在，我們又找到了三個極可能是“對不穩定性”超新星的候選者。這幾顆超新星非常罕見——10萬個超新星中才有1個，它們的前身星至少要有140個，甚至重達200個太陽的品質。它們是生成化學元素的巨型工廠，可以發生科學界已知最劇烈的爆炸，它們甚至配得上“巨超新星”（hypernovae）的名號。
這類新的超新星最吸引人的地方可能是，它給了我們一窺早期宇宙的機會。在大爆炸後約1億年開始發光的第一代恒星，可以重達100個太陽品質甚至1 000個太陽品質。這些巨型天體中的一些可能會通過“對不穩定性”機制爆炸。因此，這些古老的超新星可能是宇宙中首批爆炸的天體，給宇宙留下了眾多重元素，塑造了此後的恒星和行星——包括我們的太陽和地球。
我們的觀測不僅佐證了一種新的恒星爆炸方式，同時還意味著，現代宇宙中也許還點綴著一些特超巨星。只有在全是氫和氦的環境中，恒星才可能長到原初恒星那般巨大。恒星核聚變產生的重元素“污染”了宇宙後，會遏制恒星的吸積：如果存在重元素，恒星坍縮得更快，更早引發核聚變，周圍的任何殘餘氣體會因此被吹散。但很明顯，重元素對於恒星生長的抑制，並沒有天體物理學家曾經認為的那麼強。
我和紐金特在2007年開始籌畫的超新星巡天計畫目前已經開始運轉（Palomar TransientFactory，帕洛馬天文臺或帕洛馬瞬變工廠）。作為該項目的一部分，我們正在搜尋其他的“對不穩定性”超新星。事實上，我們已經發現了幾顆候選超新星，它們看上去和SN 2007bi非常相像。隨著資料的積累，我們對這類恒星爆炸以及由此生成的重元素的認識也在不斷深化。未來的儀器設備，例如美國航空航天局的下一代望遠鏡——詹姆斯·韋伯空間望遠鏡（James Webb Space Telescope），將可能觀測到極為遙遠的“對不穩定性”爆炸。也許在未來某一天，它們還將揭示宇宙第一代恒星的爆炸式死亡。
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編輯：zkai
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在當時仍處於爆發階段的超新星中，我們選擇了名為SN 2005gl的這顆。其他科學家或許會認為這是一個糟糕的選擇：通常，搜尋超新星前身星的科學家一般只關注距離地球6 000萬光年以內的天體，而SN 2005gl到地球的距離是這個數字的3倍多——大約2億光年。對於我們來說，要想在“哈勃”拍攝的圖像中尋找這顆超新星的前身星，該恒星必須要是迄今觀測到的最亮的恒星之一才行。成功的可能性很小，但我們覺得，有時得把目光放長遠些，才能獲得巨大的回報。
我們的冒險得到了回報。利用“凱克”的觀測資料，測量出了SN 2005gl的位置之後，我們查看了“哈勃”拍攝的一張圖片，在圖片上看到了類似一顆恒星的東西——儘管我們還不確定。如果它是一顆恒星，它的亮度（可能是太陽的100萬倍）說明，這是一顆大品質恒星——100倍於太陽。然而，如果考慮到當時普遍認可的觀點，即品質如此大的恒星根本不應該爆炸，絕大多數天文學家會認為，那張圖片上的光點可能是由更小、更暗弱的恒星所組成的星團，它們一起產生了我們所看到的亮度。而我們的資料當時還無法排除這種可能性。
另一次奇特的爆炸
儘管我們得到的證據尚不確鑿，但對於尋找大品質恒星死亡的觀測證據，我卻越來越有興趣。不過，在科學研究中，很少會有一條坦途通往最終答案。2006年，一個偶然的機會讓我得到了一個驚人的發現，這個發現不僅暗示了巨大的恒星會出現超新星爆炸，而且它們的爆炸方式同樣驚人。這讓我想到了一種完全不同的恒星爆炸——伽馬射線暴（gamma-ray burst）。
這個發現開啟了一個新的篇章，而這一切都始於2006年我們在凱克天文臺度過的又一個晚上。不過那天晚上，老天爺不太配合，天氣很糟糕。我坐在控制望遠鏡的電腦旁，等待了數個小時。
正當我開始認為，這次長途旅行將一無所獲時，雲層變薄了。天空雖然沒有徹底放晴，但可以看到一些星星。我決定觀測當時可見的、最亮的超新星，也就是異常明亮的SN 2006gy——此前8天，美國德克薩斯大學奧斯丁分校的羅伯特·昆比（Robert Quimby）用一台大小不到“凱克”望遠鏡1/20的望遠鏡，就觀測到了這顆超新星。我抓緊時間觀測，才15分鐘，雲層又變厚了，再也沒有變薄的跡象，這個晚上算是報廢了。
