iPTF14hls

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iPTF14hls
File:Composite image of Supernova 1987A.jpg
一个超新星的例子。
观测资料
历元 J2000[1]
星座 大熊座
星官
赤经 09h 20m 34.30s[1]
赤纬 +50° 41′ 46.80″[1]
视星等（V） 17.716 (R)[1]
天体测定
距离156,200,000 pc（509,000,000 ly）[1] pc
参考数据库
SIMBAD资料

iPTF14hls是在过去三年（迄2017年）中连续喷发的一颗异常超新星[1]，而且它曾于1954年爆发[2]。 现在的所有理论和假说都还不能充分地解释这颗超新星的现象。

观测[编辑]

检测前和检测后的超新星iPTF14hls。

超新星iPTF14hls 是在2014年9月由帕洛马瞬变工厂在2014年9月发现的[3]，并在2014年11月首度于卡特琳娜即时瞬变调查（英语：Catalina Real-time Transient Survey）（CRTS survey）公开[4]并被称为CSS141118:092034+504148[5]。根据此一资讯，它在2015年1月被确认是一颗爆炸的恒星[6][2]。如果将这视为单一的超新星事件（ Type II-P），在大约100天之内就会变得黯淡。然而，它的亮度波动至少五次，也就是持续喷发超过600天。亮度的变化达到50% [2]，并且有五次的峰值[3]。此外，它没有像一般所预期的II-P超新星随着时间逐渐降温，反而恒定的保持5,000－6,000K的温度[1]。检查过去的照片，发现1954年在相同的地点上也发生过爆炸[2]。自1954年以来，这颗恒星已经爆炸过六次[7]。

主要的研究人员是阿卡维（英语：Iair Arcavi）。它的跨国际研究小组使用凯克望远镜的低分辨率成像光谱仪（LRIS，Low Resolution Imaging Spectrometer），获得宿主星系的光谱，以及凯克II的深度成像和多目标光谱仪（DEIMOS，Deep Imaging and Multi-Object Spectrograph）获得异常超新星本身的高分辨率光谱[8]。

iPTF14hls的宿主星系是一个恒星形成的矮星系，这意味着低金属量，与在超新星光谱中看到微弱的铁吸收与低金属量先祖是一致的[1]。研究估计，爆炸的恒星质量至少比太阳大50倍[9]。研究人员还指出，碎片膨胀的速率比任何已知的其它超新星都要慢6倍，就好像再播放爆炸的慢动作影片一样。然而，如果这是由于相对论性的时间扩张，那么频谱将被红移相同的因素：6，这是不符合他们的观测[1]。在2017年，扩张的速度被局限在大约每秒1,000公里[10][11]。

将来的观测[编辑]

iPTF14hls是持续中的事件。多波段观测对于了解这种特殊事件的性质是必要的，当它最终成为残余的星云时，可以揭示出关于祖恒星和爆炸机制的新线索。阿卡维的团队计划与国际间的其它望远镜和天文台合作，在其它的电磁波频谱的波段上继续监测[12]。这些设施包括北欧光学望远镜（英语：Nordic Optical Telescope）和NASA的雨燕卫星、费米伽玛射线太空望远镜 [13]。哈伯太空望远镜已经在2017年12月开始拍摄其位置的影像[12][14]。

假说[编辑]

目前的理论预测，恒星会在第一次的超新星爆炸中消耗掉所有的氢，根据恒星初始的质量，核心的残余部分应该形成中子星或黑洞。所以，人们认为存在着一种不明的新现象发生[1][3][2]。没有已知的理论可以解释这一事件的观测[14][15]，下面列出的假说都不能解释氢的持续存在或观察到的能量[16][17]。依据阿卡维所说，此一发现需要改进现有的爆炸场景或开发新的方案，必须可以[1]：

  1. 产生相同的光谱特征（英语：Spectral signature），作为II-P超新星的共通性，但进化的速度因数放慢6-10倍。
  2. 提供延长光变曲线的系数为6倍，同时不会引入窄线光谱特征或强无线电和X射线发射陈述的星周包层交互作用。
  3. 在光变曲线中至少有五个峰值。
  4. 将所推导倒的线形成光球与连续光球的解耦。
  5. 在600天内恒定的线速度梯度维护的光球相。

