把南京大學建設成為我國 核天體物理學 研究中心

1、核天體物理學及尚待解決的某些重要疑難問題,彭秋和(南京大學天文系)2003年9月1日,核天體物理學范疇,核天體物理學: 廣義來說,是同(理論與實驗)核物理學(包括粒子物理學)相關的天體物理研究領域。狹義來說，是直接核(粒子)物理學理論與實驗結果密切相關的天體物理領域。主要內容: 恒星內部熱核燃燒與演化研究元素核合成研究 1)宇宙早期核合成研究 2)12?A ? 70元素核合成 3)重元

2、素(A>70)核合成: a)慢中子俘獲過程(s-過程) b)快中子俘獲過程(r-過程) c)快質子俘獲過程(rp過程)兩類超新星(及新星)爆發(fā)物理學兩類x射線暴、?暴機制中子星(內部)物理學和奇異星的研究太陽中微子問題星系化學演化學(特別是:星際空間中各種放射性核素的天體來源;各種星體元素豐

3、 度反常的物理原因及隕石化學異常 的研究)超高能宇宙線的天體起源,核天體物理學是現代天體物理學的一個重要分支。先后已有6人獲得諾貝爾獎金(包報2002年的兩位獲獎者)。我國在這個領域的研究水平遠遠落后于國際先進國家。我國應該大力支持這個領域的研究 國際狀況,核天體物理學的重要性,,1)國際會議每年至少兩、三次以上。近年來從天體物理觀測(例如天體元素豐度測定、隕石化學分析)和從實驗核物理兩方面都獲得飛躍發(fā)展

4、。2) 在大規(guī)模核裁軍之后，西方國家龐大的核物理研究機構解體與轉變研究方向。特別在1986年核天體物理學兩個爆炸性事件(大量放射性星際Al(26)發(fā)現以及核反應截面的重新確定使整個大質量恒星演化研究重新改寫之后，西方發(fā)達國家在經費上大力支持核天體物理研究:,恒星的熱核演化—平穩(wěn)核燃燒階段,核反應率的不確定性,1.      在對碳,氧核燃燒( 12C+12C 和 16O+16O)

5、 核反應率的研究中，我們發(fā)現目前國際上采用的這兩個熱核反應率仍然是七十年代以前的外推估計值，它們分別高估了(3-4) 和 (7-10)倍[19]。目前國際上也有人提出應該從實驗上按天體物理環(huán)境重新研究這些核反應，但由于技術上的困難，至今仍未進行。如果我們的探討是正確的，則它對爆前超新星內部溫度，密度及電子豐度都有重要影響，很有可能它會改變( II型和I型 ) 超新星坍縮核心質量。,爆炸性核燃燒,不同質量恒星的熱核演化,超新星,1.核心坍

6、縮型超新星(SNII+SNIb+SNIc) — 大質量恒星熱核演化的終結 — 核心坍縮、星體包層向外爆發(fā)(伴隨爆炸性核燃燒) 2. 熱核爆炸型超新星 — Ia型超新星(SNIa) —吸積白矮星坍塌 ? 整體熱核爆炸,大質量恒星熱核演化結束,,,,,,,硅燃燒階段結束 M≈(12-25)M⊙,H-包層,H-燃燒殼層,He-燃燒殼層,C-燃燒殼層,Ne-燃燒殼層,O-燃燒殼層,,,Si-燃燒殼層,Fe 核心,T

7、? (3-5)?109K,? ? 3?109g/cm3,大質量恒星核心坍縮的主要原因,電子俘獲過程 :引起 超新星核心坍縮的關鍵過程,QEC (A,Z): 原子核 (A,Z)電子俘獲的能閾值,重要原子核電子俘獲的密度閾值,,,表中EC過程的能閾值己扣除電子的靜止能量,廣義相對論引力坍縮的臨界密度,?c(GR) 同 ?EC 的比較 結論:引起SNII( SNIb、SNIc )核心坍縮的首要物理因素是電子俘獲過程(EC)。引起吸積

8、白矮星坍縮(它導致SNIa 爆發(fā))的主要因素是廣義相對論效應。(?光子致使鐵原子核碎裂反應只是輔助因素)導致超巨質量恒星坍縮的主要因素是電子對湮滅為中微子對過程 e+ +e- ? ? +?反,核心坍縮型超新星爆發(fā)機制,內核心:同模坍縮Vr ? r(亞聲速區(qū))外核心:自由坍縮Vr ~ Vff/2M內核心 ~ 0.6 M⊙內外核心交界面附近:Vr ~ (1/8 –1/4) c (光速),超新星的瞬時爆發(fā)機制