但隨後，我的同事、加州理工學院伊蘭·奧費克（Eran Ofek）領導的一個團隊，對我獲得的資料進行了分析。結果證實，SN2006gy是有史以來觀測到的最明亮的超新星爆炸。當時任職于美國加利福尼亞大學伯克利分校的南森·史密斯（NathanSmith）所進行的一項類似研究也得出了這樣的結論。但這說不通。在我們知道的超新星中，沒有一種擁有如此高的亮度。SN 2006gy所在的星系，“哈勃”此前沒有拍攝過，因此我們無法仔細地研究它的前身星。但根據爆炸的劇烈程度判斷，這顆恒星的品質可能至少為太陽的100倍。
驚人的亮度：過去幾年中，本文作者及其合作者觀測到的一些超新星爆炸，被證明是科學家當時觀測到的最劇烈的爆炸。2006年，他們觀測到了一個亮度破歷史記錄的超新星（粉色），2009年又觀測到了更亮的超新星（橙色），但這些超新星暗去的速度相對較快。2007年，他們觀測到的另一顆超新星雖然在亮度上不是最高的，但它釋放的能量卻是最多的（黃色）。科學家認為，這類新的超新星爆炸發生在品質非常大的恒星中。
對於這個等級的亮度，我們考慮了幾種可能的解釋，其中有兩種看起來還算靠譜。第一種解釋是，這種極致的亮度源自激波（shock wave）的熱輻射，而激波則是在超新星爆炸產生的碎片追上恒星爆炸前吹出的慢速星風，並將星風掃除時所產生的。我們想到的第二種可能解釋則是放射性。超新星會合成新元素，其中大部分是放射性同位素，它們隨後會衰變成其他更穩定的元素。也許，恒星劇烈的爆炸合成了巨量的放射性物質，這些物質的緩慢衰變為膨脹中的恒星殘骸雲注入了能量，使之不斷發出螢光。但是，什麼樣的天體才能產生足量的放射性物質，很好地解釋如此駭人的亮度呢？
這個問題讓我們極感興趣。為了回答這個問題，我們開始回顧過去的理論研究。吉迪恩·拉卡維（Gideon Rakavy）、喬拉·沙維夫（Giora Shaviv）和紮爾曼·巴卡特（Zalman Barkat）這3位天體物理學家在20世紀60年代末發表的一篇論文引起了我們的注意，他們提出了一種新的恒星爆炸方式。
恒星發光是因為它們的核心極為緻密，溫度極高，能使得氫原子聚變成氦以及更重的元素，釋放出能量。密度和溫度這兩個參數，大體上控制著一顆大品質恒星核心的物理狀況及其演化。通常，隨著時間流逝，恒星的核心會變得越來越緻密，溫度越來越高，反應條件會越過一個又一個閾值，使核心裡的物質聚變成越來越重的元素——首先是從氦到碳，然後是從碳到氧……每個反應階段可能會持續數千到數十億年，具體時間則取決於恒星核心的燃燒對溫度和壓強的影響有多大。
拉卡維及其合作者計算了一下，當一顆質量數百倍於太陽的恒星經過演化，其核心的絕大部分都由氧構成時會發生什麼。在較小的恒星中，我們知道接下來會發生什麼：這顆恒星會收縮，核心會升溫，直到條件允許，氧聚變成矽為止。但在一顆特超巨星（hypergiant）中，該理論認為，恒星核心會在引力作用下收縮，溫度也會升高，但密度不會變得太大。因此在這種情況下，不會發生氧的聚變，而是會有其他事情發生：物理學家稱之為對生成（pair production）。
在溫度足夠高的物質中，核子和電子這樣的高能粒子會發射出能量很高的光——由於光子的能量很高，因而位於伽馬射線波段。根據著名的愛因斯坦質能方程E=mc2，兩個能量極高的光子如果發生碰撞，會自發地轉變成其他粒子對，尤其是由電子和它的反物質正電子所組成的正負電子對。由此，光子攜帶的大部分能量就會轉變成物質形式。結果是，電子和正電子比起產生它們的光子所產生的壓強要小得多：因為它們有自重。如果一顆品質非常大的恒星的核心演化出了這樣的狀況，它的壓強就會突然下降，就好像打開了放氣閥一樣。此前，內部壓強使得該恒星免於在自身的引力下坍縮，但現在，這顆恒星的核心會變得不穩定，開始快速收縮。
恒星核心密度的飆升，會觸發氧聚變。與在穩定情況下不同，在坍縮的核心中，反應條件已經超過了氧聚變的閾值，因此這次觸發是爆炸性的：聚變釋放出的核能會進一步加熱核心內的物質，反過來，這又會加速核聚變，形成一個“失控”的反應鏈。這顆恒星會在極短的時間內——僅僅幾分鐘，燃燒大量的氧，釋放出的能量會超過它擁有的全部引力能（gravitational energy）。因此，儘管典型的超新星爆炸會留下中子星、黑洞這樣的殘骸，但在這一類型的爆炸中，天體會被完全炸毀。唯一留下的就是一個快速膨脹的星雲，主要由這一爆炸中合成的元素組成。
