2005年年中，位於夏威夷莫納克亞山的 W. M. 凱克天文臺完成了對其巨型雙望遠鏡之一的升級。透過自動校正大氣湍流，該儀器現在可以產生像哈勃太空望遠鏡一樣清晰的影像。加州理工學院的什里尼瓦斯·庫爾卡尼敦促年輕的加州理工學院研究人員（包括我自己在內）申請觀測時間。他警告我們，一旦天文學界意識到這些望遠鏡有多麼出色，獲得觀測時段將變得非常有競爭力。
聽取這一建議後，我與當時的博士後同事德里克·福克斯和道格·倫納德合作，嘗試進行一種以前幾乎完全由哈勃望遠鏡進行的型別的研究：尋找超新星前身星。換句話說，我們想知道恆星在即將爆炸時是什麼樣子的。
幾十年來，理論家們已經能夠預測哪些天體將成為超新星——例如，他們知道明亮的藍色恆星即將爆炸。但對天文學家來說，“即將”意味著在未來一百萬年左右。因此，儘管觀察整個過程的展開將使我們能夠更好地理解它，但僅僅耐心地觀察一顆恆星並不是一個可行的選擇。
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我們認為凱克天文臺可以幫助我們，並且我們在 2005 年 11 月獲得了一個晚上的觀測時間。當我飛往大島時，我很焦慮，希望天氣晴朗，因為我們只有一次機會嘗試這種新方法。幸運的是，天氣之神很配合。那個觀測之夜讓我走上了一條研究之路，最終幫助顛覆了長期以來關於大型恆星可以變得多大以及這些巨星如何死亡的觀點。
當時，專家們堅持認為，非常大的恆星不會爆炸；相反，它們會透過以恆星風的形式釋放物質而逐漸縮小。事實上，大多數理論天體物理學家都會說，由於這些強大的風，當今宇宙中的恆星根本無法長到巨大的尺寸——它們不可能變得比太陽質量的 100 倍重多少。
然而，由於我們在夏威夷的冒險經歷，我們逐漸意識到，在我們當前的宇宙中確實存在至少 200 個太陽質量的恆星，並且它們以宇宙中最劇烈的爆炸結束生命。同樣令人驚訝的是，我們還發現其中一些恆星的爆炸方式與天文學家以往所見截然不同——在一個涉及在恆星中心產生反物質的過程中。
如此巨大的恆星，甚至可能更大的恆星，是宇宙早期歷史上最早由原始氣體形成的宇宙天體。因此，它們的爆炸方式告訴我們，它們產生的元素是如何在宇宙中傳播，並最終播下今天太陽、行星和人類的種子的。
不太可能的開始
在我們一次望遠鏡觀測中，福克斯、倫納德和我希望觀察到一顆活躍的超新星，然後，透過檢視哈勃拍攝的檔案影像，找到該恆星爆炸前的影像。因此，我們需要在哈勃過去拍攝過的眾多星系之一中尋找超新星。在哈勃照片中找到我們的目標星的困難之處在於，如何在星系中數十億顆恆星中找出哪一顆是爆炸的那顆。為此，我們需要非常精確地測量超新星的位置。在自適應光學系統（如凱克天文臺的系統）出現之前，這隻能透過哈勃望遠鏡本身來實現。即便如此，這項任務也極具挑戰性，以至於天文學家只設法肯定地識別出了三個前身星。
在當時活躍的超新星中，我們選擇了一個名為 SN 2005gl 的超新星。其他團隊會認為這是一個糟糕的選擇，而且理由充分：尋找超新星前身星的研究人員通常會在地球半徑約 6000 萬光年的範圍內尋找；而這顆超新星的距離是這個範圍的三倍多——約 2 億光年遠。為了讓我們在哈勃影像中找到 SN 2005gl 的前身星，該恆星必須是迄今為止觀測到的最亮的恆星之一。成功的可能性很低，但我們認為，有時只有瞄準遠射才能獲得巨大的回報。
我們的賭注得到了回報。在使用凱克資料測量了 SN 2005gl 的位置後，我們查看了一張哈勃影像，並在那裡看到了一些看起來像恆星的東西，儘管我們不能確定。如果它是一顆單星，那麼它的亮度（可能是太陽的百萬倍）表明它的質量很大——是太陽質量的 100 倍。然而，鑑於普遍認為如此重量級的恆星根本不應該爆炸，大多數天文學家會認為，哈勃影像中的光點更可能是來自一群較小、較暗的恆星，這些恆星共同產生了我們看到的亮度。而我們的資料無法排除這種可能性——但尚未排除。
另一次奇怪的爆炸
