因为听见，所以看见——时空涟漪寻踪求源（二）
2019/5/31 19:52:33金志平 中国科学院紫金山天文台
“We are made of star-stuff”—— Carl Sagan
“我 们 来 自 星 尘” —— 卡 尔﹒萨 根
卡尔﹒萨根无愧于“大众天文学家”和科普大师的美誉，他总能找到最美、最朴实的文字传播科学。生命不可或缺的重元素来自一场恒星级的大事件。“我们来自星尘”也许可以算是“天人合一”的科学诠释。写下这句话的时候，大师的脑海里一定映衬着一幅恒星从诞生、成长到最后在一场壮观的宇宙烟花中谢幕的场景。而今重读，场景里还应有“时空涟漪”以及随后闪现的巨新星……
(二)巨新星：宇宙深处的“炼金炉”
背景：超铁元素起源之谜
精确的天文观测告诉我们，宇宙中可见物质质量的73%以氢原子的形式存在，25%以氦原子的形式存在，剩下大约2%则由其他元素组成。其中氢、氦以及少量的锂来自宇宙诞生初期的大爆炸核合成过程，更重的元素例如碳、氧、氮、硫、铁等则是在恒星内部通过核反应产生的。
而比铁更重的元素(即超铁元素)，例如金、银等稀有金属以及核电站的重要原料铀-235、钚-239等，都无法在恒星内部产生。理论上这些超铁元素需要通过中子俘获过程产生，但是对于具体在哪里产生，以及是否可以解释宇宙中观测到的超铁元素丰度等问题并不完全清楚。宇宙中超铁元素的起源至今还是待解之谜。
⊙中子俘获：一种原子核与一个或者多个中子撞击，形成重核的核反应。中子俘获在恒星里以快、慢两种形式发生。快中子俘获(r-过程，rapid process)通常发生在爆炸性的中子环境中，如超新星爆发、中子星并合等。慢中子俘获(s-过程，slow process)发生在渐进巨星分支AGB恒星中。
早在1957 年，就有两个研究组(Cameron；Burbidge等人)分别独立提出：发生在爆炸性的中子环境中的r-过程可以产生约一半左右的超铁元素以及所有比铋(原子序数83)重的元素。
1974年Lattimer& Schramm提出“中子星并合是r-过程的理想场所，并产生大量重元素”，但论文发表后约1/4个世纪里并没有得到应有的关注，对相应的后续天文观测效应也几乎没有任何讨论。
⊙中子星并合会伴随三种天体物理现象：引力波事件、相对论性的喷流(产生短暴及其余辉)和外流(抛射出约0.001-0.1倍太阳质量的富中子化，速度为0.1-0.3倍光速的“低速”物质)，此外还可能产生中微子暴。
浮出水面的巨新星
这种窘况一直持续到1998年，当时在普林斯顿大学攻读博士学位的中国学生李立新和其导师Paczyński教授预言了一种全新的天文现象：中子星并合所产生的外流中不稳定的(超)重元素会衰变，并加热外流，从而形成光学波段的耀发，且光度与普通超新星相当，并持续数天。从而开创了一个新的研究方向。但他们“忘了”给这类事件取个名字，后来人们习惯上称为“Li-Paczyński新星”。
2005年加州理工大学Kulkarni教授计算得到外流抛射物形成光学耀发，亮度高于新星，但低于超新星，建议命名为巨新星(macronova)。2010年普林斯顿大学Metzger教授建议改名千新星(kilonova)，因为他们通过更细致的计算得到其峰值亮度(太阳的一亿倍!)比超新星亮度低约两个量级，是经典新星的1000倍，目前千新星一词在国际上使用最广泛，但实际上由于限制过于严格反而不准确。
巨新星是一类发生于中子星并合过程中的暂现天文事件，并合过程中产生各向同性的物质抛射和r-过程重元素的放射性衰变。巨新星与超新星有一定的相似性，热源都是外流中的放射性物质。辐射达到峰值时外流体基本上变成透明的，这之后的辐射主要由放射性物质的衰变提供能源。
