2005年年中，位于夏威夷莫纳克亚山的 W. M. 凯克天文台完成了对其巨型双望远镜之一的升级。通过自动校正大气湍流，该仪器现在可以产生像哈勃太空望远镜一样清晰的图像。加州理工学院的什里尼瓦斯·库尔卡尼敦促年轻的加州理工学院研究人员（包括我自己在内）申请观测时间。他警告我们，一旦天文学界意识到这些望远镜有多么出色，获得观测时段将变得非常有竞争力。
听取这一建议后，我与当时的博士后同事德里克·福克斯和道格·伦纳德合作，尝试进行一种以前几乎完全由哈勃望远镜进行的类型的研究：寻找超新星前身星。换句话说，我们想知道恒星在即将爆炸时是什么样子的。
几十年来，理论家们已经能够预测哪些天体将成为超新星——例如，他们知道明亮的蓝色恒星即将爆炸。但对天文学家来说，“即将”意味着在未来一百万年左右。因此，尽管观察整个过程的展开将使我们能够更好地理解它，但仅仅耐心地观察一颗恒星并不是一个可行的选择。
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我们认为凯克天文台可以帮助我们，并且我们在 2005 年 11 月获得了一个晚上的观测时间。当我飞往大岛时，我很焦虑，希望天气晴朗，因为我们只有一次机会尝试这种新方法。幸运的是，天气之神很配合。那个观测之夜让我走上了一条研究之路，最终帮助颠覆了长期以来关于大型恒星可以变得多大以及这些巨星如何死亡的观点。
当时，专家们坚持认为，非常大的恒星不会爆炸；相反，它们会通过以恒星风的形式释放物质而逐渐缩小。事实上，大多数理论天体物理学家都会说，由于这些强大的风，当今宇宙中的恒星根本无法长到巨大的尺寸——它们不可能变得比太阳质量的 100 倍重多少。
然而，由于我们在夏威夷的冒险经历，我们逐渐意识到，在我们当前的宇宙中确实存在至少 200 个太阳质量的恒星，并且它们以宇宙中最剧烈的爆炸结束生命。同样令人惊讶的是，我们还发现其中一些恒星的爆炸方式与天文学家以往所见截然不同——在一个涉及在恒星中心产生反物质的过程中。
如此巨大的恒星，甚至可能更大的恒星，是宇宙早期历史上最早由原始气体形成的宇宙天体。因此，它们的爆炸方式告诉我们，它们产生的元素是如何在宇宙中传播，并最终播下今天太阳、行星和人类的种子的。
不太可能的开始
在我们一次望远镜观测中，福克斯、伦纳德和我希望观察到一颗活跃的超新星，然后，通过查看哈勃拍摄的档案图像，找到该恒星爆炸前的图像。因此，我们需要在哈勃过去拍摄过的众多星系之一中寻找超新星。在哈勃照片中找到我们的目标星的困难之处在于，如何在星系中数十亿颗恒星中找出哪一颗是爆炸的那颗。为此，我们需要非常精确地测量超新星的位置。在自适应光学系统（如凯克天文台的系统）出现之前，这只能通过哈勃望远镜本身来实现。即便如此，这项任务也极具挑战性，以至于天文学家只设法肯定地识别出了三个前身星。
在当时活跃的超新星中，我们选择了一个名为 SN 2005gl 的超新星。其他团队会认为这是一个糟糕的选择，而且理由充分：寻找超新星前身星的研究人员通常会在地球半径约 6000 万光年的范围内寻找；而这颗超新星的距离是这个范围的三倍多——约 2 亿光年远。为了让我们在哈勃图像中找到 SN 2005gl 的前身星，该恒星必须是迄今为止观测到的最亮的恒星之一。成功的可能性很低，但我们认为，有时只有瞄准远射才能获得巨大的回报。
我们的赌注得到了回报。在使用凯克数据测量了 SN 2005gl 的位置后，我们查看了一张哈勃图像，并在那里看到了一些看起来像恒星的东西，尽管我们不能确定。如果它是一颗单星，那么它的亮度（可能是太阳的百万倍）表明它的质量很大——是太阳质量的 100 倍。然而，鉴于普遍认为如此重量级的恒星根本不应该爆炸，大多数天文学家会认为，哈勃图像中的光点更可能是来自一群较小、较暗的恒星，这些恒星共同产生了我们看到的亮度。而我们的数据无法排除这种可能性——但尚未排除。
另一次奇怪的爆炸
