客星出天关

陈厚尊

宋仁宗至和元年五月己丑，即公元1054年7月4日，寅时。再有一个时辰，天就要亮了。身为大宋司天监的杨惟德一如往常，理好官服，缓步登上高耸的瞻星台，向微明的东方极目眺望。是夜，繁星如许，残月如钩。忽然，一颗芒角四溢、颜色赤白的大星引起了杨惟德的注意。这颗大星刚刚升起于东方地平线上，在它的旁边，还隐约可见暗淡的毕宿天关星。起初，杨惟德还以为那只不过是刚刚东出的启明星，因为无论是颜色、亮度还是方位，这颗大星都与启明星极其吻合。然而下一瞬间，这位经验丰富的司天监陡然记起，他刚刚在日落前见过长庚，也就是傍晚时候的金星。他当即意识到，眼前这颗大星绝不可能是启明星！（在古代中国，启明和长庚都是金星的别名。《诗经·小雅》中说：“东有启明，西有长庚。”）杨惟德连忙查阅了近期五星的出没记录，并最终断定，这是一颗百年罕见的客星！事不宜迟，他连夜写了一份奏章上呈天子，以述客星之兆。其中，杨惟德描述客星的一段文字，被后来的《宋史·仁宗本纪》转录下来，流传后世。这段文字是这样的：“自至和元年五月，客星晨出东方，守天关，至是没。”

當然，以上不过是笔者对当年情形的一种想象，具体经过如何，恐怕早已消失于历史的迷雾之中。文中提及的神秘大星，便是赫赫有名的“天关客星”。在中国古代，客星泛指那些天空中新出现的星星，因为它们会像“客人”一样突然现身于常见的星宿之间。在这类天体中，最著名的当属银河系内的超新星。比如，上述的天关客星又被称为1054超新星或SN1054（SN是超新星的英文单词Supernova 的缩写）。在中国和日本的古代文献中，关于天关客星的记载甚为广泛，但内容大体一致，很少有出入。将它们分条摘录出来，基本能够还原出1054超新星目视亮度的变化情况。这足以证明当时的执政者对天关客星的关注度之高。当然，这与中国古代“天人合一”的思想是分不开的。

从1054年7月4日天关客星初现时算起，至1056年4月5日消失时为止， 我们这位伟大的大宋司天监对天关客星坚持不懈地观测了整整643天。根据杨惟德的记录，客星初见的前23日都“亮如太白”，白昼可见。之后，其亮度逐日衰减，至2年后消失不见。后来时光飞逝，一直到670多年后的1731年，英国一名外科医生兼天文爱好者约翰·贝维斯才在金牛座ζ星（即天关星）近旁

偶然发现了一个灰白色的小雾团。1758年，法国彗星猎手查尔斯·梅西耶在观测一颗明亮的彗星时，又一次发现了它。后来，梅西耶将它收入自己编纂的《彗星状星表》中，排名第一号，即M1。如今，这个望远镜里的灰白色小雾团被人们称为蟹状星云。笔者不清楚它为何会获得这样一个古怪的名字，因为这个星云的外形真是一点也不像螃蟹。

当时，没有人将这两件看似不相干的天文事件联系在一起。1892年， 美国天文学家使用刚问世不久的照相技术，为M1拍摄了史上第一张照片。1921年，另一位美国天文学家兰普兰德拍摄了另一张M1的照片。通过对比30年间拍摄的两张照片，兰普兰德发现M1有膨胀迹象。1928年，美国天文学家埃德温·哈勃重新测量了M1的膨胀速率，断定其诞生时间大约在900年前，并且猜测它与中国古代记载的“天关客星”有关。当时，天文学家对星云的本质尚不清楚，无法断定其与超新星爆发事件是否存在关联，哈勃的看法仅仅是一种猜测。

第二次世界大战结束以后，射电天文学蓬勃发展起来。人们发现，M1在射电波段是一个极强的辐射源，其辐射能谱符合同步加速辐射独有的幂律谱特征。同步加速辐射的本质，其实是高能电子在一个极强的磁场中做曲线运动时产生的电磁辐射。如此看来，M1的中心必然存在一个强磁场源。20世纪60年代，得益于航天技术的进步，X射线天文学与伽马射线天文学进入蓬勃发展期。后续的观测表明，M1在X波段和伽马波段都是很强的发射源。

