编者按：超新星研究在科学家的不断尝试中蹒跚前进，至今仍然扑朔迷离，也正是由于它如此难以捉摸，才吸引了众多科学家为之痴迷。彭秋和教授就是其中之一。有关超新星研究的困境和魅力要压缩在这几千字中，实在太过困难，文中提到了好几份有关论文，就是希望与所有求知若渴的读者分享他当年读到这些文章的欣喜和收获，也希望有更多的人投入这个领域。
小时候，我就已经知道夜空中大多数星星都是离我们极为遥远的恒星，当时，只是好奇它们为何会如此明亮。真正系统地学习过理论物理之后，才逐渐懂得，原来是恒星内部大规模剧烈的热核燃烧止它们闪闪发亮。过去，天幕中也有突然出现的叫亮星星，我国古人以为这是偶尔光临夜空的“客人”，不过，现在我们知道，那是一小部分恒星在死亡之前发出的最后光芒
上世纪50年代，火学教材只是简单地描述了超新星爆发的现象，因为当时全球学术界对爆发原因的研究还处在猜测阶段，可以看到的研究文献也不多。到80年代，科学研究突飞猛进，各种新发现和新理论层出不穷，让人应接不暇。两篇精彩的文章：1986年“恒星演化和核合成”国际讲习班上，美国优秀天文学家乌斯理(Stan E Woosley)的超新星系列演讲文稿，和1990年美国物理学家贝特(Hans Bethe)撰写的有关Ⅱ型超新星爆发理论的评述性文章(虽然长达80多页，但其中的物理观念阐述得相当清晰)，让我感受到超新星神秘的魅力，转而投入探讨Ⅱ型超新星爆发机制的研究。
超新星(以下简称SN)爆发是恒星世界中已知的最剧烈的罕见现象除太阳外，恒星通常距离地球太遥远，人们只能在夜空中看到它们发出的微弱星光。肉眼看来，只有银河系内爆发的超新星，才有可能在几天或几个月内显得格外明亮。可惜肉眼可见的超新星实在太少，所以有时候不免会羡慕占人：著名的清官包拯(公元999年－1062年)，一生中可能看到过两次非常叫亮的超新星这两次爆发相隔48年，公元1006年(宋真宗时期)出现的超新星，最亮时几乎可以同半个月亮相比，不仅能照出人影，还可借它的星光鉴物，甚至阅读；公元1054年(宋仁宗在位时)出现的超新星，最亮时也可与金星媲美，而且连续23天闪耀在天幕上，就连阳光都遮掩不了它的光芒。
后人可没有这么走运，从1604年非常明亮的开普勒超新星(由德国著名天文学家开普勒正式记载)到1987年的超新星，近400年中，都没有再出现肉眼能够观察到的超新星。
最初，人们从天文观测出发，根据超新星爆发过程中呈现的光谱特征，将超新星分为I型(SNI)和Ⅱ型(SNII)两大类：后者的光谱中，氢的一系列光谱线自始至终是最显著、最明亮的；而前者明显缺少氢元素的光谱线。按照光谱上不同的元素谱线的特征，又将I型分为SNIa、SNIb和SNIc三种次型。后来人们发现，SNIb、SNlc和SNⅡ的爆发图像相近。于是，从爆发机理与爆发图像出发，重新把超新星分为两大类：吸积白矮星的热核爆炸型超新星(SNla)和核心坍缩型超新星(SNII、SNIb和SNIc)。
区分超新星类型的另一个重要观测特性，是它们的光变曲线(即星星的亮度变化图)。Ⅱ型超新星的光变曲线彼此相差很大，但Ia型超新星是光学上最为明亮的超新星，而且它们的光变曲线也非常相似，当它们达到最亮时，光度几乎相同，绝对星等约为20。人们利用Ia型超新星光度稳定的性质，把它作为标准烛光来测定极为遥远星系的距离。2001年到2002年间，美国几个特大地面望远镜在30多个Ia型超新星达到最亮之前，开始进行观测，测定了它们的距离。人们惊奇地发现，目前宇宙正处于加速膨胀阶段，这引发了理论物理学上普遍猜测的所谓“宇宙暗能量”的问题。如何利用Ia型超新星更精确地测定遥远星系的距离，进一步证实宇宙加速膨胀的规律，已成为当代天文学最重要的任务之一。
热核爆炸型超新星
看过《引爆恒星》，大家应该很清楚SNIa爆发的理论：吸积了伴星的大量物质之后，白矮星的质量达到1．4倍太阳质量的时候(即Chandrasekhar临界质量，后面还会谈到这个关键的界线)，体内大量的碳12原子核之间发生了大规模的热核反应，使整个星体在大爆炸中灰飞烟灭。所以说，Ia型超新星是热核爆炸型超新星。演化的残骸是一个逐渐向外扩展的星云，由气体、尘埃和大量的爆炸碎片组成，被称为“超新星遗迹”。此时的白矮星已经粉身碎骨，在遗迹范围内，不会留下恒星级质量的致密残骸。