儘管我們的結果尚無定論，但我對尋找觀測證據來證明最大質量恆星的命運越來越感興趣。但科學很少遵循從提出問題到找到答案的直線。當我想到一種完全不同的恆星爆炸——伽馬射線暴時，2006 年發生的一次偶然事件導致了另一個令人驚訝的發現，這表明巨型恆星不僅可能成為超新星，而且它們可能以一種令人震驚的方式成為超新星。
故事的新篇章始於 2006 年在凱克天文臺的另一個夜晚。然而，這一次，天氣之神似乎不太友善：天氣非常糟糕。我坐在控制電腦旁等待，時間一分一秒地過去了。就在我開始懷疑我的長途跋涉是否徒勞無功時，雲層變薄了。天空並沒有完全放晴，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爆炸，這是一次異常明亮的事件，稱為 SN 2006gy，當時德克薩斯大學奧斯汀分校的研究生羅伯特·昆比八天前使用一臺尺寸不到巨型凱克反射鏡二十分之一的望遠鏡發現了它。我設法觀測了 15 分鐘，直到雲層再次變厚，這次是徹底變厚了。看來這個晚上是徹底的損失。
但後來，我的加州理工學院同事埃蘭·奧費克領導的一個團隊分析了我獲得的資料，結果發現 SN 2006gy 是迄今為止發現的最亮的超新星爆炸。內森·史密斯（當時在加州大學伯克利分校）領導的一項並行研究得出了類似的結論。這毫無道理。我們所知道的任何型別的超新星都無法產生如此多的光。SN 2006gy 所在的星系以前沒有被哈勃望遠鏡拍攝過，因此我們也沒有辦法詳細研究它的前身星。不過，從其爆炸的劇烈程度來看，這顆恆星的質量可能至少為 100 個太陽質量。
我們想到了幾種可能的亮度解釋，其中兩種似乎最不離譜。第一個解釋是，極亮的光是衝擊波的熱輻射，衝擊波是在超新星爆炸碎片趕上恆星自身在爆炸前發出的較慢的恆星風並掃除恆星風時形成的。我們考慮的第二個選擇是放射性。超新星合成新的元素，主要以放射性同位素的形式，這些同位素隨後衰變成其他更穩定的同位素。也許這次巨大的爆炸合成了大量的放射性物質，這些物質的緩慢衰變將能量注入到膨脹的恆星碎片雲中，並使雲在熒光中發光。但是，什麼能產生足夠的放射性物質來解釋如此驚人的亮度呢？
最後一個問題引起了我們的興趣。為了試圖回答這個問題，我們開始回顧過去的理論工作。我們偶然發現了三位年輕天體物理學家——吉迪恩·拉卡維、喬拉·沙維夫和扎爾曼·巴爾卡特在 1960 年代後期撰寫的古老、塵封的理論論文。他們提出了一種新的恆星爆炸方式。
恆星之所以發光，是因為它們的核心足夠緻密和熾熱，以至於氫原子發生聚變，變成氦和更重的元素並釋放能量。密度和溫度這兩個引數在很大程度上控制著大質量恆星核心的物理特性和恆星的演化。一般來說，隨著時間的推移，核心變得越來越緻密和熾熱。然後，核心會跨越連續的閾值，朝著越來越重的元素的聚變發展——首先是氦聚變成碳，然後是碳聚變成氧，等等。閾值之間的每個階段可能持續數千年到數十億年，具體取決於恆星的核燃燒影響其核心溫度和壓力的速度。
拉卡維及其同事計算了當一顆非常巨大的恆星（可能是太陽質量的數百倍）達到其核心主要由氧組成的階段時會發生什麼。在較小的恆星中，我們知道接下來會發生什麼：恆星收縮，其核心升溫，直到條件允許氧核聚變成矽。但在超巨星中，該理論認為，核心會在重力作用下收縮並升溫，而不會變得非常緻密。因此，不是氧聚變，而是會發生其他事情：物理學家稱之為對產生。
在足夠熱的物質中，高能粒子（如原子核和電子）會發出非常強大的光——光子，其能量如此之高，以至於處於伽馬射線譜中。由於阿爾伯特·愛因斯坦著名的質能方程 E = mc2，如果兩個非常高能的光子碰撞，它們可以自發地轉化為其他粒子的對；具體而言，它們可以轉化為由電子及其反粒子——正電子組成的對。因此，光子的大部分能量以物質的形式被鎖定。因此，電子和正電子產生的壓力遠低於它們起源的光子：它們是死重。如果一顆非常巨大的恆星的核心達到這些條件，它的壓力會突然下降，幾乎就像恆星有一個釋放閥一樣。以前，壓力是阻止恆星在其自身重量下坍縮的原因；現在核心變得不穩定並開始快速收縮。
