我们银河系中的黄金可能和磁旋极超新星的爆发有关。

(相关资料图)

科学家发现了恒星爆发的一种新类型，可以揭开130亿岁银河系中元素的秘密。

图片来自：宇航局/共享资源

注：这篇文章最初发表于“对话”网站，文章内容来自”空间”网站的“专家发言”部分的评论和见解。本文两位作者：戴维·杨是澳大利亚国立大学天文学和天体物理学研究院的研究人员；加利·达·科斯塔是澳大利亚国立大学的天文学荣誉教授。

直到最近，科学家们一直都认为只有中子星合并才能够创造重元素（比锌更重的元素），即一个双星系统中两个大质量恒星残余部分的耦合过程产生了重元素。

但是我们知道在宇宙大爆炸发生不久重元素就已经产生了，那时宇宙还很年轻，甚至中子星合并过程尚未发生。因此我们需要寻找另一个理由来解释银河系中早期重元素的形成来源。

在银河系银晕（环绕银河的一个球星区域）中发现的一颗古老恒星SMSS J2003-1142第一次为我们提供了另一条可能的重元素形成途径，这些重元素包括铀，甚至是金。

在我们银河周围，存在着由炽热气体构成的银晕，它是由银河系中不断诞生和死亡的恒星所喷射出来的物质形成的，在银晕中的恒星仅占银河系中全部恒星数量的1%。（图片来自宇航局喷气推进实验室）

我们最近在自然杂志发表了一个研究成果，我们指出SMSS J2003-1142恒星中的重元素很可能不是由中子星合并产生的，而是由于高速旋转、具有强磁场且质量为太阳25倍的恒星在坍缩和爆炸中形成的。

我们把这一爆炸过程称为磁旋极超新星爆发。

极超新星的爆发能量要比超新星高10倍以上

背景解释：

科学家们已经证实中子星合并过程是重元素的来源之一，这是一种双星系统中两颗中子星的激烈合并过程，我们称其为“千新星”，重元素能够在这一过程中形成。

双星系统是一种围绕共同质量中心运行的两颗星体，而中子星合并是一种发生在双星系统中两颗中子星碰撞的过程，这一过程能够产生重元素（图片来自宇航局）

但是我们星系的化学演变模型中，中子星合并这一单一过程的并不足以产生我们在多个古老恒星中看到的元素分布模式，包括SMSS J2003-1142这颗恒星。

SMSS J2003-1142恒星 - 一个早期宇宙的遗迹：

SMSS J2003-1142这颗恒星于2016年在澳大利亚被观测到，然后2019年9月在智利的南方天文台再次被观测到。

根据这些观测，我们研究了这颗恒星的化学构成，分析揭示出其铁元素的含量比太阳低3000倍，也就是说它在化学角度看还处于初态。

这颗恒星的元素分布使它看上去很像来自于宇宙大爆炸刚发生不久的一颗母星。

我们发现它很可能来自快速旋转并坍缩的恒星：

SMSS J2003-1142的化学构成可以揭示出它的母星特征。它异乎寻常之处在于高的离谱的氮气、锌和重元素（铕和铀等）含量。

铕和铀

高的氮含量表明它的母星具有高速旋转的特点，高锌含量表明之前爆发能量比一般超新星要高出10倍-因此它属于极超新星一类。而高铀含量表明它的形成需要大量中子存在。

我们在这颗恒星观测到的所有重元素含量都表明它来自于早期的一颗磁旋极超新星爆发过程。

我们的研究首次提出了磁旋极超新星是银河系中重元素另一种来源的相关证据。

中子星合并过程为何不足以解释观测结果？

但是我们怎么知道SMSS J2003-1142恒星的那些重元素并不是仅由中子星合并所产生的呢？原因如下：

我们假设一颗单独的母星形成了这颗恒星的所有元素。因为如果通过两颗中子星合并形成这颗恒星现有的元素则需要非常漫长的时间。但是在星系形成的早期要产生这些元素，时间是远远不够的。

并且中子星合并只会形成重元素，因此需要额外的超新星爆发过程来解释在SMSS J2003-1142恒星中观测到的钙等元素，否则要解释当前的观测结果整个过程会变得很复杂而不太可能。

磁旋极超新星模型不但提供了更好的数据吻合性，它还可以使用单一的爆发事件来解释这颗恒星的构成成分。这种新理论结合中子星合并理论，应该就可以解释清楚银河系中重元素的来源问题了。

BY: David Yong , Gary Da Costa

FY: TelescopeX

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