宋翠英，劉 彤

(1.廈門大學(xué)物理科學(xué)與技術(shù)學(xué)院，福建 廈門 361005；2.上海交通大學(xué)李政道研究所，上海 200240)

多數(shù)恒星在演化末期會經(jīng)歷劇烈的爆炸[1-4]，整個過程中釋放的能量可達(dá)1040～1045J，產(chǎn)生的電磁輻射可以照亮其所在的整個星系.依據(jù)接近最大亮度時光譜中是否出現(xiàn)氫發(fā)射線，超新星被分為Ⅰ型(無氫發(fā)射線)和Ⅱ型(有氫發(fā)射線)[5]；根據(jù)光譜中是否含有硅吸收線和氦發(fā)射線，Ⅰ型超新星又被進(jìn)一步細(xì)分為Ⅰa(熱核爆炸型超新星，與恒星爆炸無關(guān)，有明顯的硅吸收線)、Ⅰb(無硅吸收線，有氦發(fā)射線)和Ⅰc型(無硅吸收線和氦發(fā)射線).通常觀測上很難完全區(qū)分Ⅰb與Ⅰc型超新星，所以它們被合稱為Ⅰbc型超新星[5].此外，光譜中具有寬發(fā)射線的Ⅰc型超新星，又被稱為Ⅰc-BL型超新星[6].

根據(jù)光變曲線特征，Ⅱ型超新星可以進(jìn)一步被細(xì)分為Ⅱ-P和Ⅱ-L型[5,7].前者的光變曲線先出現(xiàn)持續(xù)約100 d的平臺結(jié)構(gòu)[8]，之后快速衰減；后者的光變曲線達(dá)到峰值亮度后呈線性衰減[9].隨觀測數(shù)據(jù)的增加，新的Ⅱ型超新星子類Ⅱn和Ⅱb型被提出.Ⅱn型超新星的氫發(fā)射線通常有多個速度分量，且具有強(qiáng)的“窄”輪廓[10].Ⅱb型超新星會從Ⅱ型過渡到Ⅰ型，其最初光譜與Ⅱ型超新星相似，但會迅速演化，當(dāng)其光譜出現(xiàn)氦線的同時，氫線減弱并逐漸消失[11].

Ⅰa型超新星可在鄰近宇宙任何類型的星系中找到[12]，而Ⅰb和Ⅰc型超新星主要發(fā)生在大質(zhì)量恒星群中，類似于Ⅱ型.除Ⅰa型超新星外，其他Ⅰ、Ⅱ型超新星又被稱為核心坍縮型超新星(core-collapse supernovae，CCSNe)，均與大質(zhì)量恒星死亡時的鐵核坍縮有關(guān)[13].

除了超新星爆發(fā)，一些大質(zhì)量恒星死亡時，還會伴隨著更為劇烈的電磁現(xiàn)象——伽瑪射線暴[14-15](簡稱伽瑪暴).在幾秒內(nèi)，伽瑪暴釋放出的能量比太陽一生的輻射還多，如無特殊說明下文中所有的伽瑪暴均指持續(xù)時間大于2 s的長暴.觀測上，一些Ⅰc-BL型超新星與伽瑪暴成協(xié)[16-17]，說明伽瑪暴與Ⅰc-BL型超新星應(yīng)具有相同的前身星特征.但是目前尚不完全清楚前身星與超新星類型的對應(yīng)關(guān)系，也未徹底揭示恒星在演化過程中的哪些因素導(dǎo)致了其在生命的最終階段產(chǎn)生伽瑪暴.

1 CCSNe

1.1 超新星的爆炸機(jī)制

超新星的爆炸機(jī)制和前身星的性質(zhì)仍不完全明確[18-20].目前，人們普遍認(rèn)為Ⅰa型超新星與密近雙星中的碳氧白矮星的熱核爆炸有關(guān)[21].流行的兩種Ⅰa型超新星前身星模型為單簡并星模型和雙簡并星模型(更多關(guān)于Ⅰa型超新星前身星模型的介紹，請參考綜述[22-23]).單簡并星模型認(rèn)為Ⅰa型超新星起源于一顆中等質(zhì)量恒星(可能為主序星、氦星、紅巨星或亞巨星)和一顆白矮星組成的雙星系統(tǒng).白矮星不斷吸積伴星物質(zhì)，當(dāng)質(zhì)量超過Chandrasekhar極限(約1.44M，M為太陽質(zhì)量)時，星體引力坍縮，發(fā)生熱核爆炸[24-27].在雙簡并模型中，兩顆互相繞轉(zhuǎn)的白矮星通過引力波輻射造成的角動量損失而逐漸靠近，最終并合，若總質(zhì)量超過Chandrasekhar極限亦會產(chǎn)生Ⅰa型超新星爆炸[28-29].關(guān)于熱核爆炸型超新星的觀測特征請參考綜述[30].