隨著密度迅速上升，它點燃了氧的聚變。由於氧聚變的閾值是在坍縮的核心而不是在穩定的核心中跨越的，因此點燃是爆炸性的：聚變釋放核能，使物質進一步加熱，進而加速聚變，形成“失控”反應。恆星可以在如此短的時間內（僅僅幾分鐘）燃燒掉如此多的氧氣，以至於它釋放的能量大於恆星的全部引力能。因此，雖然典型的超新星會留下中子星或黑洞等焦化的遺骸，但在這種型別的爆炸中，天體完全自我毀滅。剩下的只是一團快速膨脹的雲，其中大部分是由爆燃的狂暴中合成的元素組成的。
理論家預測，這種型別的事件——被稱為對不穩定性超新星，因為它透過產生電子-正電子對來使恆星不穩定——除了其他相對較重的元素外，還會形成大量的鎳 56。鎳 56 是一種同位素，其原子核緊密結合，但仍具有放射性，最終產生非放射性鐵。我們認為，如果這種情況發生在 SN 2006gy 的前身星中，那麼鎳 56 的衰變可能會解釋超新星的強烈亮度。
儘管這三位天體物理學家的理論是正確的，但幾十年來，普遍的看法是，他們假設的過程實際上不會在自然界中發生。研究恆星天體形成和演化的理論家認為，如此巨大的恆星根本不應該形成，至少在當今宇宙中不應該形成。即使它們確實形成了，它們也會驅動如此強烈的恆星風，以至於它們會迅速失去大部分質量，從而無法形成足夠大的核心來達到對不穩定性。大爆炸後不到十億年的情況有所不同。那時，第一批恆星可能足夠巨大，可以作為對不穩定性超新星爆炸。也許吧。
與此同時，新的破紀錄超新星 SN 2006gy 在天文學家中風靡一時，促使了更多的觀測和理論研究。具有諷刺意味的是，儘管 SN 2006gy 促使我們和超新星社群的其他成員重新考慮對不穩定性模型，但最終，這個特定的事件似乎沒有鎳放射性的正確特徵——即光隨時間變暗的特定方式。在對不穩定性爆炸中，大部分光應該不是來自爆炸本身，而是來自鎳 56 及其鍛造的其他放射性同位素。放射性是一個經過充分研究的過程，其中衰變以可預測的、漸進的速度進行。但是 SN 2006gy 在明亮了幾個月後，突然消失了，速度太快了，不可能由放射性驅動。它可能根本不是對不穩定性超新星，我們考慮過的另一個選擇——該事件異常的亮度源於衝擊波——成為公認的解釋。儘管如此，這次差點失誤讓我對對不穩定性事件的跡象保持警惕。
真實情況？
在我們在夏威夷雲層中取得幸運突破的幾個月後，我去科羅拉多州度假。然而，很快，我收到了勞倫斯伯克利國家實驗室的彼得·紐金特的電子郵件的打斷。紐金特和我剛剛開始為我們計劃中的大型超新星搜尋進行“試執行”。現在他給我發來一顆光譜很奇怪的超新星。我以前從未見過這樣的超新星。
由於自然界中每種元素的原子都會在特定波長下吸收和發射光，因此天文光源的光譜提供了有關發射光的物質的化學成分的資訊。紐金特的天體——SN 2007bi——的光譜表明，構成它的元素以不尋常的比例存在，並且它非常熱。
回到加州理工學院後，我繼續跟蹤這一事件的演變。它發出的光大約是典型超新星的 10 倍。而且光的強度下降得非常緩慢：隨著日子變成幾周，幾周變成幾個月，這個光源就是拒絕消失。我越來越相信這最終是對不穩定性超新星的一個例子。花了一年多的時間它才最終從視野中消失。但我需要更多資料才能真正確定我的解釋。
在 2007 年和 2008 年期間，我和幾位合作者繼續使用加州理工學院帕洛瑪天文臺的望遠鏡觀測 SN 2007bi。大約在我們發現它一年後，當來自這次爆炸的光最終變得微弱時，我請我的加州理工學院同事理查德·埃利斯和庫爾卡尼用凱克天文臺的大型望遠鏡觀測它——在我的電子郵件中承諾這是“真實情況”。
與此同時，我和家人搬到了以色列，並在雷霍沃特的魏茨曼科學研究所找到了我現在的工作。2008 年 8 月，庫爾卡尼和他的研究生曼西·卡斯利瓦爾將 SN 2007bi 的最新光譜發給了我。當我進行第一次粗略分析時，我簡直不敢相信我所看到的。我一遍又一遍地分析光譜，但答案是一樣的：這次爆炸合成了驚人數量的鎳 56：是整個太陽質量的五到七倍。這比我們或任何其他人以前見過的都要多 10 倍——而且正是你期望從對不穩定性超新星爆炸中看到的結果。那天晚上，我在我的公寓裡來回踱步，思考著這個發現及其意義。當我的妻子奇怪地看著我並問發生了什麼事時，我說：“我想我們有了一個偉大的發現。”
