陳厚尊

宋仁宗至和元年五月己丑，即公元1054年7月4日，寅時。再有一個時辰，天就要亮了。身為大宋司天監(jiān)的楊惟德一如往常，理好官服，緩步登上高聳的瞻星臺，向微明的東方極目眺望。是夜，繁星如許，殘月如鉤。忽然，一顆芒角四溢、顏色赤白的大星引起了楊惟德的注意。這顆大星剛剛升起于東方地平線上，在它的旁邊，還隱約可見暗淡的畢宿天關(guān)星。起初，楊惟德還以為那只不過是剛剛東出的啟明星，因為無論是顏色、亮度還是方位，這顆大星都與啟明星極其吻合。然而下一瞬間，這位經(jīng)驗豐富的司天監(jiān)陡然記起，他剛剛在日落前見過長庚，也就是傍晚時候的金星。他當即意識到，眼前這顆大星絕不可能是啟明星！（在古代中國，啟明和長庚都是金星的別名?！对娊?jīng)·小雅》中說：“東有啟明，西有長庚?！保钗┑逻B忙查閱了近期五星的出沒記錄，并最終斷定，這是一顆百年罕見的客星！事不宜遲，他連夜寫了一份奏章上呈天子，以述客星之兆。其中，楊惟德描述客星的一段文字，被后來的《宋史·仁宗本紀》轉(zhuǎn)錄下來，流傳后世。這段文字是這樣的：“自至和元年五月，客星晨出東方，守天關(guān)，至是沒。”

當然，以上不過是筆者對當年情形的一種想象，具體經(jīng)過如何，恐怕早已消失于歷史的迷霧之中。文中提及的神秘大星，便是赫赫有名的“天關(guān)客星”。在中國古代，客星泛指那些天空中新出現(xiàn)的星星，因為它們會像“客人”一樣突然現(xiàn)身于常見的星宿之間。在這類天體中，最著名的當屬銀河系內(nèi)的超新星。比如，上述的天關(guān)客星又被稱為1054超新星或SN1054（SN是超新星的英文單詞Supernova 的縮寫）。在中國和日本的古代文獻中，關(guān)于天關(guān)客星的記載甚為廣泛，但內(nèi)容大體一致，很少有出入。將它們分條摘錄出來，基本能夠還原出1054超新星目視亮度的變化情況。這足以證明當時的執(zhí)政者對天關(guān)客星的關(guān)注度之高。當然，這與中國古代“天人合一”的思想是分不開的。

從1054年7月4日天關(guān)客星初現(xiàn)時算起，至1056年4月5日消失時為止， 我們這位偉大的大宋司天監(jiān)對天關(guān)客星堅持不懈地觀測了整整643天。根據(jù)楊惟德的記錄，客星初見的前23日都“亮如太白”，白晝可見。之后，其亮度逐日衰減，至2年后消失不見。后來時光飛逝，一直到670多年后的1731年，英國一名外科醫(yī)生兼天文愛好者約翰·貝維斯才在金牛座ζ星（即天關(guān)星）近旁

偶然發(fā)現(xiàn)了一個灰白色的小霧團。1758年，法國彗星獵手查爾斯·梅西耶在觀測一顆明亮的彗星時，又一次發(fā)現(xiàn)了它。后來，梅西耶將它收入自己編纂的《彗星狀星表》中，排名第一號，即M1。如今，這個望遠鏡里的灰白色小霧團被人們稱為蟹狀星云。筆者不清楚它為何會獲得這樣一個古怪的名字，因為這個星云的外形真是一點也不像螃蟹。