1967年，剑桥大学的一名女研究生乔瑟琳·贝尔在狐狸座发现了第一颗脉冲星。有人据此猜测，M1的中央应该也有一颗脉冲星。果不其然，仅仅1年后，人们便找到了M1的中央脉冲星PSR0531+21。

理论方面，进入20世纪60年代以后，恒星的演化理论逐渐走向成熟。根据该理论，恒星的质量决定了恒星最终的演化命运。通常情况下，一颗初始质量小于8倍太阳质量的恒星，最终会演化成一颗白矮星；初始质量大于8倍太阳质量、小于30倍太阳质量的恒星，最终会演化成一颗中子星；初始质量大于30倍太阳质量的恒星，最终将演化为一个恒星级黑洞。这三类致密天体中，最先被观测证实的是白矮星。事实上，早在1892年，美国天文学家克拉克就发现了一个白矮星的候选者——天狼B。当时，克拉克采集到了天狼B的光谱数据，发现其表面温度超过25000K。然而，天狼B的目视亮度只有8.4等。根据黑体辐射的斯忒藩—玻尔兹曼定律，天狼B的半径只能与地球相当。另一方面，根据天狼A相对于背景恒星的摇摆幅度，天文学家测定出天狼B的质量约为一个太阳质量。如此一来，天狼B的密度差不多相当于水的100万倍，远高于地球上正常物质的密度水平。在当时，经典物理学尚不能给出物质在如此高密度状态下的物态方程。1926年，英国天体物理学家拉尔夫·福勒利用新诞生的量子力学，初步解释了白矮星的密度问题。福勒指出，当电

子气进入费米—狄拉克统计预言的简并态时，密度有可能达到白矮星的密度量级。这样的结果使天文学家相信，白矮星是所有恒星的最终归宿。

1930年，年仅19岁的印度裔美国物理学家苏布拉马尼扬·钱德拉塞卡在远赴英国剑桥大学的漫漫航程中，奇迹般地算出了一个结果：白矮星的质量存在一个上限，这个上限约为太阳质量的1.44倍。当白矮星的质量超过这一上限时，万有引力会导致白矮星坍塌。通过在剑桥大学的学习，钱德拉塞卡逐步完善了自己的研究，并且在1935年的英国皇家天文学会会议上将自己的结论公

之于众。遗憾的是，坐在台下的天体物理学权威爱丁顿勋爵完全不接受这一结果，并宣称它是一个古怪的理论。他的理由是，如果钱德拉塞卡是对的，那些质量远大于太阳的恒星的演化结果便不得而知了。现在我们知道，爱丁顿错了，甚至那些质量相当于太阳8倍的恒星，依然有机会演化成白矮星。恒星在演化后期的巨星阶段，会以恒星风的形式将多余的外壳抛掉，只留下为数不多的核心物质继续坍缩成白矮星。习惯上，钱德拉塞卡当年得出的白矮星质量上限，被称为钱德拉塞卡极限。超过该极限的白矮星，其中的电子会与质子发生中和反应变为中子，导致电子简并

压突然消失，星核将继续坍缩下去，直至其密度抵达核子密度（相当于水的100万亿倍）。此时，中子气进入简并状态并产生简并压，以对抗引力收缩。星核由此坍缩为一颗中子星。1939年，美国物理学家奥本海默和沃尔科夫给出了第一个定量的中子星模型。事实上，中子星也存在一个质量上限，习惯上称之为奥本海默极限。由于我们缺乏对强相互作用的认识，奥本海默极限的数值至今依然不明确。现在普遍认为，一颗质量超过2.2倍至2.9倍太阳质量的中子星将坍缩成一个黑洞。

事实上，乔瑟琳·贝尔在1968年的论文中，已经将她发现的脉冲星与奥本海默预言的中子星联系在了一起。（笔者注：严格说起来，脉冲星是一个射电天文学概念，特指那些能发射周期性脉冲信号的天体。因此，脉冲星不一定就是中子星。2017年1月，来自南非和英国的天文学家就在天蝎座发现了第一颗白矮脉冲星ARSco。）另一方面，恒星的演化理论告诉我们，中子星的诞生往往会伴随着一次猛烈的超新星爆发现象。至此，哈勃当年提出的猜想最终得以证实。“天关