9、(1),隨著星體坍縮的進行，星體中心的密度迅速增長。一旦它達到原子核密度(2-4)?nuc (?nuc = 2.8?1014 g/cm3) 以上，核子的非相對論簡并壓強超過了電子的相對論簡并壓強，物質狀態(tài)方程 P ? ??中的多方指數?=5/3, 變成了穩(wěn)定的系統(tǒng)，不再坍縮。但由于慣性，直到中心密度達到 時，內核心的坍縮才完全中止。而內核心外圍的物質卻繼續(xù)以超音速坍塌，它們猛烈地撞擊在

10、突然停止坍縮的堅硬的內核心上，因而在內核心外不遠處立即產生一個很強的向外行進的反彈激波，其能量高達 Eshock ~ 1051-52 ergs。,光致裂變反應耗能,反彈激波的巨大能量是由星體核心在坍縮過程中釋放出的自引力勢能轉化而來的。激波波陣面后的溫度上升到 1011K 以上，平均熱運動能量高達 10 MeV, 超過了56Fe 平均每個核子的結合能( 8.8 MeV)。鐵族元素的原子核很快地被熱光子打碎:,這個光致裂變反應過程耗

11、費反彈激波的能量為,M⊙(56F),瞬時爆發(fā)機制失效的原因,如果,則激波可以沖出外核心。而且當它完全摧毀外核心的全部鐵核以后，初始激波能量只要尚能剩下1%以上的能量(即 1049ergs),殘留的激波就可以把整個星幔和大氣拋向太空，形成超新星的爆發(fā)。上述圖像就稱為瞬時爆發(fā)機制。,如果,特則當上述反彈激波尚未穿透外核心之前，激波能量全部都消耗在鐵核光致裂解的過程中。它不可能把星幔和大氣層吹散。不會導致超新星的爆發(fā)。而且由于核心外圍的星幔和

12、大氣繼續(xù)問中心墜落，原來向外行進的反彈激波轉變成為一個吸積駐激波。也就是說，這種情形下，瞬時爆發(fā)機制失敗。,結論:瞬時爆發(fā)機制能否成功的關鍵在于它的外(鐵)核心的質量是否過大? — 迄今對所有合理的模型計算而言，瞬時爆發(fā)機制是不成功的 —(鐵)核心的質量太大。,中微子延遲爆發(fā)機制,為了解釋瞬時爆發(fā)的困難，Wilson(Bowers, Wilson, 1985)等人提出了中微子的延遲爆發(fā)機制?？梢杂上聢D加以說明：,本圖描述了反彈激波在停

13、止后景象。Rs 為激波所在的位置，此處物質以 ~ Vff 的速度向下降落（速度接近自由落體）。物質經過激波的減速之后，以較為緩慢的速度經過加熱和冷卻區(qū)向新生中子星的表面運動。R? :中微子球半徑, Rns :新生中子星的半徑。Re: 加熱和冷卻相平衡處的半徑。而前中子星中的能量沉積來源于物質對于電子中微子的吸收。,,中微子延遲爆發(fā)機制中兩個尚未解決的關鍵問題,1)   新生的高溫中子星能否在非常短的時標內

14、產生如此巨大的中微子流?產生如此強大的中微子流的具體物理過程是什么?(?凝聚的中微子發(fā)射? 核物質向(u,d)夸克物質的轉化? 均未成功) 2) 即使在極短時標內出現了強大的中微子流，它們同物質相互作用究竟能否產生如此強大的向外沖壓，導致超新星的爆發(fā)，而且爆發(fā)物質向外的初始速度高達 104 km/s 左右，爆發(fā)總動能否達到 1049 erg?,我們的研究 :巨大中微子流如何在瞬間產生?,1995年，我們南京大學研究小組(

15、Dai Z. Peng Q. and Lu T. ApJ., 1995,440:815)提出了由超新星坍縮核心形成的高溫中子星內相繼出現的核物質-(u,d)兩味夸克-(s,u,d)三味夸克的相變過程u + e- ? d +?e , u + e- ? s +?e , u + d ? u + s 將在短于1微秒的時標內產生大量中微子流，其平均能量為10MeV左右，總能量達 以上。這種相變過程導致星體核心區(qū)出現負熵梯度引起內外物質的Sc

16、hwarshild對流將使這強大中微子流向外輸送,迅速抵達中微子球表面。我們提出的這種機制大大有利于中微子延遲爆發(fā)機制。在我們的初步探討中，我們用理想Fermi氣體作為夸克系統(tǒng)的最簡單模型。很快地，印度德里大學的一個研究小組在我們研究的基礎上，進一步計入了夸克之間相互作用，發(fā)現中微子流量將更加增強1/4左右。目前這方面研究還在深入之中。,SNII仍然未解決的關健問題,中微子流能否激活強大的向外激波? 迄今仍然也是懸案。人們不僅考慮了己