尽管我们的结果尚无定论，但我对寻找观测证据来证明最大质量恒星的命运越来越感兴趣。但科学很少遵循从提出问题到找到答案的直线。当我想到一种完全不同的恒星爆炸——伽马射线暴时，2006 年发生的一次偶然事件导致了另一个令人惊讶的发现，这表明巨型恒星不仅可能成为超新星，而且它们可能以一种令人震惊的方式成为超新星。
故事的新篇章始于 2006 年在凯克天文台的另一个夜晚。然而，这一次，天气之神似乎不太友善：天气非常糟糕。我坐在控制电脑旁等待，时间一分一秒地过去了。就在我开始怀疑我的长途跋涉是否徒劳无功时，云层变薄了。天空并没有完全放晴，但可以看到一些星星。我决定观测当时可见的最亮的超新星爆炸，这是一次异常明亮的事件，称为 SN 2006gy，当时德克萨斯大学奥斯汀分校的研究生罗伯特·昆比八天前使用一台尺寸不到巨型凯克反射镜二十分之一的望远镜发现了它。我设法观测了 15 分钟，直到云层再次变厚，这次是彻底变厚了。看来这个晚上是彻底的损失。
但后来，我的加州理工学院同事埃兰·奥费克领导的一个团队分析了我获得的数据，结果发现 SN 2006gy 是迄今为止发现的最亮的超新星爆炸。内森·史密斯（当时在加州大学伯克利分校）领导的一项并行研究得出了类似的结论。这毫无道理。我们所知道的任何类型的超新星都无法产生如此多的光。SN 2006gy 所在的星系以前没有被哈勃望远镜拍摄过，因此我们也没有办法详细研究它的前身星。不过，从其爆炸的剧烈程度来看，这颗恒星的质量可能至少为 100 个太阳质量。
我们想到了几种可能的亮度解释，其中两种似乎最不离谱。第一个解释是，极亮的光是冲击波的热辐射，冲击波是在超新星爆炸碎片赶上恒星自身在爆炸前发出的较慢的恒星风并扫除恒星风时形成的。我们考虑的第二个选择是放射性。超新星合成新的元素，主要以放射性同位素的形式，这些同位素随后衰变成其他更稳定的同位素。也许这次巨大的爆炸合成了大量的放射性物质，这些物质的缓慢衰变将能量注入到膨胀的恒星碎片云中，并使云在荧光中发光。但是，什么能产生足够的放射性物质来解释如此惊人的亮度呢？
最后一个问题引起了我们的兴趣。为了试图回答这个问题，我们开始回顾过去的理论工作。我们偶然发现了三位年轻天体物理学家——吉迪恩·拉卡维、乔拉·沙维夫和扎尔曼·巴尔卡特在 1960 年代后期撰写的古老、尘封的理论论文。他们提出了一种新的恒星爆炸方式。
恒星之所以发光，是因为它们的核心足够致密和炽热，以至于氢原子发生聚变，变成氦和更重的元素并释放能量。密度和温度这两个参数在很大程度上控制着大质量恒星核心的物理特性和恒星的演化。一般来说，随着时间的推移，核心变得越来越致密和炽热。然后，核心会跨越连续的阈值，朝着越来越重的元素的聚变发展——首先是氦聚变成碳，然后是碳聚变成氧，等等。阈值之间的每个阶段可能持续数千年到数十亿年，具体取决于恒星的核燃烧影响其核心温度和压力的速度。
拉卡维及其同事计算了当一颗非常巨大的恒星（可能是太阳质量的数百倍）达到其核心主要由氧组成的阶段时会发生什么。在较小的恒星中，我们知道接下来会发生什么：恒星收缩，其核心升温，直到条件允许氧核聚变成硅。但在超巨星中，该理论认为，核心会在重力作用下收缩并升温，而不会变得非常致密。因此，不是氧聚变，而是会发生其他事情：物理学家称之为对产生。
在足够热的物质中，高能粒子（如原子核和电子）会发出非常强大的光——光子，其能量如此之高，以至于处于伽马射线谱中。由于阿尔伯特·爱因斯坦著名的质能方程 E = mc2，如果两个非常高能的光子碰撞，它们可以自发地转化为其他粒子的对；具体而言，它们可以转化为由电子及其反粒子——正电子组成的对。因此，光子的大部分能量以物质的形式被锁定。因此，电子和正电子产生的压力远低于它们起源的光子：它们是死重。如果一颗非常巨大的恒星的核心达到这些条件，它的压力会突然下降，几乎就像恒星有一个释放阀一样。以前，压力是阻止恒星在其自身重量下坍缩的原因；现在核心变得不稳定并开始快速收缩。
