兩顆恆星的死亡之舞：Ia型超新星的誕生

我們知道，大質量的恆星在晚年通過核心坍縮會演變成超新星，但這只會發生於比太陽大得多的恆星。那麼，一個太陽質量的恆星要怎樣才能演變成超新星呢？為此，它必須要與另一顆恆星共舞。

太陽大小的恆星在耗盡其核心中用於核聚變的氫，那它會開始融合氦，導致它膨脹成一顆紅巨星。在這個階段後，恆星不再融合任何更重的元素，由於沒有核聚變產生的輻射壓來對抗自身重力，恆星就會被壓縮成一顆白矮星。所有的恆星質量都被擠到地球大小的體積。在白矮星的狀態，並不是由於核聚變的輻射壓與自身重力相平衡，而是由於電子之間產生的互相排斥力與自身重力達到平衡。對於一顆如同我們太陽的恆星而言，這就是故事的結局。隨著時間的推移，白矮星只會慢慢冷卻。但對於一個雙星系統而言，可能會出現更有趣的情況。

假設有一個雙星系統，由類似於太陽的兩顆恆星組成，而距離相當接近。這兩顆恆星在生命周期中的大部分時候都是處於主序星，但它們最終會耗盡氫並成為紅巨星。

在這兩顆恆星中，其中一顆可能稍微大點。這意味著在主序星階段，較大的恆星會更亮更熱，並較快地耗盡氫。結果，較大的恆星將率先進入紅巨星階段，而較小的恆星仍然是一顆主序星。

太陽在晚年變成紅巨星後會膨脹至地球軌道

紅巨星的個頭相當大。對於太陽大小的恆星而言，在演變成紅巨星後，其體積能膨脹到地球的軌道。在一個雙星系統中，這意味著紅巨星的外層可以被其伴星捕獲。它甚至還可以吞沒兩顆恆星，形成共有包層。其結果是，較大恆星的一些質量轉移到較小恆星之中。然後，較大恆星坍縮形成白矮星。

一段時間後，較小恆星進入紅巨星階段，然後類似的過程出現。較小的恆星膨脹成紅巨星，其外圍的一些物質被已經演變成白矮星的原先那顆恆星所捕獲。上面的第一張圖片顯示了這樣的過程。

前面已經談到，白矮星的形成是因為白矮星內部的電子壓力能與其自身重力相平衡。但這種電子壓力有一個上限，不會超過太陽質量的40%，此即為錢德拉塞卡極限。隨著白矮星繼續從伴星捕或物質，它的質量繼續上升，然後接近極限狀態。

當達到此極限時，原先的白矮星就會進一步坍縮成中子星。這會導致其核心的一連串快速核聚變，而這會撕裂白矮星。然後，白矮星爆炸成超新星。這種恆星共舞的最終結局就是爆炸。

讓這種類型的超新星變得特別有趣的是，它總是發生在約1.4倍太陽質量的白矮星，並經歷相同的一般過程（完全摧毀了白矮星）。這意味著通過這種方式誕生的超新星總是有相同的亮度，它們被稱為Ia型超新星，而它們對於天文學家而言非常有用。

造父變星可用於測量星系的距離

天文學家有多種方法來測量星系的距離。一種方法是觀測一種特殊恆星（造父變星）的亮度變化，我們可以利用這些恆星測量臨近星系的距離，但最遠只能測到9000萬光年。對於更遙遠的星系，這些恆星太過於昏暗而無法精確觀測。第二種就是觀測已被測出距離的星系中的Ia型超新星。我們可以觀測超新星的亮度，因為知道它們的距離，我們可以確定它們實際上有多亮。天文學家發現，Ia型超新星總是有著相同的絕對亮度（這是由於Ia型超新星都是通過相似過程形成的）。

這意味著我們可以把它們作為「標準燭光」。如果我們觀測一個遙遠星系中的Ia型超新星，我們測量它呈現出的亮度。因為我們知道它的實際亮度，我們就可以計算出星系的距離。因為光源越遙遠，它就越暗。因此，我們可以使用這種類型的超新星來測量星系的距離。

因為這些超新星非常明亮，我們可以測量數十億光年之外的星系。如果沒有Ia型超新星，宇宙的規模和結構仍然是一個巨大的謎團。兩顆恆星的死亡之舞幫助我們發現宇宙的奧秘。

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