最低質(zhì)量的CCSNe的前身星(約8M)通過碳燃燒形成氧-氖-鎂核，但在氖被點(diǎn)燃之前已達(dá)到電子簡并[13].由于氖和鎂的反應(yīng)閾值較低，不斷增加的電子費(fèi)米能使電子俘獲成為可能.當(dāng)質(zhì)量密度達(dá)到核電子俘獲的臨界密度時，星體開始引力坍縮，產(chǎn)生超新星爆發(fā)現(xiàn)象.一般認(rèn)為，這種超新星具有較低的爆炸能(約1043J)和較低的56Ni 產(chǎn)量(約10-3M)，其爆炸可能是由中微子加熱機(jī)制驅(qū)動，又被稱為電子俘獲超新星.這類超新星約占總數(shù)目的20%～30%，其候選體有蟹狀星云的前身超新星SN 1054[25]，以及比較暗的一些超新星SN 1997D、SN 1999br、SN 2005cs和SN 2008S等.

質(zhì)量約為9～100M的恒星在經(jīng)歷硅燃燒階段后會形成鐵核[31].內(nèi)核在溫度為1010K左右時，鐵核開始分解成α粒子和其他自由核子.鐵核因引力不穩(wěn)定向內(nèi)坍縮，隨之其密度和電子化學(xué)勢增加，核子和一些自由質(zhì)子的電子俘獲加快，并加速內(nèi)爆.只有當(dāng)核密度大于2.7×1014g/cm3時，動力學(xué)坍縮才停止.而內(nèi)核外圍的物質(zhì)卻繼續(xù)以超音速坍塌并撞擊在內(nèi)核上，產(chǎn)生很強(qiáng)的向外行進(jìn)的反彈激波，最終導(dǎo)致爆炸.大部分CCSNe都屬于鐵核坍縮型.觀測到一些超新星的拋射物動能達(dá)到1043～1044J，超亮超新星甚至可以超過1045J.爆炸能遠(yuǎn)遠(yuǎn)超過拋射物最初的引力束縛能，這意味著可能還有除傳統(tǒng)的中微子加熱機(jī)制以外的其他驅(qū)動模式，如中微子延遲爆發(fā)機(jī)制[32]、磁旋轉(zhuǎn)機(jī)制(磁場提取原初中子星的旋轉(zhuǎn)能)[33-34]等.

質(zhì)量在100～130M之間的大質(zhì)量、低金屬豐度(Z，除氫和氦以外的所有元素的質(zhì)量百分比)恒星，在經(jīng)歷碳燃燒階段后，若氦核質(zhì)量在32～64M范圍內(nèi)，會經(jīng)歷脈動不穩(wěn)定性[20,35]，導(dǎo)致恒星產(chǎn)生劇烈的脈沖，拋出大量物質(zhì)，但未把恒星完全摧毀.根據(jù)恒星的質(zhì)量和初始脈動的強(qiáng)度，次級脈動在1～104d后會接踵而至，脈沖動能可以超過1044J.初始脈動將氫包層拋出，之后的次級脈動也可能拋出氦核的外包層[36].雖然這類恒星脈動的動能可能超過正常的超新星，但由于缺乏56Ni或其他放射性元素，無法為后期的輻射提供能源，因此其光度較低，約1034～1037J/s.脈動會一直持續(xù)到恒星質(zhì)量或中心熵下降到不再遭遇對不穩(wěn)定(pair-instability).之后，恒星形成靜力學(xué)平衡的鐵核.在經(jīng)歷脈動對不穩(wěn)定脈沖星階段，因其鐵核質(zhì)量較大，最終也可能會直接坍縮為黑洞[37].