随着密度迅速上升，它点燃了氧的聚变。由于氧聚变的阈值是在坍缩的核心而不是在稳定的核心中跨越的，因此点燃是爆炸性的：聚变释放核能，使物质进一步加热，进而加速聚变，形成“失控”反应。恒星可以在如此短的时间内（仅仅几分钟）燃烧掉如此多的氧气，以至于它释放的能量大于恒星的全部引力能。因此，虽然典型的超新星会留下中子星或黑洞等焦化的遗骸，但在这种类型的爆炸中，天体完全自我毁灭。剩下的只是一团快速膨胀的云，其中大部分是由爆燃的狂暴中合成的元素组成的。
理论家预测，这种类型的事件——被称为对不稳定性超新星，因为它通过产生电子-正电子对来使恒星不稳定——除了其他相对较重的元素外，还会形成大量的镍 56。镍 56 是一种同位素，其原子核紧密结合，但仍具有放射性，最终产生非放射性铁。我们认为，如果这种情况发生在 SN 2006gy 的前身星中，那么镍 56 的衰变可能会解释超新星的强烈亮度。
尽管这三位天体物理学家的理论是正确的，但几十年来，普遍的看法是，他们假设的过程实际上不会在自然界中发生。研究恒星天体形成和演化的理论家认为，如此巨大的恒星根本不应该形成，至少在当今宇宙中不应该形成。即使它们确实形成了，它们也会驱动如此强烈的恒星风，以至于它们会迅速失去大部分质量，从而无法形成足够大的核心来达到对不稳定性。大爆炸后不到十亿年的情况有所不同。那时，第一批恒星可能足够巨大，可以作为对不稳定性超新星爆炸。也许吧。
与此同时，新的破纪录超新星 SN 2006gy 在天文学家中风靡一时，促使了更多的观测和理论研究。具有讽刺意味的是，尽管 SN 2006gy 促使我们和超新星社区的其他成员重新考虑对不稳定性模型，但最终，这个特定的事件似乎没有镍放射性的正确特征——即光随时间变暗的特定方式。在对不稳定性爆炸中，大部分光应该不是来自爆炸本身，而是来自镍 56 及其锻造的其他放射性同位素。放射性是一个经过充分研究的过程，其中衰变以可预测的、渐进的速度进行。但是 SN 2006gy 在明亮了几个月后，突然消失了，速度太快了，不可能由放射性驱动。它可能根本不是对不稳定性超新星，我们考虑过的另一个选择——该事件异常的亮度源于冲击波——成为公认的解释。尽管如此，这次差点失误让我对对不稳定性事件的迹象保持警惕。
真实情况？
在我们在夏威夷云层中取得幸运突破的几个月后，我去科罗拉多州度假。然而，很快，我收到了劳伦斯伯克利国家实验室的彼得·纽金特的电子邮件的打断。纽金特和我刚刚开始为我们计划中的大型超新星搜索进行“试运行”。现在他给我发来一颗光谱很奇怪的超新星。我以前从未见过这样的超新星。
由于自然界中每种元素的原子都会在特定波长下吸收和发射光，因此天文光源的光谱提供了有关发射光的物质的化学成分的信息。纽金特的天体——SN 2007bi——的光谱表明，构成它的元素以不寻常的比例存在，并且它非常热。
回到加州理工学院后，我继续跟踪这一事件的演变。它发出的光大约是典型超新星的 10 倍。而且光的强度下降得非常缓慢：随着日子变成几周，几周变成几个月，这个光源就是拒绝消失。我越来越相信这最终是对不稳定性超新星的一个例子。花了一年多的时间它才最终从视野中消失。但我需要更多数据才能真正确定我的解释。
在 2007 年和 2008 年期间，我和几位合作者继续使用加州理工学院帕洛玛天文台的望远镜观测 SN 2007bi。大约在我们发现它一年后，当来自这次爆炸的光最终变得微弱时，我请我的加州理工学院同事理查德·埃利斯和库尔卡尼用凯克天文台的大型望远镜观测它——在我的电子邮件中承诺这是“真实情况”。
与此同时，我和家人搬到了以色列，并在雷霍沃特的魏茨曼科学研究所找到了我现在的工作。2008 年 8 月，库尔卡尼和他的研究生曼西·卡斯利瓦尔将 SN 2007bi 的最新光谱发给了我。当我进行第一次粗略分析时，我简直不敢相信我所看到的。我一遍又一遍地分析光谱，但答案是一样的：这次爆炸合成了惊人数量的镍 56：是整个太阳质量的五到七倍。这比我们或任何其他人以前见过的都要多 10 倍——而且正是你期望从对不稳定性超新星爆炸中看到的结果。那天晚上，我在我的公寓里来回踱步，思考着这个发现及其意义。当我的妻子奇怪地看着我并问发生了什么事时，我说：“我想我们有了一个伟大的发现。”