反物质[编辑]

一个假说包括在恒星的核心中燃烧反物质 [3]；这个假说认为巨大的恒星其核心会变得非常热，以至于能量被转换成物质和反物质，导致恒星变得极其不稳定，并经历了几年的反复明亮喷发[18]。 与物质接触的反物质会湮灭引起爆炸，使恒星外层脱落，而留下未受损的核心；这个过程可以反复数十年，直到最终的爆炸和崩溃成为黑洞 [9]。

脉动成对不稳定超新星[编辑]

另一个假说是脉动成对不稳定超新星（英语：pulsational pair-instability supernova），一颗巨大的恒星在一系列猛烈的脉冲开始之前，可能会损失大约一半的质量[1][16]。 在每一个脉冲，冲离的物质可以赶上早期抛出的物质，因而发生碰撞产生明亮的闪光，而被类比为额外的爆炸（参见假超新星）。然而，iPTF14hls 超新星释放出来的能量比理论预测的还要多[9]。

强磁星[编辑]

强磁星（Magnetar）模型可以解释许多观测到的特征，但要给出平滑的光变曲线，可能需要不断变化强度的磁场[17][19]。

激波交互作用（Shock interaction）[编辑]

另一个是基于光谱的假说，认为它是喷出的物质与高密度的星周物质交互作用产生冲激波的一个明显的签名 [20]。

在2017年12月，一个使用费米伽玛射线太空望远镜的小组报告说，他们可能首次在iPTF14hls中发现了超新星的高能伽玛射线发射[13]。伽玛射线源在iPTF14hls爆炸后约300天出现，但仍可观测到，然而需要更多的观察来验证 iPTF14hls 确实是所观察到的伽玛射线发射的来源[13]。如果伽玛射线源与 iPTF14hls 之间的关联是真实的，那么在超新星喷发物产生激波的粒子加速度框架下，对其伽玛射线发射建模有困难。能量转换的效率需要非常高，因此建议一个密切的喷流（各向异性发射）伙伴，以解释一些观测到的资料可能是必要的[13]。没有X射线辐射从经被侦测到，这使得对伽玛射线辐射的解释成为一项艰巨的任务[21]。

共同包层喷流[编辑]

这个假说建议是共同包层喷流超新星（CEJSN，common envelope jets supernova）是中子星的伙伴假冒产生的结果。它提出"一种进入一个巨型恒星演化的包络，共生包层物质，由中子星开始的新类型重复瞬态爆发，随后发射喷流与它们周围的物质交互作用" [22][23]。即使不是超新星, 喷发物也能达到104公里/秒的速度 [22]。

相关条目[编辑]

  • 海山二：正在经历类似喷发的大质量恒星。

参考资料[编辑]

