核天体物理2.ppt

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1、第一章第一章恒星的热核演化恒星的热核演化一一颗颗恒恒星星的的演演化化史史本本质质上上就就是是它它内内部部核核心心区区域域的的热热核核(燃燃烧烧)演化史。大质量恒星演化演化史。大质量恒星演化进进程程:先先后后经经历历氢氢燃燃烧烧，氦氦燃燃烧烧，碳碳燃燃烧烧，氖氖燃燃烧烧，氧氧燃燃烧烧以及以及硅燃烧硅燃烧等热核燃烧阶段。等热核燃烧阶段。它它们们基基本本上上都都是是由由放放热热核核反反应应组组成成，作作为为恒恒星星强强大大辐辐射射的能源。的能源。其其中中氢氢，氦氦，碳碳，氧氧各各核核燃燃烧烧都都是是由由同同类类原原子子核核之之间间的的聚变核反应，聚变核反应，H燃烧燃烧阶段对应於恒星演化的主星序阶段阶

2、段对应於恒星演化的主星序阶段:而而氖氖燃燃烧烧和和硅硅燃燃烧烧则则是是由由光光致致裂裂变变反反应应诱诱导导的的核核素素重重新新组合。例组合。例:Ne燃烧燃烧:g g+20Ne16O+a a20Ne(a a,g g)24Mg(a a,g g)28Si(a a,g g)32S不同质量恒星的热核演化A)点燃核燃烧的临界点燃核燃烧的临界(极小极小)质量质量热核燃烧点火条件热核燃烧点火条件:TcTnucTc:星体中心温度星体中心温度Tnuc:核燃烧的点火温度核燃烧的点火温度热热核核燃燃烧烧的的点点火火温温度度是是由由核核物物理理的的微微观观性性质质来来决决定定的的，它它可可以以从从入入射射核核的的热热运

3、运动动能能(考考虑虑隧隧道道效效应应)大大约约等等于于库库仑仑位垒高度的位垒高度的(5-10)%来估算来估算:kTnucE库仑库仑,(1-2)10-4E库仑库仑Z1Z2e2/Rnuc20Z1Z2/A1/3MeVD)主序后恒星内部的热核演化主序后恒星内部的热核演化0.07M M0.5M 内的恒星内的恒星:缓慢地经历了氢燃烧阶段之后缓慢地经历了氢燃烧阶段之后,不再能点燃氦燃烧。不再能点燃氦燃烧。最后将演变成为一颗氦白矮星最后将演变成为一颗氦白矮星(当前无观测效应当前无观测效应)。它们的氢燃烧时标长于目前宇宙的年龄，它们的氢燃烧时标长于目前宇宙的年龄，M12M 的恒星的恒星:经历从氢经历从氢,氦，碳

4、，氖，氧燃烧直到硅燃烧的完全核燃烧过程。氦，碳，氖，氧燃烧直到硅燃烧的完全核燃烧过程。某些质量范围的恒星的核燃烧点火过程相当复杂某些质量范围的恒星的核燃烧点火过程相当复杂:M(0.5-2.2)M 内的恒星内的恒星:在在核核心心氢氢燃燃烧烧结结束束后后的的引引力力收收缩缩过过程程中中，其其中中心心温温度度虽虽然然可可以以上上升升到到氦氦燃燃烧烧的的点点火火温温度度(1.0108K),但但这这时时物物质质密密度度也也增增加加到到简简并并密密度度值值附附近近(称称为为弱弱简简并并)。简简并并物物质质中中的的核核燃燃烧烧在在热热力力学学上上是是极极剧剧不不稳稳定定的的。这这些些恒恒星星核核心心氦氦燃燃