2008 年底，我前往德國加興，與馬克斯·普朗克天體物理研究所的保羅·馬紮利合作。馬紮利是超新星光譜定量分析的世界專家，因此他可以測試我的粗略分析結果。他還擁有他用另一臺大型儀器——歐洲南方天文臺位於智利的甚大望遠鏡獲得的額外有用資料。我們一起坐在他的辦公室裡，馬紮利執行他的程式碼。是的！結果與我之前的分析一致：許多太陽質量的鎳 56，以及與對不穩定性模型預測相符的元素相對丰度。
再看一遍
儘管我非常確信我們已經識別出了一顆對不穩定性超新星，但當我回到以色列後，我將資料擱置了幾個月，因為我正忙於另一個專案，該專案涉及最初讓我踏上這段旅程的超新星：SN 2005gl。當福克斯、倫納德和我在 2005 年底找到其假定的前身星時，我們無法確定它確實是一個單一實體，還是一群恆星。現在，三年後，超新星已經消失，我意識到我們可以做一個簡單的測試：如果我們的候選星不是爆炸的那顆恆星，它仍然會在那裡。倫納德和我回到哈勃望遠鏡進行檢查。
到 2008 年底，我們終於確信：這顆恆星已經消失了。SN 2005gl 的前身星確實非常明亮，而且可能質量很大——是我們銀河系中最重的藍巨星之一海山二的孿生星。
因此，關於超巨星的主流理論——它們在爆炸前會失去大部分質量——至少在這種情況下是錯誤的。一些非常明亮和巨大的恆星確實存在，並且在失去所有質量之前就爆炸了。如果質量損失理論是錯誤的，那麼可能仍然存在一些超巨星，它們最終可能會作為對不穩定性超新星爆炸。
現在我已經準備好重新審視 SN 2007bi，並尋找更多關於對不穩定性爆炸的結論性證據。我和一個合作者團隊以我們能想到的每一種方式對其進行了測試。我們詳細分析了它的光譜及其光隨時間的演變。我們比較了舊的和新的恆星爆炸模型。在 2009 年底，所有證據都匯聚成一個單一的結論：解釋 SN 2007bi 最合乎邏輯、幾乎不可避免的方式是，它是一顆對不穩定性超新星。經過兩年多的研究，終於到了開始發表我們的研究結果的時候了。
我們現在已經收集到了另外三個事件，它們是對不穩定性超新星的有力候選者。總的來說，它們似乎非常罕見——僅佔超新星的十萬分之一——並且需要一顆至少 140 個太陽質量，甚至可能多達 200 個太陽質量的恆星。但它們是元素的巨型工廠，它們產生科學界已知的最劇烈的爆炸。它們甚至可能值得被稱為“超超新星”。
這種新型超新星最引人入勝的方面或許在於，它讓我們得以一窺早期宇宙。第一批發光的恆星，在大爆炸後約 1 億年，其質量將達到 100 個太陽質量以上，甚至可能高達 1,000 個太陽質量[參見理查德·B·拉爾森和沃爾克·布羅姆的文章“宇宙中的第一批恆星”；《大眾科學》，2001 年 12 月]。其中一些龐然大物可能是透過對不穩定性機制爆炸的。因此，今天一些超新星的遙遠表親可能是最早將較重元素播撒到宇宙中的爆炸，從而塑造了隨後的恆星和行星——包括我們的太陽和地球。
我們的觀測不僅表明了一種新穎的恆星爆炸方式，而且還意味著，與早期的觀點相反，現代宇宙可能散佈著超巨星。原始恆星生長到非凡的尺寸只有在幾乎完全由氫和氦組成的環境中才有可能。“汙染”核聚變產物隨後扼殺了恆星吸積：在較重元素存在的情況下，恆星坍縮得更快，因此點燃得更早，在它們長得太重之前就吹走了周圍殘留的氣體。但顯然，較重元素對恆星生長的阻礙作用小於天體物理學家過去認為的。
紐金特和我於 2007 年開始計劃的超新星巡天現在已經啟動並執行：它被稱為帕洛瑪瞬態工廠。作為該專案的一部分，我們正在尋找更多對不穩定性爆炸的例子；事實上，它使我們能夠找到我們最新的候選事件之一，它看起來非常像 SN 2007bi。隨著資料的積累，我們對這些爆炸以及它們如何促進宇宙中重元素的形成有了更深入的瞭解。未來的儀器，如 NASA 的下一代天文臺——詹姆斯·韋伯太空望遠鏡，可能會探測到非常遙遠的對不穩定性爆炸。也許有一天，它們將揭示宇宙中最早形成的第一批恆星的爆炸死亡。
本文以“超級超新星”為標題發表在印刷版上。