那三位天體物理學家預言，在這類天體事件中——由於電子—正電子對的生成而使恒星失穩，因此稱為“對不穩定性超新星”（pairinstability supernova），除了會產生其他相對較重的元素之外，還會產生大量的鎳56。鎳56的原子核很緊密，雖然它本身具有放射性，但最終會形成無放射性的鐵。如果這一過程發生在SN 2006gy前身星的身上，我們認為，鎳56的衰變也許可以解釋這個超新星的高亮度。
雖然這三個天體物理學家的理論是正確的，但幾十年來的共識是，他們假想的這一過程在自然界中其實並不會發生。研究恒星形成和演化的理論家認為，品質如此大的恒星根本就不應該形成，至少不會出現在今天的宇宙中。即便它們形成了，它們也會吹出強勁的星風，迅速流失絕大部分物質，使核心的品質不足以產生“對不穩定性”。大爆炸之後不到10億年的情況則有所不同。那時，第一代恒星的品質可能很大，足以以“對不穩定性”超新星的形式爆炸。
同時，SN 2006gy在天文學家中紅極一時，更多的人開始開展相關觀測和理論研究。有點諷刺意味的是，儘管是因為SN 2006gy，我們和超新星研究領域中的其他科學家才開始重新思考“對不穩定性模型”，但最後，這一天文事件的特徵，也就是SN 2006gy的亮度隨時間變暗的具體方式，似乎與鎳放射性不大相符。在“對不穩定性”爆炸中，絕大部分的光不應來自爆炸本身，而是來自爆炸合成的鎳56和其他放射性同位素。放射性已經研究得很透徹，在這一過程中，衰變會以一個可預言的、漸變的速率進行。但SN 2006gy明亮了幾個月之後，卻突然消失了。這種突然性的消失說明，SN2006gy不會是由放射性所驅動的，它不大可能是一顆“對不穩定性”超新星，我們提出的另一可能——這顆超新星不同尋常的亮度來自激波，開始為天文學家所接受。但是，這次與“對不穩定性”超新星的失之交臂，讓我開始對這類超新星的信號敏感起來。
驚人的發現
夏威夷那個不太走運的夜晚過去了幾個月後，我前往美國科羅拉多度假。然而，我的度假才開始，就被美國勞倫斯伯克利國家實驗室的彼得·紐金特（Peter Nugent）發來的一封郵件打斷。當時，我和紐金特經過長時間籌備，剛啟動了一個大規模超新星搜索計畫，他發給我的，是一個有著怪異光譜的超新星，此前我從未見過這樣的超新星。
在自然界中，每一種元素的原子都會吸收和發出特定波長的光線，因此一個天體的光譜，就能提供有關發光物質化學組成的資訊。紐金特發來的天體，也就是SN 2007bi的光譜表明，這顆超新星的元素組成非常奇怪，而且溫度極高。
回到加州理工學院之後，我繼續追蹤這顆超新星的演化。它的亮度大約是典型超新星的10倍，而且可以長時間保持：從數天到數周，又從數周到數月，它似乎不願意就這麼暗淡下去。我越來越確信，這就是我在尋找的“對不穩定性”超新星——它過了一年多時間才從我們的視線中消失。但是，我需要更多的資料來支援我的解釋。
2007年到2008年，我和幾個合作者一直在使用加州理工學院帕洛瑪天文臺的望遠鏡觀測SN 2007bi。距離發現這顆超新星約一年後，隨著它變得越來越暗，我請兩位同事，加州理工學院的理查·艾理斯（Richard Ellis）和庫爾卡尼使用凱克天文臺的大型望遠鏡來觀測它——在電子郵件中，我向他們保證“這顆超新星絕不是蓋的”。
同時，我回到以色列魏茲曼科學研究所工作。2008年8月，庫爾卡尼和他的研究生曼斯·卡斯利瓦爾（Mansi Kasliwal）把SN2007bi最新的光譜發給了我。當我首次進行粗略分析時，我無法相信我所看到的。我一遍又一遍地分析這份光譜，但結果始終一致：在它的爆炸過程中，鎳56的生成量多得驚人，相當於5~7個太陽品質。這個數字是此前任何觀測值的10倍多，正好是我們預期的在“對不穩定性”超新星爆發中，鎳56的生成量。那晚，我在公寓裡來回踱步，思考著這一發現的潛在意義。妻子奇怪地看著我，並問我怎麼了，我說：“我想我有了一個大發現。”