5、烧烧的的点点火火是是具具有有较较为为局局部部猛猛烈烈爆爆炸炸性性质质的的(但但它它还还不不至至于于使使整整个个星星体体爆爆炸炸)，它它将将使使恒恒星星的的光光度度呈呈现现短短时时间间的的猛猛烈烈闪闪耀耀，称称为为氦氦闪闪。氦氦闪闪之之后后，恒恒星星核核心心在在更更高高的的温温度度下下进进行较平稳的氦燃烧。行较平稳的氦燃烧。M(5-6)M-8M 范围内的恒星范围内的恒星:在在氦氦燃燃烧烧结结束束后后，核核心心区区的的碳碳燃燃烧烧的的点点火火也也因因物物质质的的弱弱简简并并性性质质而具有局部爆炸性质，称为而具有局部爆炸性质，称为碳闪碳闪。M M(8-12)M(8-12)M 的恒星的恒星:碳燃烧结束

6、后可能出现经历爆炸性的氖碳燃烧结束后可能出现经历爆炸性的氖,氧燃烧氧燃烧,这些爆炸性的氖这些爆炸性的氖,氧燃烧是否会立即引起超新星的爆发氧燃烧是否会立即引起超新星的爆发?尚在研究与争论之中。尚在研究与争论之中。爆炸性核燃烧爆炸性核燃烧峰值峰值温度温度(109K)峰值峰值密度密度(g/cm3)燃烧时燃烧时标标(秒秒)核核合成主要特征合成主要特征备注备注H燃烧燃烧0.03-0.31.0E3-1.0E4 1015N14N(高温高温CNO)Ne-Na循环循环,Mg-Al链链He燃烧燃烧1.0-3.01.0E4-1.0E5 0.72某些核素某些核素(39K、44Ca、46-48Ti、51V、52Cr、6

7、1Ni、78Kr)超超产因子太高产因子太高(103-104)排除爆炸性排除爆炸性He燃烧为燃烧为SNIa的的主要热核过程主要热核过程C燃烧燃烧1.8-2.31E51.44646Ca,Ca,3636S S的超产因子太高的超产因子太高(分别超过分别超过10103 3或约为或约为500)500)SNIa爆发从爆爆发从爆炸性碳燃烧开炸性碳燃烧开始始,继而爆炸继而爆炸性不完全性不完全Si燃燃烧烧Ne燃烧燃烧1.3-3.05.5E50.6通过通过Mg-AlMg-Al反应链能够有效地合成反应链能够有效地合成 2626Al,Al,SNII产生的产生的26Al都来自爆炸性都来自爆炸性NeNe燃烧壳层燃烧壳层O燃

8、烧燃烧1.1-3.92.2E60.3燃燃烧烧产产物物以以28Si,32S,36Ar,40Ca为为主主，其富中子同位素的丰度很低。其富中子同位素的丰度很低。Si燃烧燃烧4.0 2.0E70.1(Tp5.0)完完 全全硅硅燃燃烧烧:核核素素按按NSE分布分布爆炸性核燃烧条件爆炸性核燃烧条件(1)1)热热核核燃燃烧烧的的速速率率非非常常快快，以以致致于于热热核核燃燃烧烧的的时时标标(t tnuc)短短于于星星体体因自引力作用因自引力作用(忽略压强忽略压强)的自由坍缩时标的自由坍缩时标(t tff)t tnuct tfft tnuc(1,2)=N21,2-1为为靶靶核核(1)受受到到入入射射核核(2)

9、轰轰击击的的平平均均寿寿命命,N2为为入入射射核核的的数数密密度度，1,2是经过是经过Maxwell热速度平均后的核反应截面。热速度平均后的核反应截面。t tff=446-1/2秒秒。(超新星爆发前夕核心的质量密度超新星爆发前夕核心的质量密度 c(3-5)109g/cm3)爆炸性核燃烧条件爆炸性核燃烧条件(2)2)在在时时标标t tnuc内内时时热热核核燃燃烧烧所所释释放放的的总总能能量量必必须须超超过过星星体体本身的自引力束缚能本身的自引力束缚能:Enuc|W WG|Enuc=(d nuc/dt)t tnucMcoreW WGGM2/Rd nuc/dt:核燃烧单位质量物质在核燃烧单位质量物质