17、知各種粒子( e-, e+, p, n, ?, ?0，?,?以及 16O等原子核)同中微子的相互作用，而且還探討了在致密等離子體中，中微子振蕩有可能引起這種相互作用的增強。但上述中微子流仍然無法產生如此強大的沖壓。也就是說，即使中微子延遲爆發(fā)機制，迄今卜在理論上人們也仍然無法自洽地實現超新星的爆發(fā)(向外爆發(fā)總動能達到 1049 erg 以上。,電荷屏蔽效應對電子俘獲過程以及坍縮核心質量的影響(??),同太陽內不同, 超新星內電子俘獲過程

18、是當電 子的Fermi 能超過電子俘獲的能閾值時，Fermi 面附近的電子打入原子核而發(fā)生的。在這種情形下，電荷屏蔽效應從三方面對電子俘獲過程有著重要影晌:1)降低入射電子的能量，2)使超過電子俘獲能閾值的電子數目減少，3)等效於提高了電子俘獲的能閾值。我們已經對這一問題進行過初步試探性研究(1996,2000, 2003)。利用通常人們采用的等離子體強屏蔽的Salpeter屏蔽公式，我們發(fā)現, 在超新星內物質高密度環(huán)境下電荷屏蔽效應

19、對 等少數幾種原子核上電子俘獲率的影響可達30-80%。最近，我們還對超新星內部電子俘獲率最高的20個核素進行這種計算 (由于不同原子核的結構大不相同，這種計算是相當麻煩的)。電荷屏蔽效應提高了電子俘獲過程的有效能閾值，由此明顯地提高了爆前超新星核心坍縮的臨界密度閾數值，這必將導致實際坍縮(以鐵為主要成份的)核心質量低于迄今國際上(未考慮電荷屏蔽效應)計算的數值。只要坍縮核心質量減少3-5%，至今仍然一籌莫展的超新星瞬時爆發(fā)機制有可能

20、成功。但是，我們如果采用等離子體強屏蔽的Salpeter公式，則發(fā)現它只能使超新星坍縮核心的質量降低1%。,電荷屏蔽效應對56Ni、55Co 電子俘獲率的影響,56Ni的電荷屏蔽效應隨密度的變化，點線、線段和實線分別對應的是溫度為1010K，5*109K和109K的情形橫坐標為物質質量密度(對數標,應為log(?))縱坐標為 C = ?s/ ? ; ?為電子俘獲率, 上標s代表電荷屏蔽。,55Co的電荷屏蔽效應隨密度的變化，點線、

21、線段和實線分別對應的是溫度為1010K ,5*109K和3.24*109K 的情形,引起大質量恒星核心大規(guī)模坍縮的首要原因,電子豐度(Ye ):平均每個核子占有的自由電子數 中子剩余參量:? ? (Nn-Np)/((Nn+Np) ), ? =1-2Ye Mch =5.84 Ye2 M⊙在硅燃燒開始后不久，星體核心內仍以對稱核物質(56Ni)為主，中

22、子剩余參量 ? ? 0.001 或 Ye ? 0.495。相應的Chandrasekhar 極限質量為1.43M⊙.硅燃燒階段時標是相當短的: 最多為幾天(有對流情形)或幾個小時(無對流情形)。因此，只有在大量和快速的(原子核上)電子俘獲過程之后，電子豐度 Ye才會顯著減少(或中子剩余參量 ? 明顯增長)。電子簡并氣體中電子俘獲一旦大量進行，星體核心將在動力學上變?yōu)椴环€(wěn)定，發(fā)生引力坍縮現象。即電子俘獲過程是導致大

23、質量恒星核心坍縮的第一位物理因素。,§2.3 Ia型超新星(SNIa)爆發(fā)物理,當吸積白矮星的質量達到 極限(Mch)，白矮星爆燃 ? Sia 。,Ia型超新星爆發(fā)圖像,Ia型超新星爆發(fā)機制,密近雙星系統(tǒng)大質量吸積白矮星:,吸積率: dM/dt ~ (10-9-10-6) M⊙ /年,當白矮星的質量增長達到Chandrasekhar臨界質量,Mch= 5.86Ye2 M⊙,時, 廣義相對論效應致使整個星體(引力)坍縮。(

24、電子俘獲過程加速星體坍縮)在急速坍縮過程中,密度、溫度急劇增長。(但等離子體中微子發(fā)射過程延緩溫度增長)。,當達到爆炸性核燃燒條件時,立即點燃爆炸性C燃燒，核燃燒波迅速向外傳播。從亞聲速的爆燃波演變?yōu)槌曀俚谋Z波，爆炸性C燃燒則演變?yōu)楸ㄐ缘?不完全)Si燃燒。它使得整個星體向外爆炸，幾乎不遺留致密殘骸。,星體熱核爆炸,核反應的點火條件:1)核燃燒產能率超過(等離子體激元發(fā)射的)中微子能損率 d?nuc

25、 / dt > d?? / dt 2) 溫度達到核反應點火溫度 T > Tnuc ~ ? E庫侖 /kB , ( ? ~ 0.05 –0.1) E庫侖 = Z1Z2e2 / Rnuc ? 20(Z1Z2 / A1/3) MeV一旦核反應點火 ? 局部失控熱核反應(白矮星簡并物質特性) 亞聲速爆燃波 (向外傳播) ? 超聲速爆轟波爆炸性C燃燒 ?

