恒星核燃烧演化优秀PPT.ppt

恒星的热核演化恒星的热核演化彭秋和彭秋和(南京高校天文系南京高校天文系)恒星的恒星的赫罗赫罗(HR)图图通常的主序星通常的主序星,质量愈大的恒星质量愈大的恒星,中心密度愈低。中心密度愈低。恒星的中心温度则是由恒星整体的宏观性质确定的。一般来说，恒星的中心温度则是由恒星整体的宏观性质确定的。一般来说，质量愈大的恒星，其中心温度愈高。例如，对处于稳定氢燃烧阶质量愈大的恒星，其中心温度愈高。例如，对处于稳定氢燃烧阶段的主序星，其中心温度和密度同恒星质量的关系分别为段的主序星，其中心温度和密度同恒星质量的关系分别为:太阳太阳:Tc1.5107K质量很大的主序星质量很大的主序星(例例Wolf-Rayet星星M(30-50)M 的氢燃烧阶段的氢燃烧阶段):Tc(7-9)107 K恒星的中心密度与中心温度恒星的中心密度与中心温度恒星内部核燃烧恒星内部核燃烧恒星核能源恒星核能源:放热反应放热反应 核反应核反应大规模热核燃烧点火条件大规模热核燃烧点火条件星体中心温度星体中心温度核燃烧的点火温度核燃烧的点火温度热核燃烧的点火温度是由核物理的微观性质来确定的，它可以热核燃烧的点火温度是由核物理的微观性质来确定的，它可以从入射核的热运动能从入射核的热运动能(考虑隧道效应考虑隧道效应)大约等于库仑位垒高度的大约等于库仑位垒高度的(0.5-1)(0.5-1)10-310-3来估算来估算恒星的中心温度则是由恒星整体的宏观性质确定的。一般来恒星的中心温度则是由恒星整体的宏观性质确定的。一般来说，质量愈大的恒星，其中心温度愈高。说，质量愈大的恒星，其中心温度愈高。点燃核燃烧的恒星质量下限点燃核燃烧的恒星质量下限推论推论:只有当恒星质量大於某一确定值时只有当恒星质量大於某一确定值时它才可能点燃相应的热核燃烧。它才可能点燃相应的热核燃烧。随着参与反应的原子核的核电荷增长随着参与反应的原子核的核电荷增长,其间库仑位垒快速其间库仑位垒快速增加增加,上式中的上式中的MnucMnuc也随之增加。也随之增加。因而，质量不太大的因而，质量不太大的恒星内部只能点燃某些轻核的热核反应而不能点燃较重原恒星内部只能点燃某些轻核的热核反应而不能点燃较重原子核的核燃烧。也就是说，它们的核燃烧是不完全的。子核的核燃烧。也就是说，它们的核燃烧是不完全的。电子简并压强在星体热核演化的重要作用电子简并压强在星体热核演化的重要作用 在原始恒星中在原始恒星中,小质量恒星的中心密度较高。随着形成恒星的星云小质量恒星的中心密度较高。随着形成恒星的星云引力收缩引力收缩,原始恒星中心温度不断上升的同时，其中心密度也随着原始恒星中心温度不断上升的同时，其中心密度也随着进一步增加。所以，进一步增加。所以，对于质量太小的恒星对于质量太小的恒星(例如，当恒星质量低于例如，当恒星质量低于0.07M 时时)，当它们的中心温度尚未上升到氢燃烧的点火温度当它们的中心温度尚未上升到氢燃烧的点火温度(1.0107K)时时,其物质密度也因星体收缩而远远超过了电子简并其物质密度也因星体收缩而远远超过了电子简并条件的密度值条件的密度值此后星体内电子简并压强已足以抗拒星体自引力的压缩，恒星不再此后星体内电子简并压强已足以抗拒星体自引力的压缩，恒星不再收缩，其中温度也不会再上升。因而其中心温度始终低于氢燃烧的收缩，其中温度也不会再上升。因而其中心温度始终低于氢燃烧的点火温度。这些恒星内部也不能点燃前述能源序列中的任何核燃烧。点火温度。这些恒星内部也不能点燃前述能源序列中的任何核燃烧。这些恒星的光度远远低于以核燃烧为其能源的主序星的光度，这类这些恒星的光度远远低于以核燃烧为其能源的主序星的光度，这类光度很低的恒星称为褐矮星光度很低的恒星称为褐矮星(BrownStar)耀星和氦闪耀星和氦闪在原始小质量恒星收缩过程中，假如其中心温度在原始小质量恒星收缩过程中，假如其中心温度Tc达到达到H燃烧大规燃烧大规模进行的点火温度旁边时，正好物质密度也接近或达到上述简并密模进行的点火温度旁边时，正好物质密度也接近或达到上述简并密度，则由于简并物质中的热核燃烧是不稳定的，它将导致局部爆炸度，则由于简并物质中的热核燃烧是不稳定的，它将导致局部爆炸性的性的H燃烧。