10、在1 1秒钟内释放的核能秒钟内释放的核能M:M:恒星的总质量恒星的总质量Mcore:核燃烧的核心区质量核燃烧的核心区质量R:R:星体半径星体半径G:G:引力常数。引力常数。各种质量恒星的演化表各种质量恒星的演化表m=M/Mm=M/M主序主序星阶段星阶段主序后主序后阶段阶段归宿归宿非常小非常小质量星质量星0.07不能点燃不能点燃H H燃烧燃烧(无主序阶段无主序阶段)Tc10103 3 g/cm g/cm3 3 褐矮星褐矮星小小质质量星量星0.070.51.1下下 半半 主主 序序:PP链链;光光 度度 低低;Tc,Te低低;L L M M2 2;主主序序时时标标109年年;无无对对流流核核;薄薄

11、的的表表面面对对流流区区;He燃燃烧烧阶阶段段，外外部部对对流流区区向向内延伸很深。内延伸很深。m0.5(强强(电电子子)简简并并核核心心)不不能点燃能点燃He燃烧燃烧0.5m109年年平平稳稳地地点点燃燃He燃燃烧烧，不不出出现现He闪闪;不能点燃不能点燃C燃烧燃烧He燃烧结束后经历红巨星的燃烧结束后经历红巨星的AGBAGB星阶段星阶段:经历热脉冲。热经历热脉冲。热脉冲周期脉冲周期:103年。至少经历几年。至少经历几十次热脉冲后大量抛射物质十次热脉冲后大量抛射物质把星体包层全部抛光把星体包层全部抛光;慢中子过程核合成重元素慢中子过程核合成重元素(中中子源子源:22Ne)C-O白白 矮矮 星星

12、+行行星星状状星云星云(大大 质质量量白白矮矮星星 为为SNIa的的前身星前身星m=M/Mm=M/M 主序主序主主序后序后归宿归宿准大准大质质量恒星量恒星812上半上半主序主序演化图像复杂。依据星体质量的不同演化图像复杂。依据星体质量的不同,可可能分别演化最后经历爆炸性能分别演化最后经历爆炸性C燃烧燃烧,或爆或爆炸性炸性Ne燃烧燃烧,或爆炸性或爆炸性O燃烧燃烧,可能会可能会导导致整个星体爆炸致整个星体爆炸?超新星超新星?较大质较大质量恒星量恒星1225上半主序上半主序SNII前前身星标身星标准星准星经历所有可能的核燃烧经历所有可能的核燃烧 硅燃烧后铁核心硅燃烧后铁核心:mc(1.13 1.2)

13、,c(3-5)109g/cm3,T Tc c5510109 9K K EC过程大量发生过程大量发生,导致星体核心坍缩。导致星体核心坍缩。SNII爆发爆发,核心坍缩形核心坍缩形成中子星成中子星质量很质量很大恒星大恒星30(70-80)Tc,7(7-9)辐射压占辐射压占相当比例相当比例WR星星:强强大星大星风风吹吹掉星体包掉星体包层层辐射压占相当比例辐射压占相当比例;高光度兰变星高光度兰变星;HeHe燃燃烧烧的核的核产产物以物以1616O O为为主，主，1212C C的含量可能低于的含量可能低于8%8%,He,He燃烧后恒星可能越燃烧后恒星可能越过过C,C,NeNe 燃燃烧烧而直接而直接进进入入O

14、 O燃燃烧阶烧阶段。段。电子俘获过程引起电子俘获过程引起SiSi燃烧后的铁核心坍缩燃烧后的铁核心坍缩,导导致超新星爆致超新星爆发发 SNIb+中心残骸中心残骸(黑洞黑洞?)质量非质量非常巨大常巨大的恒星的恒星100辐射压为辐射压为主主;广义广义相对论引相对论引起星体坍起星体坍缩并大量缩并大量抛射物质抛射物质在在坍坍缩缩过过程程中中发发生生(高高温温)H,He燃燃烧烧呈呈现现强强烈烈脉动不稳定性脉动不稳定性,He,He燃烧后直接进入燃烧后直接进入O O燃烧阶段燃烧阶段Tc2 109 K ,可能发生爆炸性可能发生爆炸性O O燃烧燃烧,电电子子对对湮湮灭灭和和广广义义相相对对论论效效应应,导导致致星