質(zhì)量在130～250M之間的大質(zhì)量恒星，若氦核質(zhì)量在64～135M范圍內(nèi)，核心溫度約達(dá)到109K，伽瑪射線和原子核之間的碰撞產(chǎn)生電子-正電子對，電子對湮滅為中微子對，輻射帶走大部分熱能，導(dǎo)致恒星內(nèi)部壓強(qiáng)下降，在引力作用下發(fā)生局部坍塌，坍塌區(qū)域的溫度和壓強(qiáng)迅速升高，導(dǎo)致原子核快速聚變，并釋放出大量能量[20,35].由此產(chǎn)生的爆炸能可達(dá)1046J，恒星被完全炸碎，不會留下黑洞或中子星等剩余物[1].這種爆炸一般被稱為對不穩(wěn)定性超新星.近年來觀測到的極端亮的超新星，如SN 2006gy、SN 2007bi等，被認(rèn)為是這類超新星的候選體[36,38-39].

1.2 CCSNe的前身星特征

超新星光變曲線的峰值光度和持續(xù)時間可以反映出其前身星的包層質(zhì)量、半徑等特征.對Ⅱ-P和Ⅱ-L型超新星觀測樣本的分析表明，它們的前身星為紅超巨星，在主序階段的最小初始質(zhì)量約為8M，最大光度約為5L(L為太陽光度).當(dāng)然，這個數(shù)值具有一定的模型依賴性[31].一般認(rèn)為，Ⅰbc型超新星的前身星為失去氫氦包層的大質(zhì)量恒星.關(guān)于前身星是如何失去氫氦包層的這一問題仍有爭議，即恒星風(fēng)[40]、恒星自轉(zhuǎn)[41-42]、雙星相互作用[43-45]或核燃燒不穩(wěn)定性等，哪個或哪些因素主導(dǎo).越來越多的觀測證據(jù)(較弱的恒星風(fēng)[46]、較低的拋射物質(zhì)量[47-48]和星周介質(zhì)密度[49-50]、較高的雙星占比)表明Ⅱ型超新星的前身星可能屬于雙星系統(tǒng).

大質(zhì)量恒星爆炸時，拋射物中的放射性元素衰變(56Ni→56Co→56Fe)是超新星后期輻射的主要能量來源[51].超新星爆炸中合成的56Ni的質(zhì)量與爆炸特征和前身星結(jié)構(gòu)有關(guān)[52-54].對CCSNe的測光特征(鎳質(zhì)量、拋射物質(zhì)量和動能)統(tǒng)計(jì)分析表明，剝?nèi)浜ね獍鼘拥某滦?Ⅱb、Ⅰb、Ⅰc)的56Ni產(chǎn)量比Ⅱ型超新星高得多(圖1)[55].Ⅱ型超新星的56Ni產(chǎn)量中值為0.032M，而Ⅱb和Ⅰbc型超新星的產(chǎn)量是其3倍和5倍.與伽瑪暴成協(xié)的超新星拋射物的動能和56Ni質(zhì)量最大，其次是Ⅰc-BL型超新星的，二者可能是中心引擎——黑洞吸積系統(tǒng)或磁陀星(magnetar)驅(qū)動的爆炸.因Ⅰc-BL型超新星的前身星具有更高的Z值，在爆炸前的質(zhì)量和角動量損失更大，其中心引擎可能不如與伽瑪暴成協(xié)的超新星強(qiáng)大[56].Ⅰb和Ⅰc型超新星的爆炸參數(shù)(如光球速度、拋射物的質(zhì)量和動能等)十分相似，可能具有相似的前身星.Lyman等[47]利用測光特征，對不同類型的超新星進(jìn)行Kolmogorov-Smirnov檢驗(yàn)，發(fā)現(xiàn)至少有兩種演化途徑可以產(chǎn)生Ⅰb和Ⅰc型超新星：大部分來自中等質(zhì)量的密近雙星，少部分來自單個大質(zhì)量的Wolf-Rayet星.Ⅰc-BL型超新星的前身星質(zhì)量約30M，與伽瑪暴成協(xié)的超新星的前身星質(zhì)量約35M，大于Ⅰb和Ⅰc型超新星的前身星質(zhì)量(約20M)[57].