26、爆炸性(不完全) Si 燃燒 ? 鐵族元素整個星體熱核爆炸條件: (基本炸光，不遺留致密殘骸)1) ?nuc EB ~ GM2 /R ~ 3×1051erg人們在SN Ia 模擬計算時, 采用 ?c ? 3×109 g/cm3, Tc ? 2×108K時C燃 燒點火，迅速發(fā)展成為失控C燃 燒。,SN Ia 疑難問題: 1. 前身星???,1) M(WD) ? Mch= 5.86Ye

27、2 M⊙ ~ 1.38 M⊙ (C-O白矮星) R(WD)~ 1600 km2)吸積率(吸積率條件要求適中)dMH/dt ? 10-9 M⊙ /yr —新星爆發(fā)(表面殼層爆炸性氫燃燒)dMH/dt ? 10-6 M⊙ /yr — 出現氫燃燒殼層而形成紅巨星包層 (它逐漸將白矮星同其伴星結合在一起 — 共生星)dMH/dt ? (dMH/dt)Edd ~ 10-5 M⊙ /yr — 直接形成共生

28、星dMH/dt ~ (10-9-10-6) M⊙ /yr ? SN Ia問題: 共生星能否導致 SN Ia ? 或 導致白矮星直接坍縮成中子星而不呈現劇烈的超新星爆發(fā)?3)光譜分析發(fā)現: 雙星中大質量白矮星( M ?1.30 M⊙ )幾乎都是 O-Ne-Mg白矮星(約占白矮星總數的1/4)。而目前SN Ia 理論中標準模型是爆發(fā)的C-O白矮星。吸積的O-Ne-Mg白矮星最后結局是 SN Ia 的爆發(fā)

29、?或是坍縮成中子星? 尚在研究與爭論之中。,SN Ia 疑難問題: 2. 白矮星核心晶體狀態(tài)???,白矮星物質呈現為晶格點陣的固體狀態(tài)。?? Z2e2/(akT) (庫侖相互作用能/熱運動能) a: 晶格常數(離子間平均距離), ne: 自由電子數密度 ne·(4?/3)a3 =1, ne = NA?/µe , ( 電子平均分子量) µe = Ye-

30、1 當 ? > ?c ~155 時 (完全電離)等離子體物質固體化。C-O混合固體物質三種可能的狀態(tài):C, O 處于分離狀態(tài): O集中在核心區(qū)，C集中在外圍區(qū)域。C, O 處于相互混合狀態(tài): 無序晶體C, O 處于相互混合狀態(tài): 有序晶體1989年研究表明: 微觀上C,O分離所消耗能量低于總能量的1%?，F有的研究無法判斷C, O是否分離，更無法斷定處于何種類型晶體。問題的嚴重性:不同類型的固體狀態(tài)決定了坍縮白

31、矮星核心碳燃燒點火的不同方式，甚至決定星體最后是整體爆炸還是繼續(xù)坍縮(形成中子星)的關鍵問題。,SN Ia 疑難問題: 3. C燃燒點火地點和核反應類型??,問題:C燃燒點火地點位于星體中心以外某處(center-off) (原因:等離子體的中微子發(fā)射率隨物質密度增長而迅速增加, 因而坍縮白矮星的中心溫度增長較慢)點火的熱核反應類型? a) 通常的熱核反應(原子核之間的碰撞是由通常的熱運動能

32、量提供) b)致密物質核反應(Pycnonuclear reaction) (原子核之間的碰撞是由晶格點陣的零點振動能提供的)核反應類型同C-O混合狀態(tài)密切相關:1)無序C-O合金情形: 如果 ?c~(2-3)×109g/cm3, Tc ? 2 ×108K ? 通常熱核反應 如果 ?c~(0.95-1.5)×1010g/cm3, Tc ? 1×109K ?