15、星体坍缩体坍缩。寿命短于寿命短于50万年。万年。核心直核心直接坍缩接坍缩成黑洞成黑洞历史上的超新星历史上的超新星爆发时间(AD)光度极大星等发现者遗迹185?-8中国天文学家RCW 86393-1中国天文学家837?-8?中国天文学家IC 4431006-10中/阿天文学家SN 10061054-5中中/日天文学家日天文学家CrabNebula1181-1中/日天文学家3C 581572-4Tycho BraheTycho1604-3KeplerKepler16805?John lamsteedCas A1987+2.9Ian SheltonSN 1987A1054超新星遗迹超新星遗迹-蟹状星

16、云蟹状星云(Crab)及其脉冲星及其脉冲星(PSR0531)近代超新星研究的序幕近代超新星研究的序幕1934年年Baade&Zwicky在对河外星系的超新星进行系统地观测研在对河外星系的超新星进行系统地观测研究的基础上，在究的基础上，在1/3页的短论文中提出了四个完全崭新的重要预言页的短论文中提出了四个完全崭新的重要预言，它不仅正式提出中子星的观念，它不仅正式提出中子星的观念,而且创见性地以超新星为枢纽把而且创见性地以超新星为枢纽把它同恒星死亡、中子星、高能宇宙线的起源联系起来。它同恒星死亡、中子星、高能宇宙线的起源联系起来。恒星死亡恒星死亡超新星爆超新星爆发发中子星中子星超新星爆超新星爆发发

17、高能宇宙高能宇宙线线的起源的起源1942年年Gamow利用利用Urca过程机制来探讨大质量恒星晚期核心坍过程机制来探讨大质量恒星晚期核心坍缩的可能性缩的可能性1960年丘宏年丘宏义义等人首先研究大等人首先研究大质质量恒星内正量恒星内正负电负电子子对对湮湮灭发灭发射中射中微子微子对过对过程并提出它可能程并提出它可能导导致超新星爆致超新星爆发发。这实际这实际拉开了拉开了现现代高代高能天体物理理能天体物理理论论研究的序幕。研究的序幕。1966年年Colgate从流体动力学出发从流体动力学出发,首次从解析角度探讨了超新星首次从解析角度探讨了超新星核心坍缩的动力学过程。正式拉开了现代超新星研究的序幕核心

18、坍缩的动力学过程。正式拉开了现代超新星研究的序幕2.1 超新星分类1.核心坍缩型超新星(SNII、SNIb,、SNIc)2.吸积白矮星的热核爆炸型超新星(SNIa)光谱光谱 H/无无H(光极大)SNIISNI光变曲线形状光变曲线形状Si(SiII 6355,吸收线吸收线)/无无Si(He线很弱线很弱)IILIIPSN1987ASN1987KHe(5876,吸收线吸收线)/无无HeIaIbIc晚期晚期(6个月以后个月以后)光谱光谱:H/无无HSNIISNIO/HO/无无OSN1987KIb,IcIa(H,O,Ca)(H,Ca)(O,Ca)(Fe,Co)光谱观测的推论光谱观测的推论1.SNI(a,

19、b,c)爆发前后恒星物质基本上不含氢。爆发前后恒星物质基本上不含氢。其前身星或者为白矮星、或者为其前身星或者为白矮星、或者为WR(WolfRayet)星。星。(WR星星:M主序主序30M,T,Tc c (7-9)(7-9)10107 7 K K 强大星风将氢大气包层强大星风将氢大气包层(甚至氦包层甚至氦包层)全部吹掉全部吹掉)2.SNI2.SNIa a 大气中大气中 He He 含量很低。但含量很低。但 (外层大气中外层大气中)Si)Si元素不少。元素不少。3.SNI3.SNIb b大气中主要成分是大气中主要成分是HeHe4.SNII4.SNII爆前恒星外层以爆前恒星外层以 H H为主为主,其