2013年3月，巨新星的理论研究再次取得突破。来自美国的一个团队计算发现，巨新星抛射物主要为比铁更重的元素，和铁族元素主导的超新星相比，光深要大近百倍(而此前人们都是用超新星相同的光深来计算)，其结果是最终产生辐射要更暗、更晚和更红，辐射的峰值在红外波段。
受这一理论上的突破的启发，英国莱斯特大学的Tanvir教授把搜寻巨新星的重点转移到了红外波段，并于 2013年6月3日，通过哈勃空间望远镜观测在一个短时标伽玛暴GRB 130603B的余辉，第一次观测到来自巨新星的信号。
⊙伽玛暴(Gamma Ray Burst，简称GRB)：来自宇宙某一方向伽玛射线强度在短时间内突然增强，又快速衰减的一种爆发现象，短至千分之一秒，长则数小时。伽玛暴是人类迄今观测到宇宙中最剧烈的爆发，它在10秒钟内释放的能量相当于太阳终其一生(约100亿年)所发出光的总和。
⊙短暴与长暴：以持续时间2秒为界，伽玛暴分为短暴与长暴两类。目前的主流理论认为长暴是一个超大质量恒星发生坍缩形成黑洞时的毁灭性爆发。而短暴则很可能是黑洞或中子星等致密天体并合时产生的。
⊙伽玛暴的余辉：伽玛射线暴爆发过后在其它波段观测到的辐射。通常随时间呈幂律衰减，X射线余辉能够持续几个星期，光学余辉和射电余辉能够持续几个月到一年。
短暴或长短暴、引力波、巨新星的关联性示意图 | 图源：紫金山天文台
引力波、巨新星和伽玛暴同框的概率应该不低，如前文提到，首例双中子星并合引力波事件GW170817的电磁辐射对应体追踪即发现成协的巨新星和短暴。
那么，天文学家是如何为巨新星验明正身呢？
如果暴后一段时间(大约几天到十几天)的近红外波段能谱上出现明显高于余辉辐射的超出，且据此计算的光谱很软，则很可能是因为巨新星的贡献。巨新星模型给出明显低于超新星的晚期温度(<3000 K)。
“挖宝”历史数据
以紫金山天文台为主的一个研究组近年来在引力波事件电磁对应体相关研究方面取得了一系列成果。他们是国际上最早利用伽玛暴历史数据搜寻巨新星的，通过与意大利国立天体物理研究所(INAF)布雷拉(Brera)天文台科学家的合作，深入掌握了哈勃空间望远镜HST、甚大望远镜VLT等国际顶尖光学望远镜的数据处理方法，并尝试从历史数据中“挖宝”，在多个伽玛暴余辉中发现巨新星候选体。
2014年，合作组开始关注颇具争议的GRB 060614。这是一颗发现于2006年持续约100秒的长暴，红移为0.125，是距离我们最近的伽玛暴之一。如此近距离的长暴余辉中理应探测到很亮的超新星，但是VLT和HST等国际顶尖望远镜长期密集观测数据中并没发现任何超新星的蛛丝马迹。
这对基于瞬时辐射持续时间长短的伽玛暴分类形成严重挑战，并在2006年引发了研究热潮，《自然》杂志曾同时刊发4篇相关研究论文，却莫衷一是。后来干脆起了个看似自相矛盾的名字“长短暴”。
合作组重新系统分析了GRB 060614的 VLT、HST原始观测数据，分别在暴后3.8天的能谱和13.6天的流量数据中发现显著的近红外超出成分，以及与超新星相比较低的晚期温度(<3000 K)。这些都与巨新星模型一致。
进一步计算表明，要拟合这一事件多个波段的辐射数据，要求这次事件中抛出的物质为0.1倍太阳质量，并且以超铁元素为主，通常双中子星的并合不足以产生这么多的抛出物，因此这一事件有可能来自于“中子星-恒星级质量黑洞”的并合。这一发现也确定了GRB 060614的中子星并合起源，本质上仍属于短暴，澄清了“长短暴”起源之谜。这也是首次在“长短暴”中发现巨新星，并为揭示宇宙中(超)重元素的起源提供了新线索。
特别值得一提的是，2019年4月26日LIGO/Virgo公共预警了首个疑似“中子星-恒星级质量黑洞”并合引力波事件。如果最终得到证实，将实现致密天体并合引力波事件的“大满贯”，因为之前已探测到双黑洞并合(GW150914)和双中子星并合引力波事件(GW170817)。如果也能探测到此类事件的电磁辐射对应体，那将是又一座“圣杯”。