寶寶的需求主要是“讓自己快樂”，但有些媽媽太急躁、沒耐心；有些媽媽工作忙、沒時間；有些媽媽不了解寶寶的特點(diǎn)，不能放開手腳陪寶寶玩。于是寶寶不會玩、經(jīng)常沒事可做，很難適應(yīng)環(huán)境的變化，這就產(chǎn)生了精神上的無路可走。如何給寶寶創(chuàng)造可走的路，讓他長期處在正面情緒下，每天有想做的事、做事有信心？這也是媽媽們不能忽視的問題。

Ⅰc-BL型超新星(其中包括與伽瑪暴成協(xié)的超新星)在本圖中沒 有完成其累積分布，因?yàn)橛猩贁?shù)事件合成了1 M以上的56Ni.圖1 CCSNe的56Ni質(zhì)量[55]Fig.156Ni masses of CCSNe[55]

另外，也可以直接通過光度和有效溫度探測超新星的前身星特征.目前為止，已經(jīng)通過直接檢測爆炸前超新星的圖像，確認(rèn)了5個Ⅱb型超新星[58-64](SN 1993J、SN 2008ax、SN 2011dh、SN 2013df和SN 2016gkg)起源于初始質(zhì)量為8～18M的紅超巨星.然而，目前還未觀測到較大質(zhì)量的Ⅱ型超新星的前身星，即所謂的“紅超巨星”問題[65-66].第一個可能的Ⅰc型超新星SN 2017ein的前身星被觀測到[67]，初始質(zhì)量可能≥45M.Ⅰb型超新星iPTF13bvn的前身星最初被認(rèn)為是大質(zhì)量的Wolf-Rayet星[68]，但是研究人員對超新星爆炸前的測光圖像分析后發(fā)現(xiàn)，其前身星質(zhì)量約為12M[69]，可能為雙星系統(tǒng)[70].此外，SN 1993J、SN 2001ig和SN 2011dh的前身星處于雙星系統(tǒng)中的證據(jù)也被觀測到[71-72].

CCSNe是大質(zhì)量恒星死亡的產(chǎn)物，其中一部分恒星還會產(chǎn)生宇宙中最為劇烈的爆炸——伽瑪暴.下面將繼續(xù)探討自轉(zhuǎn)、質(zhì)量損失等因素對恒星演化的影響，及產(chǎn)生伽瑪暴前身星的途徑.

2 質(zhì)量損失和自轉(zhuǎn)對恒星演化的影響

2.1 恒星演化中的質(zhì)量損失

大質(zhì)量恒星在演化過程中伴隨著巨大的質(zhì)量損失[46,73].一顆初始質(zhì)量為60M的恒星，由于強(qiáng)輻射壓驅(qū)動的星風(fēng)，在主序階段會失去一半的質(zhì)量，在紅超巨星階段，整個氫包層都可能被拋射掉，最終演化到超新星爆炸時的質(zhì)量可能只剩余10M.理論模型預(yù)測O/B型星的質(zhì)量損失率M具有Z依賴性：M∝Z0.7～0.8[74-75]，與觀測吻合[76].由于質(zhì)量損失的不確定因素很多，在計(jì)算恒星模型時，通常采用觀測結(jié)果推演的經(jīng)驗(yàn)關(guān)系.

2.2 自轉(zhuǎn)對恒星演化的影響

恒星演化的“標(biāo)準(zhǔn)模型”一般忽略恒星自轉(zhuǎn)的影響，但事實(shí)上所有的恒星都在自轉(zhuǎn).在恒星演化中，自轉(zhuǎn)的作用主要體現(xiàn)在以下4個方面[77-78]：

1) 對恒星結(jié)構(gòu)的影響：當(dāng)自轉(zhuǎn)產(chǎn)生的離心力與引力相等時，恒星達(dá)到平衡狀態(tài)，表面是一個等勢面.此時，恒星極點(diǎn)的離心力為零，赤道處的離心力最大.由于自轉(zhuǎn)的作用，恒星沿著極軸方向不斷被拉長，自轉(zhuǎn)速度越大，恒星越扁.隨著恒星表面形狀的改變，表面有效溫度和引力也會隨之改變[77,79].