由于模拟太复杂，而且数值模拟计算的结果必须要与由大量光谱观测所推断的爆发产物的元素丰度相一致，所以，有关这种类型超新星爆发的研究需要进一步深化，问题仍然相当多，有些甚至是基本问题。例如，一颗白矮星内部的主要成分碳12、氧16究竟是以什么方式结合的?它们的状态如何?人们相信，白矮星内部物质处于固态。就算如此，它们也有3种不同的结构方式：1)碳、氧分离(氧沉淀于核心、碳浮于外层)；2)碳氧均匀混合形成无序晶体；3)碳氧均匀混合形成有序晶体。这是个关键问题，因为不同的形式决定着核心碳燃烧点火的方式，甚至决定着星体最后是整体爆炸，还是继续坍缩(形成中子星)。遗憾的是，固体物理学家在1989年的研究表明，在微观上碳氧分离所消耗的能量低于总能量的1％，现有研究的精细度还无法察觉这种消耗，无法确定白矮星是否经历了碳氧分离的过程。现在大多数数值模拟都采取了近似的方法，假设爆炸前白矮星物质内的碳、氧成分是均匀混合，呈无序合金的状态，所以这些计算研究仅仅考虑了其中一种可能性而已。
Ⅱ型研究的尝试
虽然有关热核爆炸型超新星爆发过程还有很多细节尚不明了，但是相对核心坍缩型的研究，却还算前途乐观；后者的爆发机制是持续了40年的困惑与矛盾：天文观测已发现了近两千颗超新星，其中6／7是Ⅱ型超新星，但按照现有的物理规律，却得出了它们不能爆发的荒唐结论。
现代超新星研究始于1966年科尔盖特(Stirling Colgate)的理论。他从流体动力学出发，首次从解析角度探讨了超新星核心坍缩的动力学过程。今天，人们认为电子俘获是导致大质量恒星核心晚期发生引力坍缩的首要物理原因。质量大于8倍太阳质量的大质量恒星，经历了完全的核燃烧之后，以铁族元素为主的星体核心区密度超过了1．14×109克／厘米3，就出现了大规模的电子俘获现象。铁族元素(例如铁56)大量的自由电子会被抓进原子核，物质中的自由电子数目明显下降，相应地，原本抵制着自引力的电子压强也迅速减弱。在强大的自引
力作用下，星体核心支撑不住，开始发生不稳定的引力坍缩。
这时，内核心处于亚音速的同模坍缩(也就是均匀坍缩)状态，与核心的距离加大，坍缩速度也呈线性增长。而外核心几乎是在自由坍塌，物质向星体中心坠落的速度大约等于自由落体速度的一半。在内、外核心交界面附近，物质下落速度可达光速的1／8～1／4。星体坍缩致使中心密度不断攀升，当它超过原子核的密度，就到达了坍缩的极限。这时，红灯亮起，内核心的坍缩渐渐停下来，但外围的物质仍然以超音速向内疾驰，直接撞上了前方已经停稳的内核心，产生了强大的反弹激波。星体核心在坍缩过程中释放的自引力势能无处发泄，便化为激波的强大能量不顾一切地往外冲去。激波波前的温度骤增，热光子的平均能量高达10MeV，压倒了铁56原子核内每个核子的结合能(8．8MeV)。当反弹激波扫过由铁元素组成的物质球层，热光子就会把这些铁原子核通通打得支离破碎。当然，在突围期间，激波也付出了相当大的能量，这就是所谓的瞬时爆发机制。成功的关键就在外核心质量的大小，可惜，迄今所有关于爆前超新星的合理星体模型中，外核心的质量都非常大，反弹激波还没穿透外核心，就在击溃铁核的战斗中筋疲力尽了。
中微子延迟爆发机制
人们只能寄希望于其他机制。1988年，针对爆发后形成的高温中子星，美国天文学家威尔逊提出了自己的设想：虽然反弹激波已经偃旗息鼓，但是如此高温的新生中子星能够在很短时标(0．5秒)内产生非常强大的中微子流，并很快输运到半径40公里的中微子球表面。通过各种粒子对中微子的吸收与散射，中微子动量流会引起强烈的冲压，轻松地撕碎星幔和大气层。这就是目前研究核心坍缩型超新星爆发机理的主流方向——中微子延迟爆发机制。但是，有两个关键问题尚待解决：
1．新生的高温中子星，能否在非常短的时标内产生如此强大的中微子流?具体的物理过程是什么?