20、次为其次为O O。5.SNII+SNI5.SNII+SNIb b+SNI+SNIc c产生大量的产生大量的 O,O,而而SNISNIa a几乎不产生几乎不产生 O O6.SNI6.SNIa a爆炸过程中核合成最后产生并向外抛射大量的爆炸过程中核合成最后产生并向外抛射大量的 FeFe M(Fe)M(Fe)(0.6-1.25)(0.6-1.25)M/SNI/SNIa a 但但 SNIISNII、SNISNIb b、SNISNIc c 抛向太空的抛向太空的FeFe很少很少 M(Fe)M(Fe)0.1 0.1 M/SNII/SNIIC)空间分布空间分布 SN Ia SN Ib SN II 旋涡星系和椭

21、园 只出现在旋涡星系或不规则星系星系内均有 同恒星形成区(H II区)相联系在旋涡星系中，同旋臂明显相关同旋臂不相关 前身星前身星(同光谱特征相结合的推论)双星系统中 WR星星较大质量主序星较大质量主序星吸积白矮星 M主序30 M 8M8M主序主序/M3030D)爆发能量爆发能量总辐射能总辐射能 Er1049 ergs (对各类超新星)抛射物总动能抛射物总动能:EK1051ergs(对各类超新星)104Km/sSNIa:Vmax104Km/sSNII:一般一般:Vmax104Km/sSN1987A:Vmax3104Km/s(引力引力)束缚能束缚能:EB(0.51.0)1051ergs(对各类超

22、新星)爆发总能量爆发总能量:SNIa:E总总=Er+EK+EB1051ergsSNII:中微子暴中微子暴:E 1053ergs(SN1987A)(核心坍缩成中子星核心坍缩成中子星)E总总1053ergsE)爆发频率爆发频率银河系内肉眼可见超新星爆发频率:q肉眼 1/(400年)(由于银河系内星际介质挡光，绝大多数超新星肉眼看不见)各种统计方法推论 q总总(1/25 1/30)年-1 SN Ia 爆发频率:1990年以前认为:qSNIaqSNII难以克服的矛盾难以克服的矛盾:由由M(56Fe)(0.61.25)M /SNISNIa a M(56Fe)(30-40)M )SN II:质量较大恒星:

23、8 M M M主序主序 25 d /dt2)温度达到核反应点火温度温度达到核反应点火温度TTnucE库仑库仑/kB,(0.050.1)E库仑库仑=Z1Z2e2/Rnuc20(Z1Z2/A1/3)MeV一旦核反应点火一旦核反应点火局部失控热核反应局部失控热核反应(白矮星简并物质特性白矮星简并物质特性)亚声速爆燃波亚声速爆燃波(向外传播向外传播)超声速爆轰波超声速爆轰波爆炸性爆炸性C燃烧燃烧爆炸性爆炸性(不完全不完全)Si燃烧燃烧铁族元素铁族元素整个星体热核爆炸条件整个星体热核爆炸条件:(基本炸光，不遗留致密残骸基本炸光，不遗留致密残骸)1)nucEBGM2/R31051erg人人们们在在SNIa

24、模模拟计拟计算算时时,采用采用c3109g/cm3,Tc2108K时时C燃燃烧烧点火，迅速点火，迅速发发展成展成为为失控失控C燃燃烧烧。SNIa疑难问题疑难问题:1.前身星前身星?1)M(WD)Mch=5.86Ye2M M 1.38M M (C-O(C-O白矮星白矮星)R(WD)R(WD)1600 km 1600 km2)2)吸积率吸积率(吸积率条件要求适中吸积率条件要求适中)dMdMH H/dt/dt 10-9M M /yr/yr 新星爆发新星爆发(表面壳层爆炸性氢燃烧表面壳层爆炸性氢燃烧)dMdMH H/dt/dt 10-6M M /yr /yr 出现氢燃烧壳层而形成红巨星包层出现氢燃烧壳