  1. ^ 1.00 1.01 1.02 1.03 1.04 1.05 1.06 1.07 1.08 1.09 1.10 1.11 Arcavi, Iair; et al. Energetic eruptions leading to a peculiar hydrogen-rich explosion of a massive star (PDF). Nature. 2017, 551 (7679): 210 [2018-05-22]. Bibcode:2017Natur.551..210A. PMID 29120417. arXiv:1711.02671 可免费查阅. doi:10.1038/nature24030. （原始内容存档 (PDF)于2017-11-10）. 
  2. ^ 2.0 2.1 2.2 2.3 2.4 'Zombie' star survived going supernova （页面存档备份，存于互联网档案馆）. By Paul Rincon, BBC News. 8 November 2017.
  3. ^ 3.0 3.1 3.2 3.3 This star cheated death, exploding again and again （页面存档备份，存于互联网档案馆）. Lisa Grossman, Science News. 8 November 2017.
  4. ^ The CRTS Survey. crts.caltech.edu. [2017-11-15]. （原始内容存档于2015-02-15）. 
  5. ^ Detection of CSS141118:092034+504148. （原始内容存档于2017-11-16）. 
  6. ^ Li, Wenxiong; Wang, Xiaofeng; Zhang, Tianmeng. Spectroscopic Classification of CSS141118:092034+504148 as a Type II-P Supernova. The Astronomer's Telegram. 2015-01-01, 6898. Bibcode:2015ATel.6898....1L. 
  7. ^ Joel Hruska. Astronomers Find Star That Has Exploded Six Times. 10 November 2017 [26 November 2017]. （原始内容存档于2017-12-01）. 
  8. ^ Astronomers Discover A Star That Would Not Die （页面存档备份，存于互联网档案馆）. W. M. Keck Observatory. 8 November 2017.
  9. ^ 9.0 9.1 9.2 Astronomers discover a star that would not die （页面存档备份，存于互联网档案馆）. Astronomy Now. 9 November 2017.
  10. ^ Peculiar Supernovae （页面存档备份，存于互联网档案馆）. Dan Milisavljevic1, and Raffaella Margutti. arXive. 9 May 2018.
  11. ^ Andrews JE, Smith N (2017). Strong late-time circumstellar interaction in the notso-impossible supernova iPTF14hls. ArXiv e-prints 1712.00514
  12. ^ 12.0 12.1 Bizarre 3-Year-Long Supernova Defies Our Understanding of How Stars Die （页面存档备份，存于互联网档案馆）. Harrison Tasoff, Space. 8 November 2017.
  13. ^ 13.0 13.1 13.2 13.3 Fermi Large Area Telescope detection of gamma-ray emission from the direction of supernova iPTF14hls （页面存档备份，存于互联网档案馆） (PDF). Noam Soker1, Avishai Gilkis. arXiv, Preprint 20 December 2017.
  14. ^ 14.0 14.1 What Type of Star Made the One-of-a-kind Supernova iPTF14hls?. Arcavi, Iair. HST Proposal id.15222. Cycle 25. August 2017.
  15. ^ Scientists on new supernova: WTF have we been looking at? （页面存档备份，存于互联网档案馆）. John Timmer, Ars Technica. 8 November 2017.
  16. ^ 16.0 16.1 'Zombie star' amazes astronomers by surviving multiple supernovae （页面存档备份，存于互联网档案馆）. Ian Sample, The Guardian. 8 November 2017.
  17. ^ 17.0 17.1 Models for the Unusual Supernova iPTF14hls （页面存档备份，存于互联网档案馆）. Stan E. Woosley. arXive, 26 January 2018.
  18. ^ This Star Went Supernova … And Then Went Supernova Again （页面存档备份，存于互联网档案馆）. Jake Parks, Discovery Magazine. 9 November 2017.
  19. ^ A magnetar model for the hydrogen-rich super-luminous supernova iPTF14hls （页面存档备份，存于互联网档案馆）. Luc Dessart, Astronomy & Astrophysics. Volume 610, 22 February 2018. doi:10.1051/0004-6361/201732402
  20. ^ Strong late-time circumstellar interaction in the peculiar supernova iPTF14hls （页面存档备份，存于互联网档案馆）. Jennifer E Andrews, Nathan Smith. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, Volume 477, Issue 1, 11 June 2018, Pages 74–79. doi:10.1093/mnras/sty584
  21. ^ Fermi Large Area Telescope detection of gamma-ray emission from the direction of supernova iPTF14hls （页面存档备份，存于互联网档案馆）. Qiang Yuan, Neng-Hui Liao, Yu-Liang Xin, Ye Li, Yi-Zhong Fan, Bing Zhang, Hong-Bo Hu, Xiao-Jun Bi. ArXiv. 1 February 2018.
  22. ^ 22.0 22.1 Common envelope jets supernova (CEJSN) impostors resulting from a neutron star companion （页面存档备份，存于互联网档案馆）. Avishai Gilkis, Noam Soker, Amit Kashi. arXive. 1 March 2018.
  23. ^ Explaining iPTF14hls as a common envelope jets supernova （页面存档备份，存于互联网档案馆）. Noam Soker1, Avishai Gilkis. arXiv. Preprint 20 December 2017.

外部链接[编辑]

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天球赤道座标：星图 09h 20m 34.30s，+50° 41′ 46.8″

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