這個是天文學家最新拍攝的一個天體：

它是由氣體分子組成的圓形星云。

它非常的大，直徑約13光年。

這比太陽系要大的多的多。

這片星云是由恒星的爆炸所形成，也就是超新星爆發；所以這樣的星云我們一般稱它為超新星遺跡。

超新星遺跡目前天文學家已經發現了很多，各式各樣的都有。

但這處超新星遺跡卻和以往的都不同，天文學家識別出它具有兩個殼層：外殼層和內殼層。

這樣的結構讓天文學家想到了之前的一個猜測：恒星二次爆發！

什么意思呢？

就是恒星在經歷一次爆發之后沒有立即毀滅，而是又再次的經歷了一次爆發。

之前這個雙爆發只是天文學家猜測恒星會有這么一個過程。

但現在，這處超新星遺跡或許是第一次的視覺證據。

目前這一發現已被發表在自然天文學期刊上。

所以這期啊，就和大家來聊聊這項研究。

超新星爆發

超新星爆發雖然指的都是恒星的爆發，但長久的觀測顯示，它卻具有不同的種類。

天文學家依據光譜的類型將它們分為了兩個大類：I型超新星和II型超新星。

它們本質的區別是一個光譜中存在氫的譜線，一個則沒有。

存在氫譜線的爆發我們稱為II型超新星，沒有的則稱為I型超新星。

II型超新星基本都是來自正常大質量恒星死亡時的爆發，其物理機制大致是：內核聚變到鐵元素之后核聚變熄滅，導致恒星在自身的重力下迅速的坍縮，從而發生爆發。

I型超新星其中有一個子類被稱為Ia型超新星。

它和II型的爆發機制完全不同，它是由一顆體積很小（大概地球大小），但質量卻很大（約1到1.4倍太陽質量）的致密天體產生。

這樣的天體是像太陽大小的恒星死亡后所留下的致密內核，這個內核我們稱它為白矮星。

白矮星的密度非常的變態，它是將1倍多太陽質量的物質壓縮到地球大小。

這樣的狀態導致它的表面重力異常的高，物質會不斷的被擠壓。

而此時它狀態之所以沒有再一步坍縮，這是因為有電子簡并力的支撐。

但電子簡并力的支撐也有一個極限：當其自身的質量大于1.4倍太陽質量時就會打破這個極限。

這個極限我們稱為錢德拉塞卡極限。

錢德拉塞卡極限

超過錢德拉塞卡極限后，白矮星會進一步的坍縮擠壓，內核在這進一步的擠壓后會再次啟動碳氧的聚變反應。

一旦這個聚變反應被啟動，白矮星的溫度就會升高，而它又無法像正常主序星那樣還可以通過體積的膨脹和收縮來調節自身的溫度。

所以，一旦聚變開始，它就會走向失控，失控后就會發生爆炸形成Ia型超新星。

因為到達極限時它們的質量相對都是恒定的。

所以Ia型超新星爆發時的亮度幾乎沒有差別，絕對星等都約為-19.3等，這大概是太陽亮度的50億倍。

所以這樣統一的亮度，讓Ia型超新星成為了目前我們測量宇宙距離最為主要的標準燭光。

而距離的測量對于我們了解宇宙的歷史演化，至關重要。

但隨著天文學家對Ia型超新星不斷的研究，他們卻發現了一個很是不解的問題。

他們在測量的樣本中發現：有一些Ia型超新星似乎是在錢德拉塞卡極限之前爆發的。

也就是白矮星沒有突破上面所說的質量極限就發生了爆發。

這是為什么呢？

亞錢德拉塞卡極限

為了解釋這個問題，天文學家提出了一個模型：當白矮星吸積伴星的物質時，有一些氦元素會被白矮星吸積，而隨著氦不斷的覆蓋白矮星的表面，白矮星異常的重力會讓氦層發生爆炸，而這個爆炸的沖擊波會傳到其內部，使得內核再次擠壓從而再一次的發生爆炸，最終形成Ia型超新星。

這種爆發機制稱為亞錢德拉塞卡極限。

在此之前，我們并沒有視覺上的證據來驗證這一猜測。

直到這次非凡的觀測。

天文學家利用甚大望遠鏡的光譜儀，識別出了具有二次爆發的獨特圖案，彼此分離的鈣殼層。

一個距離中心5.5光年；另一個距離中心6.5光年。

它們是那么的清晰，獨立且分離。

這表明它們是不同時期爆發的擴散。

這處遺跡是位于銀河系的衛星系大麥哲倫星系中。

這一發現確切的告訴我們，Ia型超星新的確存在錢德拉塞卡極限之下的爆發；同時它也預示著Ia型超新星的亮度存在波動，并不是我們之前認為的相差無幾。

而這樣的波動對于我們精確的測量宇宙來說無法忽視。

該研究于2025年7月2日，發表于自然天文學雜志上。