2) 對恒星質(zhì)量損失的影響：由于自轉(zhuǎn)的出現(xiàn)，恒星的質(zhì)量損失不再是各向同性的.與赤道附近區(qū)域相比，恒星的極點(diǎn)附近溫度較高，輻射壓更強(qiáng)，驅(qū)動的星風(fēng)也更強(qiáng)，質(zhì)量損失更大.對于給定光度和有效溫度的恒星，自轉(zhuǎn)的出現(xiàn)使平均質(zhì)量損失率增加.

3) 自轉(zhuǎn)混合對恒星表面Z值的影響：對于質(zhì)量低于30M的太陽金屬豐度的恒星，主序階段質(zhì)量損失對表面元素豐度的影響不大，自轉(zhuǎn)混合對元素豐度的改變起主導(dǎo)作用.混合效應(yīng)主要由剪切湍流的擴(kuò)散產(chǎn)生.徑向環(huán)流也會起到一定的傳輸元素的作用，但主要是轉(zhuǎn)移角動量.在主序階段，自轉(zhuǎn)混合將CNO循環(huán)產(chǎn)生的元素(主要為14N和13C)傳輸?shù)胶阈潜砻妫瑥亩绊懞阈潜砻鍺/H[80](N元素與H元素的粒子數(shù)之比).差動自轉(zhuǎn)產(chǎn)生的不穩(wěn)定性也有助于傳輸過程的進(jìn)行.N/H的超出與恒星自轉(zhuǎn)速度之間并不存在單一的關(guān)系，它由恒星初始Z值、質(zhì)量、自轉(zhuǎn)速率、年齡等因素共同決定.整體來說，質(zhì)量越大、Z值越低的恒星，氮豐度越大[81]，這已經(jīng)被觀測所證實(shí).值得注意的是，對于質(zhì)量大于30M⊙的太陽金屬豐度的恒星，主序階段的質(zhì)量損失對表面元素豐度的改變起主導(dǎo)作用.此外，低自轉(zhuǎn)的雙星可能由于潮汐混合或紅巨星氮豐富的包層的轉(zhuǎn)移而具有較高的N/H.相反，雙星也可能通過吸積包層物質(zhì)，獲取大量的角動量，從而具有很高的自轉(zhuǎn)速度，而沒有N/H過剩.

4) 恒星從在分子云中誕生到死亡的過程中，都離不開自轉(zhuǎn)與磁場的相互作用.內(nèi)部磁場的存在可能會產(chǎn)生旋轉(zhuǎn)的內(nèi)部耦合，導(dǎo)致剛體自轉(zhuǎn).而外部磁場會產(chǎn)生一定的磁制動，如太陽和太陽風(fēng)之間的磁耦合加劇了恒星在主序前和主序階段的角動量損失.自轉(zhuǎn)及磁場的相互作用對超新星和伽瑪暴爆發(fā)也會產(chǎn)生重要的影響.快速自轉(zhuǎn)可能會導(dǎo)致激波以及中微子輻射的全局不對稱，在兩極處形成外流.數(shù)值模擬已經(jīng)證明，當(dāng)自轉(zhuǎn)與能夠提取旋轉(zhuǎn)能的強(qiáng)磁場相結(jié)合時，該效應(yīng)最為明顯[82-83].該過程已被用來解釋與超亮超新星SN 2011kl成協(xié)的超長伽瑪暴GRB 111209A[84].

自轉(zhuǎn)對恒星演化的影響在低Z值時尤為重要.此時，恒星風(fēng)引起的質(zhì)量損失減少，自轉(zhuǎn)混合導(dǎo)致的表面元素豐度增加比高Z值時更明顯.Ekstr?m等[78]、Georgy等[85]和Groh等[86]研究了自轉(zhuǎn)和金屬豐度對恒星演化的影響.他們采用相同的物理參數(shù)，用Geneva程序計(jì)算了初始質(zhì)量在0.8M～120M，Z=(1/35)Z，(1/7)Z，Z(Z為太陽金屬豐度)的自轉(zhuǎn)和非自轉(zhuǎn)恒星的演化模型.結(jié)果顯示，當(dāng)初始自轉(zhuǎn)速度為臨界速度的40%時，自轉(zhuǎn)的恒星壽命比非自轉(zhuǎn)的恒星壽命增加了約20%.此外，Z值和自轉(zhuǎn)對恒星在赫羅圖上的演化軌跡、恒星內(nèi)部結(jié)構(gòu)、表面元素豐度及最終剩余物等都有重要影響.