25、层而形成红巨星包层 (它逐渐将白矮星同其伴星结合在一起它逐渐将白矮星同其伴星结合在一起 共生星共生星)dMdMH H/dt/dt(dMdMH H/dt)/dt)EddEdd 10-5M M /yr /yr 直接形成共生星直接形成共生星dMdMH H/dt/dt(10-9-10-6)M M /yr /yr SNIa问题问题:共生星能否导致共生星能否导致SNIa?或或导致白矮星直接坍缩成中子星而不呈现剧烈的超新星爆发导致白矮星直接坍缩成中子星而不呈现剧烈的超新星爆发?3)光谱分析发现光谱分析发现:双星中大质量白矮星双星中大质量白矮星(M1.30M M )几乎都是几乎都是 O-Ne-MgO-Ne-M

26、g白矮星白矮星(约约占白矮星总数的占白矮星总数的1/4)。而目前。而目前SNIa理论中标准模型是爆发的理论中标准模型是爆发的C-O白矮星。吸积的白矮星。吸积的O-Ne-MgO-Ne-Mg白矮星最后结局是白矮星最后结局是SNIa的爆发的爆发?或是坍或是坍缩成中子星缩成中子星?尚在研究与争论之中。尚在研究与争论之中。SNIa疑难问题疑难问题:2.白矮星核心晶体状态白矮星核心晶体状态?白矮星物质呈现为晶格点阵的固体状态。白矮星物质呈现为晶格点阵的固体状态。Z2e2/(akT)(库仑相互作用能/热运动能)a:晶格常数(离子间平均距离),ne:自由电子数密度 ne(4/3)a3=1,ne =NA/e,(

27、电子平均分子量)e =Ye-1 当当 c155时时(完全电离完全电离)等离子体物质固体化。等离子体物质固体化。C-O混合固体物质三种可能的状态混合固体物质三种可能的状态:1)C,O处于分离状态处于分离状态:O集中在核心区，集中在核心区，C集中在外围区域。集中在外围区域。2)C,O处于相互混合状态处于相互混合状态:无序晶体无序晶体3)C,O处于相互混合状态处于相互混合状态:有序晶体有序晶体1989年研究表明年研究表明:微观上微观上C,O分离所消耗能量低于总能量的分离所消耗能量低于总能量的1%。现。现有的研究无法判断有的研究无法判断C,O是否分离，更无法断定处于何种类型晶体。是否分离，更无法断定处

28、于何种类型晶体。问题的严重性问题的严重性:不同类型的固体状态决定了坍缩白矮星核心碳燃烧不同类型的固体状态决定了坍缩白矮星核心碳燃烧点火的不同方式，甚至决定星体最后是整体爆炸还是继续坍缩点火的不同方式，甚至决定星体最后是整体爆炸还是继续坍缩(形形成中子星成中子星)的关键问题。的关键问题。SNIa疑难问题疑难问题:3.C燃烧点火地点和核反应类型燃烧点火地点和核反应类型?问题问题:1)C燃烧点火地点位于星体中心以外某处燃烧点火地点位于星体中心以外某处(center-off)(原因:等离子体的中微子发射率随物质密度增长而迅速增加,因而坍缩白矮星的中心温度增长较慢)2)点火的热核反应类型点火的热核反应类

29、型?a)通常的热核反应通常的热核反应(原子核之间的碰撞是由通常的热运动能量提供)b)致密物质核反应致密物质核反应(Pycnonuclear reaction)(原子核之间的碰撞是由晶格点阵的零点振动能提供的)核反应类型同核反应类型同C-O混合状态密切相关混合状态密切相关:1)无序无序C-O合金情形合金情形:如果 c(2-3)109g/cm3,Tc 2 108K通常热核反应通常热核反应 如果 c(0.95-1.5)1010g/cm3,Tc 1109K致密物质核反应致密物质核反应(白矮星中心密度迄今仍作为自由参量调节白矮星中心密度迄今仍作为自由参量调节)SNIa疑难问题疑难问题:3.(续续)2)C

