我們銀河系中的黃金可能和磁旋極超新星的爆發(fā)有關

科學家發(fā)現(xiàn)了恒星爆發(fā)的一種新類型，可以揭開130億歲銀河系中元素的秘密

(資料圖片)

圖片來自：宇航局/共享資源

注：這篇文章最初發(fā)表于“對話”網站，文章內容來自”空間”網站的“專家發(fā)言”部分的評論和見解。本文兩位作者：戴維?楊是澳大利亞國立大學天文學和天體物理學研究院的研究人員；加利?達?科斯塔是澳大利亞國立大學的天文學榮譽教授。

直到最近，科學家們一直都認為只有中子星合并才能夠創(chuàng)造重元素（比鋅更重的元素），即一個雙星系統(tǒng)中兩個大質量恒星殘余部分的耦合過程產生了重元素。

但是我們知道在宇宙大爆炸發(fā)生不久重元素就已經產生了，那時宇宙還很年輕，甚至中子星合并過程尚未發(fā)生。因此我們需要尋找另一個理由來解釋銀河系中早期重元素的形成來源。

在銀河系銀暈（環(huán)繞銀河的一個球星區(qū)域）中發(fā)現(xiàn)的一顆古老恒星SMSS J2003-1142第一次為我們提供了另一條可能的重元素形成途徑，這些重元素包括鈾，甚至是金。

在我們銀河周圍，存在著由熾熱氣體構成的銀暈，它是由銀河系中不斷誕生和死亡的恒星所噴射出來的物質形成的，在銀暈中的恒星僅占銀河系中全部恒星數(shù)量的1%。（圖片來自宇航局噴氣推進實驗室）

我們最近在自然雜志發(fā)表了一個研究成果，我們指出SMSS J2003-1142恒星中的重元素很可能不是由中子星合并產生的，而是由于高速旋轉、具有強磁場且質量為太陽25倍的恒星在坍縮和爆炸中形成的。

我們把這一爆炸過程稱為磁旋極超新星爆發(fā)。

極超新星的爆發(fā)能量要比超新星高10倍以上

背景解釋：

科學家們已經證實中子星合并過程是重元素的來源之一，這是一種雙星系統(tǒng)中兩顆中子星的激烈合并過程，我們稱其為“千新星”，重元素能夠在這一過程中形成。

雙星系統(tǒng)是一種圍繞共同質量中心運行的兩顆星體，而中子星合并是一種發(fā)生在雙星系統(tǒng)中兩顆中子星碰撞的過程，這一過程能夠產生重元素（圖片來自宇航局）

但是我們星系的化學演變模型中，中子星合并這一單一過程的并不足以產生我們在多個古老恒星中看到的元素分布模式，包括SMSS J2003-1142這顆恒星。

SMSS J2003-1142恒星 - 一個早期宇宙的遺跡：

SMSS J2003-1142這顆恒星于2016年在澳大利亞被觀測到，然后2019年9月在智利的南方天文臺再次被觀測到。

根據(jù)這些觀測，我們研究了這顆恒星的化學構成，分析揭示出其鐵元素的含量比太陽低3000倍，也就是說它在化學角度看還處于初態(tài)。

這顆恒星的元素分布使它看上去很像來自于宇宙大爆炸剛發(fā)生不久的一顆母星。

我們發(fā)現(xiàn)它很可能來自快速旋轉并坍縮的恒星：

SMSS J2003-1142的化學構成可以揭示出它的母星特征。它異乎尋常之處在于高的離譜的氮氣、鋅和重元素（銪和鈾等）含量。

銪和鈾

高的氮含量表明它的母星具有高速旋轉的特點，高鋅含量表明之前爆發(fā)能量比一般超新星要高出10倍-因此它屬于極超新星一類。而高鈾含量表明它的形成需要大量中子存在。

我們在這顆恒星觀測到的所有重元素含量都表明它來自于早期的一顆磁旋極超新星爆發(fā)過程。

我們的研究首次提出了磁旋極超新星是銀河系中重元素另一種來源的相關證據(jù)。

中子星合并過程為何不足以解釋觀測結果？

但是我們怎么知道SMSS J2003-1142恒星的那些重元素并不是僅由中子星合并所產生的呢？原因如下：

我們假設一顆單獨的母星形成了這顆恒星的所有元素。因為如果通過兩顆中子星合并形成這顆恒星現(xiàn)有的元素則需要非常漫長的時間。但是在星系形成的早期要產生這些元素，時間是遠遠不夠的。

并且中子星合并只會形成重元素，因此需要額外的超新星爆發(fā)過程來解釋在SMSS J2003-1142恒星中觀測到的鈣等元素，否則要解釋當前的觀測結果整個過程會變得很復雜而不太可能。

磁旋極超新星模型不但提供了更好的數(shù)據(jù)吻合性，它還可以使用單一的爆發(fā)事件來解釋這顆恒星的構成成分。這種新理論結合中子星合并理論，應該就可以解釋清楚銀河系中重元素的來源問題了。

BY: David Yong , Gary Da Costa

FY: TelescopeX

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標簽： 極超新星 雙星系統(tǒng) 合并過程