3 伽瑪暴的前身星

3.1 伽瑪暴前身星的特征

目前尚不完全清楚一顆大質(zhì)量恒星是如何失去其氫包層，并在坍縮后形成吸積盤系統(tǒng)，進(jìn)而產(chǎn)生伽瑪暴噴流的.Woosley等[87]首先提出了伽瑪暴由快速自轉(zhuǎn)的、失去氫包層的單個大質(zhì)量恒星坍縮產(chǎn)生，同時伴隨著超新星的爆發(fā)，Wolf-Rayet星是其天然的前身星候選體.要求前身星失去氫包層的原因有二：其一，由中微子湮滅或磁流體動力學(xué)機(jī)制驅(qū)動的相對論噴流必須要突破前身星的包層才能產(chǎn)生伽瑪暴.有氫包層的大質(zhì)量恒星半徑約為1012cm，即使噴流以接近光速的速度在恒星內(nèi)部運(yùn)動，突破包層所需要的時間也至少100 s，這對噴流強(qiáng)度要求較高.對于要求中心引擎活動千秒甚至萬秒的長暴，有氫包層的紅巨星或藍(lán)巨星可能是其前身星.其二，任何類型的巨星作為前身星，其中心都是自轉(zhuǎn)緩慢的氦核.如果出現(xiàn)包層，氦核必然在相當(dāng)長的時間內(nèi)已經(jīng)被加速到很高的速度了.單個恒星演化過程中的星風(fēng)損失或雙星相互作用都可能使恒星失去氫氦包層[88-89].單星和雙星模型對前身星系統(tǒng)的Z值要求不同.由于高Z值的恒星具有更強(qiáng)的星風(fēng)，在坍縮之前會失去大部分的角動量，這降低了它們通過坍縮產(chǎn)生伽瑪暴的可能性.

觀測到伽瑪暴與超新星成協(xié)[90]證實(shí)了坍縮星模型的預(yù)言[16]：相對論噴流突破大質(zhì)量恒星的包層產(chǎn)生伽瑪暴，與此同時，拋出大量物質(zhì)，產(chǎn)生超新星[14].無論是典型的中微子驅(qū)動或噴流驅(qū)動的超新星，由于炙熱的拋射物向外膨脹時的光球演化，都可以在爆炸后10～30 d出現(xiàn)光學(xué)波段的峰值.通常認(rèn)為，多數(shù)長暴都應(yīng)該伴隨著超新星爆發(fā).由于長暴的發(fā)生率至少要比Ⅰbc超新星低兩個量級[91-92]，要求的自轉(zhuǎn)率甚至比最快的脈沖星還要高一個量級，因此自轉(zhuǎn)可能是一顆恒星最終產(chǎn)生伽瑪暴的關(guān)鍵因素.

此外，伽瑪暴傾向于出現(xiàn)在低Z值的宿主星系中.若伽瑪暴的前身星為低Z值恒星，其在爆炸之前的演化過程中，星風(fēng)損失較小，有利于保留足夠的角動量產(chǎn)生伽瑪暴，但依然需要一種機(jī)制剝?nèi)ズ阈堑耐獍鼘?為了解決這一問題，快速自轉(zhuǎn)的單星的準(zhǔn)化學(xué)均勻恒星模型[41-42]被提出來.快速自轉(zhuǎn)使恒星內(nèi)部不同包層之間的物質(zhì)充分混合，從而讓氫氦包層充分燃燒；同時，也讓恒星在演化過程中避免進(jìn)入巨星階段.大質(zhì)量恒星的核質(zhì)量增加，更有利于直接坍縮成黑洞，形成黑洞吸積盤系統(tǒng).