當時，沒有人將這兩件看似不相干的天文事件聯(lián)系在一起。1892年， 美國天文學家使用剛問世不久的照相技術(shù)，為M1拍攝了史上第一張照片。1921年，另一位美國天文學家蘭普蘭德拍攝了另一張M1的照片。通過對比30年間拍攝的兩張照片，蘭普蘭德發(fā)現(xiàn)M1有膨脹跡象。1928年，美國天文學家埃德溫·哈勃重新測量了M1的膨脹速率，斷定其誕生時間大約在900年前，并且猜測它與中國古代記載的“天關(guān)客星”有關(guān)。當時，天文學家對星云的本質(zhì)尚不清楚，無法斷定其與超新星爆發(fā)事件是否存在關(guān)聯(lián)，哈勃的看法僅僅是一種猜測。

第二次世界大戰(zhàn)結(jié)束以后，射電天文學蓬勃發(fā)展起來。人們發(fā)現(xiàn)，M1在射電波段是一個極強的輻射源，其輻射能譜符合同步加速輻射獨有的冪律譜特征。同步加速輻射的本質(zhì)，其實是高能電子在一個極強的磁場中做曲線運動時產(chǎn)生的電磁輻射。如此看來，M1的中心必然存在一個強磁場源。20世紀60年代，得益于航天技術(shù)的進步，X射線天文學與伽馬射線天文學進入蓬勃發(fā)展期。后續(xù)的觀測表明，M1在X波段和伽馬波段都是很強的發(fā)射源。

1967年，劍橋大學的一名女研究生喬瑟琳·貝爾在狐貍座發(fā)現(xiàn)了第一顆脈沖星。有人據(jù)此猜測，M1的中央應該也有一顆脈沖星。果不其然，僅僅1年后，人們便找到了M1的中央脈沖星PSR0531+21。

理論方面，進入20世紀60年代以后，恒星的演化理論逐漸走向成熟。根據(jù)該理論，恒星的質(zhì)量決定了恒星最終的演化命運。通常情況下，一顆初始質(zhì)量小于8倍太陽質(zhì)量的恒星，最終會演化成一顆白矮星；初始質(zhì)量大于8倍太陽質(zhì)量、小于30倍太陽質(zhì)量的恒星，最終會演化成一顆中子星；初始質(zhì)量大于30倍太陽質(zhì)量的恒星，最終將演化為一個恒星級黑洞。這三類致密天體中，最先被觀測證實的是白矮星。事實上，早在1892年，美國天文學家克拉克就發(fā)現(xiàn)了一個白矮星的候選者——天狼B。當時，克拉克采集到了天狼B的光譜數(shù)據(jù)，發(fā)現(xiàn)其表面溫度超過25000K。然而，天狼B的目視亮度只有8.4等。根據(jù)黑體輻射的斯忒藩—玻爾茲曼定律，天狼B的半徑只能與地球相當。另一方面，根據(jù)天狼A相對于背景恒星的搖擺幅度，天文學家測定出天狼B的質(zhì)量約為一個太陽質(zhì)量。如此一來，天狼B的密度差不多相當于水的100萬倍，遠高于地球上正常物質(zhì)的密度水平。在當時，經(jīng)典物理學尚不能給出物質(zhì)在如此高密度狀態(tài)下的物態(tài)方程。1926年，英國天體物理學家拉爾夫·福勒利用新誕生的量子力學，初步解釋了白矮星的密度問題。福勒指出，當電

子氣進入費米—狄拉克統(tǒng)計預言的簡并態(tài)時，密度有可能達到白矮星的密度量級。這樣的結(jié)果使天文學家相信，白矮星是所有恒星的最終歸宿。

1930年，年僅19歲的印度裔美國物理學家蘇布拉馬尼揚·錢德拉塞卡在遠赴英國劍橋大學的漫漫航程中，奇跡般地算出了一個結(jié)果：白矮星的質(zhì)量存在一個上限，這個上限約為太陽質(zhì)量的1.44倍。當白矮星的質(zhì)量超過這一上限時，萬有引力會導致白矮星坍塌。通過在劍橋大學的學習，錢德拉塞卡逐步完善了自己的研究，并且在1935年的英國皇家天文學會會議上將自己的結(jié)論公