不过，它并不会导致整个星体爆炸。近年来在天文观燃烧。不过，它并不会导致整个星体爆炸。近年来在天文观测上发觉某些低光度恒星亮度出现短暂的闪亮，人们认为它正是这测上发觉某些低光度恒星亮度出现短暂的闪亮，人们认为它正是这种正在形成的小质量恒星在弱种正在形成的小质量恒星在弱(电子电子)简并状态下氢燃烧起先点火时简并状态下氢燃烧起先点火时出现的氢出现象出现的氢出现象,称为耀星。称为耀星。对于中、小质量恒星对于中、小质量恒星(0.5(M/M)2.2)从从H燃烧较平稳地转变为燃烧较平稳地转变为He燃烧阶段。燃烧阶段。恒星内部的平稳核燃烧恒星内部的平稳核燃烧核核燃燃烧烧核核燃燃料料主要主要产产物物Tnuc(0K)g/cm3产产能率能率释释能率能率(erg/g)燃燃烧时标烧时标(年年)H燃燃烧烧1H4He(14N)(CNO)(1-2)E7(PP)2.0E7(CNO)102T4(PP链链)(T7=1.4）T16.7(CNO)(T7=2.0)6.4E181E12(0.2M)1.2E10 (1M)1E7(15M)1E5(50M)He燃烧燃烧4He12C(中小中小质质量恒星量恒星)16O (22Ne)1-3E8103-104T40(T8=1.0)12C+16O)2E5(T8=1.3)4E3(T8=1.5)(=1.0E4)C燃燃烧烧12C20-22Ne(23Na)24-26Mg(27Al)28Si8.8E8(1-2)E5T27(T9=1.0)4.0E1712年年(无无对对流流)Ne燃燃烧烧20Ne16O,24Mg(Mg-P）1.5E91E6T49(T9=1.5)1.1E1740天天(无无对对流流)几年几年(对对流流)O燃燃烧烧16O24Mg-32S(直到直到铁铁族元素族元素)2.1E9(3-5)E6T33(T9=2.0)5.0E176天天(对对流流)Si燃燃烧烧24Mg-32S铁铁族族元素元素3.5E91E7T47(T9=3.5)1.9E17几小几小时时(无无对对流流)1天天(对对流流)爆炸性核燃烧条件爆炸性核燃烧条件 1)1)热核燃烧的速率特别快，以致于热核燃烧的时标热核燃烧的速率特别快，以致于热核燃烧的时标(nuc)nuc)短于星短于星体因自引力作用体因自引力作用(忽视压强忽视压强)的自由坍缩时标的自由坍缩时标(ff)ff)2)2)在时标在时标 nuc nuc 内热核燃烧所释放的总能量必需超过星体本身的内热核燃烧所释放的总能量必需超过星体本身的自引力束缚能自引力束缚能 核燃烧单位质量物质在核燃烧单位质量物质在1 1秒钟内释放的核能秒钟内释放的核能 恒星的热核演化恒星的热核演化太阳太阳太阳内部主要热核反应太阳内部主要热核反应PP反反应链应链(H-燃燃烧烧)太阳中微子问题太阳中微子问题CNO循环循环(中、大质量主序星内部中、大质量主序星内部H-燃燃烧烧)太阳太阳R地球地球 6370公里公里1g/cm3从很远处看从很远处看,太阳是一个黄色的矮星太阳是一个黄色的矮星太阳状况太阳状况Tc(1.4-1.5)10(1.4-1.5)107 7 K Kc c(50-100)g/cm3H:X0.68He:Y0.30 Z0.02(C、N、O以上重元素以上重元素)太阳能源太阳能源 太阳中心区域内持续不断的热核燃烧太阳中心区域内持续不断的热核燃烧。41H4He由由Einstein的质量的质量-能量关系式能量关系式E=Mc2Mc2=4M(1H)M(4He)c2=26.73MeV同时释放同时释放26.73MeV的能量的能量。(续)太太阳阳内内部部每每秒秒钟钟都都有有7,750万万吨吨的的氢氢在在这这种种热热核核爆爆炸炸过过程程中中转转化化为为氦氦,正正是是由由于于这这种种热热核核燃燃烧烧维维持持着着太阳巨大的光度。太阳巨大的光度。太阳内部大规模的热核燃烧已经持续了太阳内部大规模的热核燃烧已经持续了45亿年。亿年。估计它还可以这样稳定地再燃烧估计它还可以这样稳定地再燃烧50亿年左右。亿年左右。在恒星世界中太阳是一个一般的恒星。在恒星世界中太阳是一个一般的恒星。恒星内部热核燃烧与演化恒星内部热核燃烧与演化一颗恒星的演化史本质上就是它内部核心区域的一颗恒星的演化史本质上就是它内部核心区域的热核热核(燃烧燃烧)演化史。大质量恒星演化进程将先后经演化史。