33、 致密物質核反應(白矮星中心密度迄今仍作為自由參量調節(jié)),SN Ia 疑難問題: 3.(續(xù)),2) C-O有序合金情形C燃燒的點火被推遲到相當高密度時才出現。在 豐度 X(O) > X(C) 情形下，不會發(fā)生 12C + 12C 反應， 只出現 12C + 16O 及 16O + 16O 反應 。如果 ?c~ 2×1010g/cm3 , 則 16O 原子核上電子俘獲過程大量進行, 促進星體

34、進一步坍縮, 核燃燒點火推遲到更高密度下, 出現致密物質核反應。3) C-O分離情形: (內核為O, 外圍為C) 一旦在交界面外的C燃燒點火, 它釋放的大量能量將使其溫度遠高于更外面區(qū)域，引起Schwartzschild對流。對流驅動的Urca過程可能導致復雜結果。,預備知識: Urca過程; 原子核穩(wěn)定性,Urca過程:如果原子核(A,Z) 電子俘獲過程產生的子核(A,Z-1)是 ?- 不穩(wěn)定的,則 (A , Z)

35、+ e- ? (A , Z-1) + ?e (A , Z -1) ? (A , Z) + e- + ?e(反) — (只能在非簡并氣體中發(fā)生) 這個循環(huán)稱為Urca過程。它等效于 e- ? e- + ?e + ?e(反) (能量“漏管”,它消耗電子熱運動能量)(非簡并氣體中)只有當A, Z都為奇數時, 且(A,Z-1)核?- 不穩(wěn)定,原子核對((A , Z) - (A

36、 , Z –1) ) 的Urca過程才有效。這時，(A , Z)核是(原子序為Z的)元素的唯一穩(wěn)定的同位素。核(A,Z)內中子數為偶數，質子數為奇數，電子俘獲能閾值(Q)較低, EC過程容易發(fā)生。例:23Na – 23Ne 的Urca過程有效,SN Ia 疑難問題: 4.有關對流Urca過程的爭論,在(白矮星核心)強電子簡并氣體中，(由于Pauli原理)? -衰變是禁戒的。因此，通常的Urca過程是不會出現的。對流 Urca 過程

37、(Paczynsky, 1972): 失控碳燃燒會引起星體核心內外物質的對流, 來回對流的物質將通過外核心區(qū)的某一 “Urca 殼層”，其內電子的Fermi能量足夠高，超過了23Na(C燃燒核產物, 豐度10-5)核上電子俘獲能閾值 (Q = 3.695 MeV), 電子俘獲過程 23Na(e-, ?e)23Ne 大量進行。雖然不穩(wěn)定核 23Ne 在核心區(qū)不會

38、發(fā)生? -衰變,但當產生的不穩(wěn)定核 23Ne隨對流物質穿出“Urca 殼層”之后，其外面物質密度較低，電子Fermi能不高, 不會抑制23Ne 的? -衰變過程 (23Ne(e-, ?e(反)) 的進行。這就形成了對流的(23Na - 23Ne) Urca 過程。這種“能量漏管”大大推遲熱核反應轉變?yōu)槭Э貭顟B(tài)的時間。如果更多的核素參與對流 Urca 過程, 有可能使星體不呈現SNIa向外爆炸,

39、而是進一步坍縮成中子星。,4.有關對流Urca過程的爭論(續(xù)),Bruenn(1973):對流驅動Urca 過程的作用?? 冷卻效應還是加熱效應??關鍵在于中微子帶走的能量:它由星體內簡并物質的溫度和密度決定的。對給定的一對原子核(A, Z)和(A, Z –1)而言,(在給定的密度下) 如果 T Tcrit , ? 冷卻效應原因: Urca 過程發(fā)射的中微子平均能量高于 ? E ,僅靠電子Fermi

40、能是不能發(fā)射中微子對(完全Urca過程)的。必須同時再消耗(電子俘獲過程中)入射電子的(熱運動)動能, 其凈效果為冷卻。對23Na – 23Ne Urca過程而言，在 ? ~ (1.8-4.0)×109g/cm3范圍內,現有SNIa碳爆燃模型中 C 燃燒溫度 T < Tcrit 。加熱效應，不會推延和抵消簡并物質中C 燃燒的失控轉變— 迄今幾乎所有的SNIa模擬計算并未考慮對流Urca過程。當 ? ? 4.

41、0×109g/cm3 時, 出現新的Urca對21Ne -21F(21Ne核的電子俘獲能閾值為5.70MeV),情形復雜。由于對流邊界不確定，迄今仍然在研究中。,5.碳爆燃波的加速傳播問題,(電子簡并下)致密物質中一旦出現核反應，立即出現失控碳燃燒。失控碳爆燃波開始時以熱傳導方式向外傳播，其速度為50km/s,遠遠低于白矮星致密物質內聲速(9500km/s) 。觀測表明,在SNIa超新星晚期光譜中以Fe族元素為主。這強烈地

42、顯示了星體內爆炸性核燃燒主要核合成產物是Fe族元素。這只有硅燃燒才能實現。為了較好地擬合SNIa的光變曲線，最后的(Si)核燃燒波必須是超聲速傳播的(爆轟波)。問題:在SNIa爆發(fā)過程中亞聲速的C爆燃波是如何加速演變?yōu)槌?速 Si爆轟波的? 現有的認識: 隨著失控C燃燒的進行(物質處于對流狀態(tài))，當溫度上升到使C燃燒的速率增長到其臨界值:核燃燒特征壽命短于對流元向內和向外運動往返一周的時標時，低速