2008 年底，我前往德国加兴，与马克斯·普朗克天体物理研究所的保罗·马扎利合作。马扎利是超新星光谱定量分析的世界专家，因此他可以测试我的粗略分析结果。他还拥有他用另一台大型仪器——欧洲南方天文台位于智利的甚大望远镜获得的额外有用数据。我们一起坐在他的办公室里，马扎利运行他的代码。是的！结果与我之前的分析一致：许多太阳质量的镍 56，以及与对不稳定性模型预测相符的元素相对丰度。
再看一遍
尽管我非常确信我们已经识别出了一颗对不稳定性超新星，但当我回到以色列后，我将数据搁置了几个月，因为我正忙于另一个项目，该项目涉及最初让我踏上这段旅程的超新星：SN 2005gl。当福克斯、伦纳德和我在 2005 年底找到其假定的前身星时，我们无法确定它确实是一个单一实体，还是一群恒星。现在，三年后，超新星已经消失，我意识到我们可以做一个简单的测试：如果我们的候选星不是爆炸的那颗恒星，它仍然会在那里。伦纳德和我回到哈勃望远镜进行检查。
到 2008 年底，我们终于确信：这颗恒星已经消失了。SN 2005gl 的前身星确实非常明亮，而且可能质量很大——是我们银河系中最重的蓝巨星之一海山二的孪生星。
因此，关于超巨星的主流理论——它们在爆炸前会失去大部分质量——至少在这种情况下是错误的。一些非常明亮和巨大的恒星确实存在，并且在失去所有质量之前就爆炸了。如果质量损失理论是错误的，那么可能仍然存在一些超巨星，它们最终可能会作为对不稳定性超新星爆炸。
现在我已经准备好重新审视 SN 2007bi，并寻找更多关于对不稳定性爆炸的结论性证据。我和一个合作者团队以我们能想到的每一种方式对其进行了测试。我们详细分析了它的光谱及其光随时间的演变。我们比较了旧的和新的恒星爆炸模型。在 2009 年底，所有证据都汇聚成一个单一的结论：解释 SN 2007bi 最合乎逻辑、几乎不可避免的方式是，它是一颗对不稳定性超新星。经过两年多的研究，终于到了开始发表我们的研究结果的时候了。
我们现在已经收集到了另外三个事件，它们是对不稳定性超新星的有力候选者。总的来说，它们似乎非常罕见——仅占超新星的十万分之一——并且需要一颗至少 140 个太阳质量，甚至可能多达 200 个太阳质量的恒星。但它们是元素的巨型工厂，它们产生科学界已知的最剧烈的爆炸。它们甚至可能值得被称为“超超新星”。
这种新型超新星最引人入胜的方面或许在于，它让我们得以一窥早期宇宙。第一批发光的恒星，在大爆炸后约 1 亿年，其质量将达到 100 个太阳质量以上，甚至可能高达 1,000 个太阳质量[参见理查德·B·拉尔森和沃尔克·布罗姆的文章“宇宙中的第一批恒星”；《大众科学》，2001 年 12 月]。其中一些庞然大物可能是通过对不稳定性机制爆炸的。因此，今天一些超新星的遥远表亲可能是最早将较重元素播撒到宇宙中的爆炸，从而塑造了随后的恒星和行星——包括我们的太阳和地球。
我们的观测不仅表明了一种新颖的恒星爆炸方式，而且还意味着，与早期的观点相反，现代宇宙可能散布着超巨星。原始恒星生长到非凡的尺寸只有在几乎完全由氢和氦组成的环境中才有可能。“污染”核聚变产物随后扼杀了恒星吸积：在较重元素存在的情况下，恒星坍缩得更快，因此点燃得更早，在它们长得太重之前就吹走了周围残留的气体。但显然，较重元素对恒星生长的阻碍作用小于天体物理学家过去认为的。
纽金特和我于 2007 年开始计划的超新星巡天现在已经启动并运行：它被称为帕洛玛瞬态工厂。作为该项目的一部分，我们正在寻找更多对不稳定性爆炸的例子；事实上，它使我们能够找到我们最新的候选事件之一，它看起来非常像 SN 2007bi。随着数据的积累，我们对这些爆炸以及它们如何促进宇宙中重元素的形成有了更深入的了解。未来的仪器，如 NASA 的下一代天文台——詹姆斯·韦伯太空望远镜，可能会探测到非常遥远的对不稳定性爆炸。也许有一天，它们将揭示宇宙中最早形成的第一批恒星的爆炸死亡。
本文以“超级超新星”为标题发表在印刷版上。