之于眾。遺憾的是，坐在臺下的天體物理學權(quán)威愛丁頓勛爵完全不接受這一結(jié)果，并宣稱它是一個古怪的理論。他的理由是，如果錢德拉塞卡是對的，那些質(zhì)量遠大于太陽的恒星的演化結(jié)果便不得而知了?，F(xiàn)在我們知道，愛丁頓錯了，甚至那些質(zhì)量相當于太陽8倍的恒星，依然有機會演化成白矮星。恒星在演化后期的巨星階段，會以恒星風的形式將多余的外殼拋掉，只留下為數(shù)不多的核心物質(zhì)繼續(xù)坍縮成白矮星。習慣上，錢德拉塞卡當年得出的白矮星質(zhì)量上限，被稱為錢德拉塞卡極限。超過該極限的白矮星，其中的電子會與質(zhì)子發(fā)生中和反應變?yōu)橹凶?，導致電子簡?/p>

壓突然消失，星核將繼續(xù)坍縮下去，直至其密度抵達核子密度（相當于水的100萬億倍）。此時，中子氣進入簡并狀態(tài)并產(chǎn)生簡并壓，以對抗引力收縮。星核由此坍縮為一顆中子星。1939年，美國物理學家奧本海默和沃爾科夫給出了第一個定量的中子星模型。事實上，中子星也存在一個質(zhì)量上限，習慣上稱之為奧本海默極限。由于我們?nèi)狈娤嗷プ饔玫恼J識，奧本海默極限的數(shù)值至今依然不明確。現(xiàn)在普遍認為，一顆質(zhì)量超過2.2倍至2.9倍太陽質(zhì)量的中子星將坍縮成一個黑洞。

事實上，喬瑟琳·貝爾在1968年的論文中，已經(jīng)將她發(fā)現(xiàn)的脈沖星與奧本海默預言的中子星聯(lián)系在了一起。（筆者注：嚴格說起來，脈沖星是一個射電天文學概念，特指那些能發(fā)射周期性脈沖信號的天體。因此，脈沖星不一定就是中子星。2017年1月，來自南非和英國的天文學家就在天蝎座發(fā)現(xiàn)了第一顆白矮脈沖星ARSco。）另一方面，恒星的演化理論告訴我們，中子星的誕生往往會伴隨著一次猛烈的超新星爆發(fā)現(xiàn)象。至此，哈勃當年提出的猜想最終得以證實?！疤礻P(guān)

客星”與M1的對應關(guān)系，得到了來自理論物理和天文觀測兩方面的強有力支持。

今天我們知道，“天關(guān)客星”實際上是一次典型的系內(nèi)超新星爆發(fā)事件。歷史上，有明確記錄的系內(nèi)超新星爆發(fā)屈指可數(shù)。其中，最早的爆發(fā)記錄或許可追溯至《后漢書》中記載的公元185年的一次客星事件。當時，人們在半人馬座目睹了一顆十分耀眼的五彩大星，在連續(xù)20個月內(nèi)都肉眼可見。此后，在公元386年和393年，中國古籍中都有疑似超新星的客星記錄。此后的600年間比較平靜，中外都沒有有關(guān)超新星爆發(fā)的記載，直到公元1006年，《宋史》中又記述了