43、C爆燃波就進入了不穩(wěn)定加速傳播階段。由于碳爆燃波波前以內物質已經經歷了失控核燃燒,在高溫膨脹過程中密度己下降很多。當碳燃燒使核心溫度進一步達到1×109K以上時,核燃燒時標僅為0.01s,遠短于聲波穿過壓力標高(450km)的時標(0.047s)，核燃燒釋放的熱能足以使星體核心中心密度因熱膨脹而降低了3.6倍。它反而低于碳爆燃波波前外面的物質密度，因而導致(上層流體重于下層流體中出現的) Rayleigh-Taylo

44、r重力不穩(wěn)定性(RT不穩(wěn)定性), 使內外物質翻轉，爆燃波大大向外加速。但此后具體的物理過程和加速圖像仍然很不清楚。,6.爆轟波的觸發(fā)機制?,問題:RT不穩(wěn)定性導致的(亞聲速)爆燃波加速傳播最后能否轉化或觸發(fā)(超聲速)爆轟波?在這個問題上存在著明顯不同的爭論。僅靠RT不穩(wěn)定性加速是不可能轉變?yōu)楸Z波的。(由爆燃波引起的)白矮星星體強烈脈動?延遲爆轟波模型(Bychkov-Liberman,1995)爆轟波并不是上述爆燃波本身加

45、速轉化而來的。其主要想法為:1)首先，局部失控熱核反應在白矮星中心附近的幾個點點火。初始以熱傳導低速 行進的爆燃波會形成一些燃燒物質的火球(高溫燃燒火泡)。2)燃燒火球隨爆燃波前向外迅速推進的同時，因熱膨脹火球內部密度明顯低于周圍尚未燃燒物質的密度?；鹎蛳蛲馔埔频乃俣仁怯苫鹎騼?、外不同密度物質的重力差決定的，它并不與爆燃波同步，而是快于爆燃波波速。此時，白矮星核心區(qū)大部分物質(雖然溫度較高)仍然處于尚未燃燒狀態(tài)。3)當白矮星

46、核心區(qū)溫度上升到非常高時，不僅碳燃燒全面點火,而且其核燃燒的能量釋放速率高于(因熱傳導和對流)能量向外轉移速率(冷卻率), 此時核燃燒時標短于冷卻時標，則白矮星整體發(fā)生熱核爆炸。白矮星外層區(qū)域物質(占星體質量10%以上)在這之前己經經歷過爆燃波核燃燒，因熱膨脹使物質密度低于4×107g/cm3。,6.爆轟波的觸發(fā)機制? (續(xù)),4)在爆燃波傳播過程中，白矮星內的溫度分布是非均勻的。一旦發(fā)生(高溫下)自發(fā)核爆炸，就會形成一種

47、超聲速的爆震波(地球核爆炸試驗中早已觀察到),這就觸發(fā)爆轟波。5)當爆轟波燃燒火焰通過已經預先經歷過膨脹的外層(密度低于4×107g/cm3)時, 核燃燒溫度并不太高((3-5)×109K),物質經歷不完全的Si燃燒，核物質處于準統(tǒng)計平衡狀態(tài),核合成結果產生相當數量的Si-Ca中量元素。6) 爆轟波釋放(產生)的總核能遠超過了白矮星的引力束縛能,因而SNIa爆發(fā)時拋射物具有相當高的速度 ( > 104 km

48、/s )和動能。延遲爆轟波模型在定性上合理，有待進一步定量研究。,7. SNIa 核合成問題?,SNIa 光譜觀測推斷:1)由光變曲線緩慢衰減和晚期最強的Fe光譜線 ? SNIa爆發(fā)過程中核合成主要產物是 56Ni2) 由光極大時光譜 ? SNIa 產生適量的中量元素(Si-Ca) 延遲爆轟波理論的最大優(yōu)點: 在 ? < 4×107g/cm3的外圍低密度區(qū)的不完全Si燃燒的核合成產

49、物可以保留適量的中量元素(Si-Ca)。?尚待解決的矛盾:1)O的問題:SNIa光譜觀測不呈現O的光譜，而理論上則難以實現。2)鐵族元素的某些同位素(理論上)合成過多問題:,鐵族元素的某些同位素(理論上)合成過多問題,? 絕大多數SNIa的理論模型都會出現鐵族元素合成過多的結果。 例如 54Fe/56Fe, 58Ni /56Fe 這兩個相對豐度比太陽系標準值分別高出2倍和5倍。由于銀河系內鐵族元素的一半以上是由SNIa提

50、供的, 因此上述結 果是不合理的。Woosley的延遲爆轟波模型(1990)雖然不出現54Fe、58Ni合成過多的 問題,但卻出現了放射性核素60Fe ( ?1/2=1.5 ×106年) 合成太多的矛 盾: 理論上 M(60Fe) ? 10-4/SNIa ? 在 ?i(60Fe =2.16 ×106年)內銀河系內累積的60Fe高達1 M⊙以上。 60Fe在?-衰變(成為60C