短暴GRB 050709通常被认为是首例观测到光学余辉的短暴，但很快也有一些研究组注意到其辐射的特殊性，难以在余辉的框架内解释。研究组重新分析VLT、Gemini和HST的观测数据后发现，其光学对应体其实是巨新星主导的，并首次在巨新星观测早期(约2.5天)资料中发现了铁族元素主导的宽发射线迹象。后来对GW170817的观测也发现，其辐射成分中即有铁族元素主导的“蓝”成分，也有更重的元素主导的“红”成分。巨新星是宇宙深处的“炼金炉”。
结构化喷流模型
研究组在国际上首次对巨新星与短暴/长短暴的关联性进行了统计分析，发现每个短暴/长短暴都有可能伴随着一个巨新星，也就是说巨新星是普遍存在的。首例引力波事件GW170817已证实巨新星是中子星并合引力波事件的电磁辐射对应体。
研究组是国际上最早用结构化喷流模型来解释短暴的余辉数据，并基于该模型在国际上最早提出：偏轴的伽玛暴尽管较弱，依然有望被升级后的LIGO/Virgo等探测到，从而将引力波事件和短暴成协率从1%提高到10%。但在均匀喷流模型下，由于强的相对论集束效应，偏轴事例无法可靠提高短暴和引力波事件的成协率。这有助于理解在首例中子星并合引力波事件GW170817中就看到了短暴GRB 170817A这个让人“意外”的事实。
⊙结构化喷流模型：喷流内能量密度和物质的运动速度随角度而变化。喷流模型可以分为两类：一类叫成功喷流模型，认为喷流是准直的、强相对论性的，能够穿透巨新星抛射物形成的壳层，喷射出去。另一类叫失败喷流(或者叫窒息喷流)模型，认为喷流张角比较大，准直性不好，被束缚在抛射物形成的“茧”中，而且喷流速度相对较低。两种模型在解释伽玛暴余辉亮度演变中存在激烈的争论。
通过统计得到的短暴典型半张角约为0.1弧度，进而得到边长32.6亿光年的立方体内，近邻宇宙的中子星并合发生率约为每年1000次，与引力波探测给出的中子星并合率一致。从目前得到的中子星并合率和每次抛出的物质，已经可以解释宇宙中比铁重的元素的起源问题。
偏轴情形下的短暴探测前景：(a)结构化喷流模型，(b)均匀喷流模型。| 图源：紫金山天文台
离揭开谜底还有多远？
《自然》杂志最近发表的一篇理论文章指出，坍缩星(超新星爆发触发快速旋转的大质量恒星坍缩)周围形成的吸积盘可以创造超铁元素合成所需的必要条件，且推测80%的超铁元素可能来自坍缩星，其余20%由中子星并合事件产生。
然而，再好的理论也需要观测数据说话。这需要观测上给出坍缩星的频度，并证明这个频度足以说明观测到的宇宙超铁元素丰度。
而另一方面，引力波探测器LIGO/Virgo等通过不断升级正在提供越来越多的中子星并合方面事件，天文学家们也在紧密追踪相应的电磁辐射对应体——巨新星，并从伽玛暴余辉中寻找巨新星的信号。我们相信，当这个数目足够多时，也许就可以给超铁元素起源之谜盖棺定论了。
搜寻巨行星需要大视场光学成像望远镜。紫金山天文台盱眙观测站1米通光口径的近地天体望远镜因其大视场巡天特性而成为国内最适合搜寻引力波对应体的设备之一。目前研究组已建立起了一套量身定制的观测流程，时刻准备着追踪引力波事件的电磁辐射对应体，并希望在不久的将来实现中国本土望远镜在这一领域零的突破。
作者简介
金志平：中国科学院紫金山天文台“宇宙伽玛暴、中子星及相关物理研究团组”研究员。研究方向：引力波电磁辐射对应体、伽玛暴、中子星等。直接参与了甚大望远镜(VLT)引力波电测辐射对应体相关观测、数据分析和理论解释。
撰文：金志平
审核：范一中、韦大明
编辑：王科超、高娜
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