一顆出現(xiàn)于豺狼座的超新星。據(jù)說這顆超新星的亮度特別驚人，狀如半月，有芒角，目視亮度達到-7.5等。借助超新星的光芒，人們甚至可以在夜晚讀書識字。此后還有公元1181年的仙后座超新星爆發(fā)，峰值亮度約為0等。公元1572年11月11日，丹麥天文學家第谷·布拉赫在仙后座又目睹了一顆明亮的超新星，最亮時比金星還亮，在天空中閃耀了整整2年。眾所周知，第谷是一位勤奮的觀測者，對于天體的位置和亮度的測定，他有自己一套行之有效的辦法。當時，第谷對這顆超新星進行了系統(tǒng)的觀測，取得了非常有價值的數(shù)據(jù)。次年，第谷出版了一本專門討論這顆超新星的書——《De NovaStella》，中文簡譯作《新星》。實際上，英文里指代“新星”的單詞Nova即來源于此。為了紀念第谷的杰出貢獻，后來人們將這顆超新星命名為“第谷超新星”。第谷晚年時從丹麥來到布拉格，在這里，他招募了一名來自德國的青年才俊當自己的助手——他便是人稱“天空立法者”的開普勒。公元1604年1 0月9日，開普勒在蛇夫座又目睹了一顆超新星。在接下來的三周內(nèi)，人們甚至可以在白天尋覓到它的身影。這顆超新星在天空中閃耀了1年，最后消失在夜空之中。這是迄今人類觀察到的最后一顆系內(nèi)超新星。有點可惜的是，伽利略磨制

的第一臺望遠鏡直到4年后才指向星空。時至今日，人們也不曾用光學望遠鏡觀察過銀河系內(nèi)的超新星爆發(fā)。

上帝給人類關(guān)上了一扇門，同時也為人類打開了一扇窗。1987年2月23日爆發(fā)于大麥哲倫星系的超新星SN1987A，從某種程度上彌補了400年來的遺憾。這是繼SN1604之后，第一顆肉眼可見

的超新星，峰值亮度達到了2.9等。大麥哲倫星系是銀河系最大的衛(wèi)星星系，距離地球約16萬光年。SN1987A的光譜明確顯示出，這是一顆典型的由大質(zhì)量恒星暴死引發(fā)的超新星事件。當時，人們已經(jīng)針對此類超新星爆發(fā)建立了較為成熟的模型。該模型預言，超新星爆發(fā)過程中產(chǎn)生的中微子流來自星核附近，而爆發(fā)產(chǎn)生的光輻射來自恒星表面，它們都是激波掃過時引發(fā)的。激波以聲速從星核傳播至恒星表面，需要幾小時到幾天不等（取決于恒星的大?。?。因此，中微子流爆發(fā)的時刻要早于光輻射產(chǎn)生的時刻。SN1987A出現(xiàn)的時候，位于日本神岡、美國IMB和蘇聯(lián)巴克珊的實驗室都采集到了這次超新星爆發(fā)發(fā)射的中微子，數(shù)目分別為11個、8個和5個，均來自大麥哲倫星系的方向，且中微子抵達的時間比光學爆發(fā)早3小時。這不僅驗證了先前的超新星爆發(fā)模型，也進一步證明SN1987A的確是一顆由大質(zhì)量恒星暴死引發(fā)的超新星事件。

如今，在廣闊的星系世界中，超新星爆發(fā)事件可謂司空見慣，相關(guān)的自動巡天項目每年都會在幾百個河外星系中找到新爆發(fā)的超新星。2013年8月，位于雙魚座的旋渦星系M74中出現(xiàn)了一顆十分明亮的超新星SN2013ej，峰值亮度12等。筆者有幸對其進行了觀測與拍攝。在拍到的照片中，SN2013ej的亮度甚至超過了M74的核心亮度，因此留下了很深的印象。其實，在最開始的時候，許多河外星系中的超新星都是由業(yè)余天文愛好者最先發(fā)現(xiàn)的。例如，澳大利亞的業(yè)余天文學家伊文思曾用目視法發(fā)現(xiàn)過42顆系外超新星，這一紀錄至今無人能及。20世紀90年代以來，隨著CCD技術(shù)和望遠鏡自動化控制技術(shù)的成熟，無人值守的自動巡天項目紛紛上馬。越來越多的系外超新星被其收入囊中，導致天文愛好者有被擠出這一領(lǐng)域的趨勢。即便如此，業(yè)余觀測者尋找新天體的熱情沒有被澆滅，他們總是能在巡天系統(tǒng)的夾縫中出人意料地找到一些東西。功夫不負有心人。這句老話有時還真的會應驗！