大质量恒星演化进程将先后经历一系列热核燃烧阶段历一系列热核燃烧阶段:H燃烧燃烧(稳定核燃烧稳定核燃烧,主序星主序星):):核合成主要结果核合成主要结果:41H4He1.PP反应链反应链-Tc1.6 107K小质量恒星小质量恒星:M1.1M 对太阳对太阳(),稳定燃烧稳定燃烧100亿年亿年太阳内部主要热核反应太阳内部主要热核反应强大的中微子源强大的中微子源pp链链:氢氢(质子质子)合成氦合成氦(粒子粒子)小质量小质量(M 1.1 M(M 2 107K)中，大质量中，大质量(M 1.1 M(M 1.1 M)恒星的氢燃烧恒星的氢燃烧 20Na 0.446sNe-Na循环循环 (p,)18Ne19Ne20Ne(p,)1.675s17.3s+17F18F19F64.5s109.8m14O15O16O17O18O70.6s122s13N14N15NAZ稳定核素稳定核素9.96mAY放射性核素放射性核素1/212C13C主序后恒星晚期的热核演化主序后恒星晚期的热核演化恒星在赫罗图上的演化 恒星的一生就是一部和引力斗争的历史！恒星在一生的演化中总是试图处于稳定状态（流体静力学平衡和热平衡）。当恒星无法产生足够多的能量时，它们就无法维持热平衡和流体静力学平衡，于是开始演化。4He+4He 8Be+8Be+4He 12C+8Be是特别不稳定的同位素，分裂成两个是特别不稳定的同位素，分裂成两个4He的时标仅为的时标仅为10-12s。但它。但它在分裂前有确定概率再吸取一个在分裂前有确定概率再吸取一个粒子粒子而转变为而转变为12C3反应反应氦燃烧氦燃烧(主序后的红巨星阶段主序后的红巨星阶段)T108K105 g/cm3,10-6 g/cm3红巨星的结构红巨星的结构当核心温度渐渐升到当核心温度渐渐升到108K，三三alpha反应可以进行，则进入反应可以进行，则进入另一个演化阶段。另一个演化阶段。中、小质量恒星的演化图象中、小质量恒星的演化图象H-燃燃烧烧红巨星红巨星He-燃燃烧烧主序星主序星C-O核心核心He-燃烧燃烧壳层壳层H-燃烧燃烧壳层壳层白矮星白矮星1324Spirograph nebulaRing NebulaCats Eye NebulaAGB星星He燃烧阶段的关键疑难问题燃烧阶段的关键疑难问题核反应核反应12C(,)16O 12C(,)16O 的截面的截面?不确定性达到不确定性达到3 3倍。倍。,(12C),(12C)的的 截面因子截面因子 S0=S(Eeff=0.3MeV)S0=S(Eeff=0.3MeV)假如选取假如选取 S0=0.10 MeV-barn(1975-1988 S0=0.10 MeV-barn(1975-1988 国际推国际推 荐值荐值)则则HeHe燃烧结束后燃烧结束后 核产物核产物12C 12C 的丰度超过的丰度超过30%30%以上，以上，M 8 M M 8 M 的中，大质量恒星核心区将会先后发生的中，大质量恒星核心区将会先后发生 C C燃烧燃烧,Ne,Ne燃烧和燃烧和O O 燃烧。燃烧。b)b)假如选取假如选取 S0=0.39 MeV-barn(S0=0.39 MeV-barn(德国德国 Mester Mester高校试验测定值高校试验测定值)或或 S0=0.28 MeV-barn(S0=0.28 MeV-barn(美国美国CaltechCaltech探讨小组测定值探讨小组测定值)则至少对则至少对 M 20 M M 20 M 的大质量恒星，的大质量恒星，HeHe燃烧之后，燃烧之后，12C 12C 的丰的丰度低于度低于8%8%，在恒星核心收缩的过程中，这些少量的，在恒星核心收缩的过程中，这些少量的12C12C将随之而将随之而燃烧光，不构成一个单独的核燃烧阶段。也就是说，它将越过燃烧光，不构成一个单独的核燃烧阶段。也就是说，它将越过C C、Ne(Ne(它总伴随着它总伴随着C C燃烧燃烧)燃烧阶段而干脆进入燃烧阶段而干脆进入O O燃烧阶段。燃烧阶段。