2．虽然中微子流如此强大，它们同物质相互作用究竟能否产生如此强大的向外冲压，不仅引起超新星爆发，还能使爆发物质向外的初始速度超过每秒1万公里，爆发总动能达到1042焦耳?
就第一个问题，1995年，我们南京大学天文系研究小组提出了由超新星坍缩核心形成的高温中子星内相继出现的核物质——(u，d)两味夸克到(u，d，s)三味夸克的相变过程，这个过程不仅能满足第一个问题的要求，还能引起内外物质的对流，迅速把中微子流送到中微子球的表面。这有力地支持了超新星的中微子延迟爆发机制，成为国际上研究夸克星的基本文献之一。
遗憾的是，第二个问题至今仍然是一桩悬案。人们不仅考虑了已知的各种粒子同中微子的相互作用，还探讨了致密等离子体中，离子体的振荡可能增强这种相互作用，但是中微子流仍然不能产生足以引爆恒星的反冲压，人们在理论上仍然无法自圆其说。核心坍缩型超新星爆发的机制已经困扰研究者很多年。2003年，伯拉斯等人在美国《物理评论快报》上发表了一篇论文，标题就叫：《改进的恒星核心坍缩模型仍然不能爆发，我们究竟漏掉了什么?》。物理学家利本德费尔(M．Liebendorfer)则更为直接，他在2004年发表了一篇文章，名为《超新星不能爆发的59个理由》。
我的新观点
上面已经提到，瞬时爆发机制总是失败，因为坍缩内核心的质量始终超过了激波的能力范围。但是我们认为，坍缩内核心的质量无法达到预想的程度，因为以前的模型漏掉了电荷屏蔽效应的因素。
1994年以后，我们研究小组着重重新分析电子俘获过程。我们考察了超新星内部电子俘获率最高的20个核素，发现在超新星核心密度极高的情况下，不能忽视电荷屏蔽效应的影响。电荷屏蔽效应就是在包含多个电子的原子中，核电荷对一个电子的吸引作用，会因为其他电子对该电子的排斥作用而抵消。一部分电荷。这种效应明显降低了原子核上的电子俘获速率，所以开始坍缩时，坍缩核心的密度不如原来计算的那么大，质量也会相对较低。激波冲破铁核的可能性似乎又大了一点，但它无法明显降低坍缩核心的质量，不能解决问题。
经过反复对比和思考，我认为，瞬时爆发机制失败的关键原因，就是原来对坍缩开始的临界点的判定有问题。迄今所有有关SNⅡ爆发理论的研究都认为，电子俘获过程使平均每个核子占有的自由电子数(即电子丰度)下降，导致Chandrasekhar临界质量(它同电子丰度的平方成正比)下降，当它降到低于坍缩核心的质量时，广义相对论强大的引力效应就引发了大规模快速的引力坍缩。总之，传统观点认为当Chandrasekhar临界质量(即钱德拉塞卡尔质量)小于(铁族元素组成的)星体核心质量的时刻，就是坍缩开始的起点。按照这个临界点的要求，坍缩开始时，核心质量仍然很大，激波肯定无法突破，所以瞬时爆发机制才会失败。
另一方面，我们在长期的研究中发现，由于电子俘获反应的速率同物质密度密切相关：物质密度超过3×109克／厘米。之后，愈靠近星体中心，物质密度愈高，电子俘获反应的速率陡然增快，因此，自由电子的密度和电子压强就下降得愈陕。所以在星核区，越靠近核心的壳层坍缩的加速度愈大，而且这个加速度还在不断增长，换言之，高密度区域的物质坍缩会越来越接近自由坍缩，而不是科尔盖特提出的均匀坍缩。
因此，我正式提出，判断坍缩开始临界点的判据应该修改为：星体核心内原子核(例：镍56等核素)上电子俘获过程非常迅速，其特征时标短于流体动力学时标(请参阅本文作者的有关论文：Qiuhe Peng，Nuclear Physics A738(2004)515-518，“A New Mechanism of Core Collapsed Supemova Explosion-The Important Role of Electron CaptureProcess”)。
目前，我们正在进行有关的数值模拟计算研究。由于需要现代化的三维模拟计算，所以还需要与国外学者加强合作，进一步深入研究。