2008年底，我前往德國加興，與馬普天體物理研究所的保羅·馬紮利（Paolo Mazzali）合作。馬紮利是定量分析超新星光譜的世界級專家，他可以檢驗我通過粗略分析所得到的結果。他還擁有另一個大型設備、位於智利的歐洲南方天文臺甚大望遠鏡所獲得的有用資料。當馬紮利運行分析程式時，我們一起坐在他的辦公室裡。是的！最終結果與我的分析相符：鎳56的生成量相當於多個太陽品質，爆炸生成的各種元素的數量也與“對不穩定性”模型預言的相吻合。
確認結果
雖然我很肯定，我們發現了一個“對不穩定性”超新星，但當我回到以色列，我還是把這些資料閒置了幾個月，因為我要忙於另一個專案，去研究SN 2005gl——最初，正是因為這顆超新星，我才開始研究“對不穩定性”超新星。2005年年底，當我和福克斯、倫納德找到SN 2005gl可能的前身星時，我們無法確定這到底是一顆單獨的恒星還是一個星團。三年後的今天，這顆超新星已經消失不見，但我意識到，我們還可以做一個簡單的實驗：如果那顆候選恒星並不是SN 2005gl的前身星，那它肯定還在那裡。於是，我和倫納德用“哈勃”重新進行了觀測。
2008年底，我們終於確信：那顆恒星不見了。因此，SN2005gl的前身星確實是一顆極為明亮，品質也可能相當大的恒星——銀河系中品質最大的藍巨星之一船底η的孿生兄弟。
因此，有關特超巨星的盛行理論——它們在爆炸前會流失絕大部分品質——至少在這個案例上是錯誤的。一些非常明亮、品質非常大的恒星確實存在，並且會在失去自身品質之前爆炸。如果品質損失理論是錯誤的，那麼也許一些特超巨星仍然存在，它們最終會以“對不穩定性”超新星的形式爆炸。
現在，我準備“重訪”SN 2007bi，尋找“對不穩定性”爆炸更為確實的證據。我和合作者使用了我們所能想到的每一種方法，來驗證SN 2007bi是一顆“對不穩定性”超新星的結論。我們分析了這顆超新星的光譜，以及它的亮度隨時間變化的情況。我們還比較了以前和現在的恒星爆炸模型。快到2009年年底時，所有的證據都指向同一個結論：對於SN 2007bi，最符合邏輯、幾乎是唯一的解釋就是，它是一顆“對不穩定性”超新星。經過兩年多的研究之後，終於到了發表結果的時候了。
現在，我們又找到了三個極可能是“對不穩定性”超新星的候選者。這幾顆超新星非常罕見——10萬個超新星中才有1個，它們的前身星至少要有140個，甚至重達200個太陽的品質。它們是生成化學元素的巨型工廠，可以發生科學界已知最劇烈的爆炸，它們甚至配得上“巨超新星”（hypernovae）的名號。
這類新的超新星最吸引人的地方可能是，它給了我們一窺早期宇宙的機會。在大爆炸後約1億年開始發光的第一代恒星，可以重達100個太陽品質甚至1 000個太陽品質。這些巨型天體中的一些可能會通過“對不穩定性”機制爆炸。因此，這些古老的超新星可能是宇宙中首批爆炸的天體，給宇宙留下了眾多重元素，塑造了此後的恒星和行星——包括我們的太陽和地球。
我們的觀測不僅佐證了一種新的恒星爆炸方式，同時還意味著，現代宇宙中也許還點綴著一些特超巨星。只有在全是氫和氦的環境中，恒星才可能長到原初恒星那般巨大。恒星核聚變產生的重元素“污染”了宇宙後，會遏制恒星的吸積：如果存在重元素，恒星坍縮得更快，更早引發核聚變，周圍的任何殘餘氣體會因此被吹散。但很明顯，重元素對於恒星生長的抑制，並沒有天體物理學家曾經認為的那麼強。
我和紐金特在2007年開始籌畫的超新星巡天計畫目前已經開始運轉（Palomar TransientFactory，帕洛馬天文臺或帕洛馬瞬變工廠）。作為該項目的一部分，我們正在搜尋其他的“對不穩定性”超新星。事實上，我們已經發現了幾顆候選超新星，它們看上去和SN 2007bi非常相像。隨著資料的積累，我們對這類恒星爆炸以及由此生成的重元素的認識也在不斷深化。未來的儀器設備，例如美國航空航天局的下一代望遠鏡——詹姆斯·韋伯空間望遠鏡（James Webb Space Telescope），將可能觀測到極為遙遠的“對不穩定性”爆炸。也許在未來某一天，它們還將揭示宇宙第一代恒星的爆炸式死亡。
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編輯：zkai
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