51、o)時伴隨著發(fā)射三條?射線, 能量分別為59keV, 1.17MeV和1.33MeV, 它們的流量基本相等，足以被安裝在CGRO(Compton ?射線衛(wèi)星,1993年發(fā)射,探測流量閾 為105 ?·cm-2 ·s-1)發(fā)現。但至今未發(fā)現。 Khokhlov的延遲爆轟波模型(1991)不會出現上述問題,但該模型物 理上不可靠。,SN Ia 探測的宇宙學意義,SN Ia 光變曲線的重要特征:幾乎所有的SN

52、Ia 光變曲線形狀以及光譜都非常相似觀測發(fā)現所有的SN Ia在光極大時的絕對星等都相近:標準燭光 M絕對星等 ? -20m ; M絕對星等 = -2.5 log10 L 即, 所有的SN Ia在光極大時的光度(L)都幾乎相等。原因:所有的SN Ia 都是當吸積白矮星的質量增長到Chandrasekhar臨界質量 Mch= 5.86Ye2 M⊙條件下呈現爆發(fā)。引力束縛能相同。這

53、也反映了它們爆炸時熱核燃燒性質及爆燃(爆轟)波傳播性質相近。SN Ia 距離的確定 M絕對星等 = m + 5 – log D(pc) – A + K A: 星際消光使視星等變暗; K:星系紅移引起的視亮度變化從SN Ia 視亮度(視星等)的測量可以確定它的寄主星系的距離(D)?？梢愿鼫蚀_地確定遙遠 星系紅移 – 距離關系。,SNIa 的微弱非均勻性,所有SNIa的光譜和光變曲線都相近，但它們在絕對亮度和觀測特征方

54、面存在著微小但卻明顯的差別，以及某些特征量之間的關系。Branch-Pskovskii相關性:(1970-1981)(1993年觀測證實)SNIa(絕對亮度)愈亮，爆發(fā)膨脹速度愈快，則光變曲線衰減得愈慢。 log Lmax ? ?-1 ; Vmax ? ?-1 ?: 蘭星等(B星等)光變曲線從光極大迅速下降到拐點之間的下降斜率, 以(0.01m/天) 為單位。變化范圍: (4-17), 典型值為8-9

55、。問題: 這種相關性的原因? ? 內在相關性?? 或 ? 母體星系的消光性質??現在采用Phillips(1993)方法:從光極大到其后15天之間B星等下降的幅度 ?m15(B)同光極大亮度之間的相關性來校準SNIa的光極大光度。以它作為標準燭光，根據光極大時測定的視星等來確定它們的(光度)距離。再從母體星系的星系的紅移，進行紅移-

56、距離相關性統(tǒng)計, 以測定哈勃常數。,SN Ia 探測,,,宇宙密度,現在時刻宇宙的臨界密度為（取k、?為零時）,由此可構造密度參量,其中 為Hubble 常數。,下標零表示現在時刻的物理量。最近研究結果: h = 0.71,宇宙暗能量,?M+ ?k+ ?? = 1,平直空間, k=0, ?k =0? ?M+ ?? = 1SN Ia 探測 ? ?? ? 0.7 , ?M ? 0.3“可見物質”(正常粒子) / 暗物質(冷

57、暗物質) ? 15 –30 % ? 宇宙以暗能量為主! 暗能量是???,首先用4m望遠鏡監(jiān)測發(fā)現超新星，立即用Keck的10m反射望遠鏡精細觀測并拍攝它的光譜。可以發(fā)現和精細觀測非常遙遠(Z= 0.3 – 2.0)星系中爆發(fā)的SNIa, 由上述方法校準光度并測定距離后，就可以測定宇宙膨脹的減速因子(q0)和宇宙常數?。2001-2002年, 美國幾個特大型地面望遠鏡對30多個SN

58、Ia (在光極大前開始)進行探測，測定它們的距離，發(fā)現目前宇宙正處于加速膨脹階段。?宇宙暗能量,宇宙學基本參數(WMAP ),宇宙幾乎是 真空在106cm2內計數: 1個(重于O)重元素原子; 100個 C,N,O 原子; 105 個He原子;106 atoms of hydrogen; 30 倍的質量存在于暗物質(未知質量的粒子)?宇宙中的光子與宇宙中微子數量相當, 約為 1 ×1014,參考文獻,Bethe H.A.