56Ni也可能在吸積盤外流中產(chǎn)生[93-95].對于坍縮星中心黑洞吸積盤系統(tǒng)，內(nèi)流與伽瑪暴噴流光度密切相關(guān)，外流為光學(xué)余輝中觀測到的超新星鼓包做貢獻(xiàn)，內(nèi)流與外流的分配可能會導(dǎo)致伽瑪暴光度與超新星光度的競爭.較大的吸積盤外流率會導(dǎo)致56Ni的質(zhì)量增大，伽瑪暴的噴流光度變低.本課題組分析了15個與超新星成協(xié)的伽瑪暴光度、持續(xù)時間、56Ni質(zhì)量等特征，并結(jié)合不同質(zhì)量、Z值的前身星模型，限制了它們的前身星特征[96].結(jié)果表明，大多數(shù)與超新星成協(xié)的伽瑪暴樣本可以通過大質(zhì)量(>34M⊙)、太陽金屬豐度或低金屬豐度(Z10-2Z⊙)的前身星來解釋.

3.2 不同中心引擎對前身星角動量的要求

并非所有的大質(zhì)量恒星死亡都伴隨伽瑪暴，它必須擁有可產(chǎn)生極端相對論噴流的中心引擎.當(dāng)黑洞作為伽瑪暴的中心引擎時，前身星的物質(zhì)要有足夠的角動量才可在黑洞周圍形成吸積盤.該黑洞吸積盤系統(tǒng)通過連接黑洞視界處的大尺度磁場提取黑洞的旋轉(zhuǎn)能(Blandford-Znajek機(jī)制[97-98])，或吸積盤上的中微子-反中微子湮滅過程[99-102]產(chǎn)生伽瑪暴噴流.當(dāng)伽瑪暴的中心引擎為快速自轉(zhuǎn)(周期約為1 ms)、高度磁化(表面磁場約為1015G)(1 T=104 G)的磁陀星時，前身星也需滿足創(chuàng)造磁陀星的條件[103-105].無論哪種中心引擎，前身星的自轉(zhuǎn)速度都是產(chǎn)生伽瑪暴的關(guān)鍵因素[77,106-107].

如果在克爾黑洞周圍形成離心力支持的吸積盤，最內(nèi)穩(wěn)定軌道半徑rms處的特殊角動量Lms(即單位質(zhì)量的角動量)至少為[108-109]：

由此可見，黑洞超吸積作為伽瑪暴的中心引擎，相較于磁陀星，對坍縮之前的恒星的角動量要求更高.值得注意的是，恒星的最內(nèi)區(qū)(約3M⊙)的j太大(>2×1017cm2/s)時，也無法產(chǎn)生伽瑪暴噴流.因?yàn)樵陔x心力作用下，吸積盤在距中心幾百千米以外的區(qū)域就開始形成，在這個區(qū)域，中微子損失并不重要.更嚴(yán)重的是，會造成吸積率顯著降低.無論伽瑪暴噴流是由中微子湮滅還是磁流體動力學(xué)過程驅(qū)動的，高吸積率都是必不可少的條件[110].

如果恒星在演化的末期依然保留足夠的角動量，將難于產(chǎn)生伽瑪暴.在演化過程中，恒星風(fēng)帶走物質(zhì)的同時，也會帶走角動量.此外，恒星內(nèi)部的一些角動量轉(zhuǎn)移機(jī)制，如不同包層之間的磁力矩，也會將恒星核的角動量轉(zhuǎn)移到外包層中.可見，自轉(zhuǎn)速率可能是決定一顆大質(zhì)量恒星死亡時是否會產(chǎn)生伽瑪暴的主要因素.Obergaulinger等[111]通過相對論磁流體力學(xué)模擬研究了不同質(zhì)量、Z值、自轉(zhuǎn)速率和磁場的前身星爆炸物理，以此探索形成長暴中心引擎的條件.

4 總結(jié)與展望

本文綜述了CCSNe和伽瑪暴的前身星的研究現(xiàn)狀，介紹了不同類型超新星可能的爆炸機(jī)制、前身星特征，以及質(zhì)量損失和自轉(zhuǎn)等因素在大質(zhì)量恒星演化過程中的作用，最后討論了伽瑪暴的前身星特征，及磁陀星或黑洞超吸積的中心引擎對前身星角動量的要求.過去幾十年里，超新星和伽瑪暴的觀測和理論研究取得了令人矚目的成就，但仍有一系列基本問題亟待解決.未來的理論研究和數(shù)值模擬，與多波段多信使觀測結(jié)合，或許能夠完全揭開超新星和伽瑪暴前身星的神秘面紗.