氦燃烧以后恒星内部的核燃烧氦燃烧以后恒星内部的核燃烧碳燃烧碳燃烧:1212C+C+1212C C 氖燃烧氖燃烧:光致碎裂反应导致元素重新组合光致碎裂反应导致元素重新组合氧燃烧氧燃烧:16O+16O硅燃烧硅燃烧(硅熔化硅熔化):):光致碎裂反应导致元素重新组合光致碎裂反应导致元素重新组合 铁族元素的核合成铁族元素的核合成 它们基本上都是由放热核反应组成它们基本上都是由放热核反应组成(作为恒星强大辐射的能源作为恒星强大辐射的能源)。M/M最后归宿最后归宿质量非常小质量非常小恒恒 星星 30经历经历H,He,C,Ne,O,Si等各燃烧阶段等各燃烧阶段超新星超新星爆发爆发黑洞黑洞?不同质量恒星的演化和归宿不同质量恒星的演化和归宿恒星在赫罗图上的演化 恒星的一生就是一部和引力斗争的历史！恒星在一生的演化中总是试图处于稳定状态（流体静力学平衡和热平衡）。当恒星无法产生足够多的能量时，它们就无法维持热平衡和流体静力学平衡，于是开始演化。恒星演化通常要经验：核心氢燃烧的主序星阶段(Main Sequence)核心氢燃烧枯竭后的红巨星阶段(Red Giant Branch)核心氦燃烧枯竭后的渐进巨星支阶段(Asymptotic Giant Branch)热脉冲形成行星状星云和白矮星(m8m )；或者进入碳主序 大质量恒星形成洋葱结构 经历氦闪或不经历氦闪进入核心氦燃烧的水平支阶段(He core flash and Horizontal Branch)质量越大的恒星寿命越短，越早脱离主序。赫罗图脱离主序的位置对应星团的年龄。影响恒星演化的重要物理因素影响恒星演化的重要物理因素 一、核燃烧因素一、核燃烧因素二星体核心简并性的影响二星体核心简并性的影响三对流作用三对流作用四星体脉动（脉动变星）与四星体脉动（脉动变星）与AGB星的热脉冲星的热脉冲五、恒星的星风五、恒星的星风六、引起恒星核心坍缩的主要物理因素六、引起恒星核心坍缩的主要物理因素1)铁族元素原子核上的电子俘获过程铁族元素原子核上的电子俘获过程(II型超新星核心型超新星核心)2)广义相对论效应广义相对论效应(大质量白矮星大质量白矮星)3)电子对湮灭的中微子放射过程电子对湮灭的中微子放射过程(超巨质量恒星超巨质量恒星)4)高温下重原子核的光致裂解过程高温下重原子核的光致裂解过程(协助作用协助作用)影响恒星演化探讨的三种不确定性因素影响恒星演化探讨的三种不确定性因素:1)热核反应率的不确定性热核反应率的不确定性2)恒星内部恒星内部(主要在接近表面旁边主要在接近表面旁边)的对流理论不确定性的对流理论不确定性3)恒星星风的不确定性恒星星风的不确定性重元素重元素的核合成的核合成硅燃烧核合成的主要特征硅燃烧核合成的主要特征:1)1)从从24Mg 24Mg 40Ca 40Ca 之之间间，元元素素丰丰度度以以各各个个 -核核 (即即由由粒子整数倍组成的原子核粒子整数倍组成的原子核)为主为主2)2)45 45 A A 50 50 之之间间的的元元素素丰丰度度都都较较低低 (达达 “极极 小小”)”)3)3)元素丰度曲线在铁族元素处出现峰值。元素丰度曲线在铁族元素处出现峰值。经经过过完完全全硅硅燃燃烧烧之之后后，物物质质达达到到e-e-平平衡衡(原原子子核核之之间间达达到到热热统统计计衡衡),),各各核核素素之之间间的的相相对对丰丰度度由由核核统统计计平平衡衡的的SahaSaha公公式式来来确确定定。在在温温度度不不太太高高(T(T 70)(A70)是不行能通过荷电粒子之是不行能通过荷电粒子之间的聚变核反应来合成的。这是因为带正电的原子核之间间的聚变核反应来合成的。这是因为带正电的原子核之间的的Coulomb Coulomb 排排斥斥位位垒垒高高度度正正比比于于两两碰碰撞撞核核的的核核电电荷荷的的乘乘积积:当当靶靶核核超超过过铁铁族族元元素素时时，为为了了克克服服如如此此强强大大的的CoulombCoulomb排排斥斥位位垒垒,星星体体中中心心温温度度必必需需超超过过1 1 1010 1010 K K,而而在在如如此此高高温温下下,按按PlanckPlanck分分布布的的高高能能 光光子子早早就就把把原原子子核核打打碎碎了了。即即光光致致裂裂变变反反应应更更为为有有效效地地 阻阻挡挡更更重重核核素素的的合合成成。它它们们只只能能通通过过中中子子俘俘获获过过程程(不不存存在在CoulombCoulomb排排斥斥位位垒垒的的阻阻碍碍)来合成。来合成。感谢大家感谢大家