59、 Review of Modern Physics, 1990,52(4),801Woosley S.E., In: Petschek A.G. ed. Supernovae. Berlin: Springer-Verlag, 1990,182彭秋和，Ia 型超新星爆發(fā)理論 I:主要觀測特征及爆發(fā)機理 天文學進展，16 (1998)50 彭秋和，Ia型超新星爆發(fā)理論 II:理論研究中的重要疑難問題

60、 天文學進展，16 (1998)60 彭秋和，恒星演化和超新星爆發(fā)理論中某些重要問題的核物問題 物理學進展, 21(2001)225-236,第三章:脈沖星—高速旋轉的中子星,1054超新星遺跡,---蟹狀星云(Crab)及其脈沖星(PSR0531),中子星的預言和脈沖星的發(fā)現,1932年,Chadwick發(fā)現中子1932年, Landau 預言中子星(盧瑟?；貞涗?1934年Baade &

61、; Zwicky正式提出中子星觀念,并且作了天才的預言 恒星死亡 ? 超新星爆發(fā) ? 中子星 超新星爆發(fā) ?高能宇宙線的產生1967年Bell (導師Hewish)意外地發(fā)現射電脈沖星1968年Gold指出:脈沖星就是高速旋轉的中子星1983年毫秒脈沖星(基本上都是雙星系統(tǒng)內)的發(fā)現,射電脈沖,射電波段上發(fā)現觀測到的脈沖很復雜(由于地球運動影響,脈沖到達時間上出現頻率色散)

62、各個單個脈沖彼此變化、不同。但多次射電脈沖平均后的脈沖輪廓非常穩(wěn)定脈沖周期非常穩(wěn)定(10-12),,,,,,,,,,,,,周期(P),Interpulse (中介脈沖),~P/10,,,pulse,,脈沖星—中子星的推斷,×星體脈動的白矮星(?) P>1s ; Crab 脈沖星:P=0.0334s高速旋轉中子星? GMm/r2 >mV2rot/r , Vrot=2?r/P, M

63、=(4 ?/3)R3? ? ? > (3 ?)/(GP2), G =6.67?10-8 (cgs), PCrab~(1/30)s ? ? > 1.3 ?1011 g/cm3 (白矮星 ? ~106 g/cm3 )結論:脈沖星—高速旋轉的中子星,中子星(脈沖星)性質概要,質量 ~ (0.2-2.5)Msun 半徑 ~ (10-20) km自轉周期 P ~ 1.5 ms –8s (己發(fā)現的范圍)表

64、面磁場: 大多數脈沖星: 1010-1013 Gauss磁星 (?) 1014-1015 Gauss表面溫度:105-106K— 非脈沖(軟)x射線熱輻射脈沖星同超新星遺跡成協(xié)(?) 發(fā)現10個脈沖星的空間運動速度: 高速運動。 大多數: V ~ (200 –500)km/s ; 5個: V >1000km/s,中子星表面大氣的標高與大氣層厚度,P = P0 exp{-h/h0}, h0 = kT/(mH

65、3;g) 表面重力加速度: g = GM/R2 ~ 1014 cm/s2 表面溫度 T ~ 106K, R ~ 10 km M ~ Msun =2 ×1033 克 對氫原子 mH=1.67×10-24 克h0 ~ 1 cm推論:中子星大氣層厚度 ~ 10 cm,94顆脈沖(單)星的空間速度,V (km/s) 脈沖星數 所占百分比

66、 ? 100 71 3/4 ? 300 36 38% ? 500 14 15% ? 1000 5

67、 5%,脈沖星的磁層,,,,,,,,,,,,,,,,,,,,,,,,,,,,光速園柱面,開放磁力線,輻射束,r=c/?,,B,,,,,,,,封閉磁層,中子星M = 1.4 MSunR= 10 kmB = 10 8 to 10 13 Gauss,,正常 射電脈沖星?周期:十幾毫秒到幾秒。 集中在：0.1 s-1 sCrab 脈沖星(PSR B0531): P

68、 = 0.0334sVela 脈沖星(PSR B0833): P = 0.0893s?自轉逐漸(穩(wěn)定地)變慢(Spin down)?原因: (主要原因)旋轉的脈沖星輻射消耗轉動能; 或周圍吸積的旋轉物質同磁層相互作用,使脈沖星旋轉角動量減少。周期增長率典型值：dP/dt ~10-15ss-1,射電脈沖星,毫秒脈沖星(Millisecond)(在密近雙星系統(tǒng)中或位于球狀星團內物質密集

69、區(qū)內) P ~ 幾毫秒它們不是年輕脈沖星,而是一種再生(或再加速,Recycle)脈沖星 :通過吸積它周圍旋轉物質而使脈沖星本身轉動加快 — 螺旋槳機制 周期變率典型值：dP/dt ~ 10-20 ss-1,,年輕脈沖星的Glitch現象,脈沖周期平穩(wěn)地增長背景上偶然地脈沖周期會突然變短(周期變化幅度為10-6-10-10),隨后較之前更迅速地變慢，持續(xù)直到恢復過去的周期增長率。這種現象稱為Glitch現象。Vela P