客星”与M1的对应关系，得到了来自理论物理和天文观测两方面的强有力支持。

今天我们知道，“天关客星”实际上是一次典型的系内超新星爆发事件。历史上，有明确记录的系内超新星爆发屈指可数。其中，最早的爆发记录或许可追溯至《后汉书》中记载的公元185年的一次客星事件。当时，人们在半人马座目睹了一颗十分耀眼的五彩大星，在连续20个月内都肉眼可见。此后，在公元386年和393年，中国古籍中都有疑似超新星的客星记录。此后的600年间比较平静，中外都没有有关超新星爆发的记载，直到公元1006年，《宋史》中又记述了

一颗出现于豺狼座的超新星。据说这颗超新星的亮度特别惊人，状如半月，有芒角，目视亮度达到-7.5等。借助超新星的光芒，人们甚至可以在夜晚读书识字。此后还有公元1181年的仙后座超新星爆发，峰值亮度约为0等。公元1572年11月11日，丹麦天文学家第谷·布拉赫在仙后座又目睹了一颗明亮的超新星，最亮时比金星还亮，在天空中闪耀了整整2年。众所周知，第谷是一位勤奋的观测者，对于天体的位置和亮度的测定，他有自己一套行之有效的办法。当时，第谷对这颗超新星进行了系统的观测，取得了非常有价值的数据。次年，第谷出版了一本专门讨论这颗超新星的书——《De NovaStella》，中文简译作《新星》。实际上，英文里指代“新星”的单词Nova即来源于此。为了纪念第谷的杰出贡献，后来人们将这颗超新星命名为“第谷超新星”。第谷晚年时从丹麦来到布拉格，在这里，他招募了一名来自德国的青年才俊当自己的助手——他便是人称“天空立法者”的开普勒。公元1604年1 0月9日，开普勒在蛇夫座又目睹了一颗超新星。在接下来的三周内，人们甚至可以在白天寻觅到它的身影。这颗超新星在天空中闪耀了1年，最后消失在夜空之中。这是迄今人类观察到的最后一颗系内超新星。有点可惜的是，伽利略磨制

的第一台望远镜直到4年后才指向星空。时至今日，人们也不曾用光学望远镜观察过银河系内的超新星爆发。

上帝给人类关上了一扇门，同时也为人类打开了一扇窗。1987年2月23日爆发于大麦哲伦星系的超新星SN1987A，从某种程度上弥补了400年来的遗憾。这是继SN1604之后，第一颗肉眼可见

的超新星，峰值亮度达到了2.9等。大麦哲伦星系是银河系最大的卫星星系，距离地球约16万光年。SN1987A的光谱明确显示出，这是一颗典型的由大质量恒星暴死引发的超新星事件。当时，人们已经针对此类超新星爆发建立了较为成熟的模型。该模型预言，超新星爆发过程中产生的中微子流来自星核附近，而爆发产生的光辐射来自恒星表面，它们都是激波扫过时引发的。激波以声速从星核传播至恒星表面，需要几小时到几天不等（取决于恒星的大小）。因此，中微子流爆发的时刻要早于光辐射产生的时刻。SN1987A出现的时候，位于日本神冈、美国IMB和苏联巴克珊的实验室都采集到了这次超新星爆发发射的中微子，数目分别为11个、8个和5个，均来自大麦哲伦星系的方向，且中微子抵达的时间比光学爆发早3小时。这不仅验证了先前的超新星爆发模型，也进一步证明SN1987A的确是一颗由大质量恒星暴死引发的超新星事件。

如今，在广阔的星系世界中，超新星爆发事件可谓司空见惯，相关的自动巡天项目每年都會在几百个河外星系中找到新爆发的超新星。2013年8月，位于双鱼座的旋涡星系M74中出现了一颗十分明亮的超新星SN2013ej，峰值亮度12等。笔者有幸对其进行了观测与拍摄。在拍到的照片中，SN2013ej的亮度甚至超过了M74的核心亮度，因此留下了很深的印象。其实，在最开始的时候，许多河外星系中的超新星都是由业余天文爱好者最先发现的。例如，澳大利亚的业余天文学家伊文思曾用目视法发现过42颗系外超新星，这一纪录至今无人能及。20世纪90年代以来，随着CCD技术和望远镜自动化控制技术的成熟，无人值守的自动巡天项目纷纷上马。越来越多的系外超新星被其收入囊中，导致天文爱好者有被挤出这一领域的趋势。即便如此，业余观测者寻找新天体的热情没有被浇灭，他们总是能在巡天系统的夹缝中出人意料地找到一些东西。功夫不负有心人。这句老话有时还真的会应验！