30、-O有序合金情形有序合金情形C燃烧的点火被推迟到相当高密度时才出现。燃烧的点火被推迟到相当高密度时才出现。在在丰度丰度X(O)X(C)情形下，不会发生情形下，不会发生12C+12C反应，反应，只出现只出现12C+16O及及16O+16O反应反应。如果如果c21010g/cm3,则则16O原子核上电子俘获过程大原子核上电子俘获过程大量进行量进行,促进星体进一步坍缩促进星体进一步坍缩,核燃烧点火推迟到更高密核燃烧点火推迟到更高密度下度下,出现致密物质核反应。出现致密物质核反应。3)C-O分离情形分离情形:(内核为内核为O,外围为外围为C)一旦在交界面外的一旦在交界面外的C燃烧点火燃烧点火,它释放的

31、大量能量将使它释放的大量能量将使其温度远高于更外面区域，引起其温度远高于更外面区域，引起Schwartzschild对流。对流。对流驱动的对流驱动的Urca过程可能导致复杂结果。过程可能导致复杂结果。7.SNIa核合成问题核合成问题?SNIa光谱观测推断光谱观测推断:1)由光变曲线缓慢衰减和晚期最强的由光变曲线缓慢衰减和晚期最强的Fe光谱线光谱线SNIa爆发过程中爆发过程中核合成主要产物是核合成主要产物是56Ni2)由光极大时光谱由光极大时光谱SNIa产生产生适量的中量元素适量的中量元素(Si-Ca)延迟爆轰波理论的最大优点延迟爆轰波理论的最大优点:在在10M(主星)150多个HMXB中己发现

32、50多个x-ray脉冲星(其中光学主星多数为Be星)低质量低质量X-ray 双星双星(LMXB)中子星中子星(主星主星)充分演化的充分演化的红矮星红矮星(辅星辅星)M1.2M吸积盘吸积盘Roche 点点150多个LMXB中只发现5多个x-ray脉冲星。一般认为它们可能产生x-ray暴。例EXO0748-676EXO0748-676星周物质星周物质X-ray暴的源暴的源X射线双星X-ray双星双星X-ray脉冲星脉冲星周期为1-1000 s的规则脉冲星X-ray暴暴Frequent Outbursts of 10-100s durationwith lower,persistent X-ray

33、flux inbetweenI型型X射线暴射线暴Burst energy proportionalto duration of preceedinginactivity periodBy far most of the burstersII型型X射线暴射线暴Burst energy proportionalto duration of followinginactivity period“Rapid burster”and GRO J1744-28?(Bursting pulsar:GRO J1744-28)Others(e.g.no bursts found yet)第四章第四章:恒星内部元

34、素核合成恒星内部元素核合成H、He 元素主要由宇宙热大爆炸产生C、N、OSiCa.60(比铁重)元素核合成:1)约一半通过SNII爆发瞬间的快中子俘获过程产生2)另一半通过AGB星(晚期红巨星)内的慢中子俘获过程产生A)A70核素的生成核素的生成荷电原子核之间的热核燃烧荷电原子核之间的热核燃烧1.H燃烧燃烧:2.41H4HeMc2=4M(1H)M(4He)c2=26.73MeV1.1.同时释放同时释放26.73MeV的能量。的能量。2.PP反应链反应链-下半主序下半主序:(小质量恒星小质量恒星)(Tc核合成主要结果核合成主要结果:41H4He1.2.2.CNOCNO循环循环-上半主序上半主序

35、(中，大质量恒星中，大质量恒星););新星新星 PP反应链反应链1H(p,e+e)d(=0.283MeV)d(p,)3He86%(取取T=1.5107K)14%3He(3He,2p)4He3He(,)7BePPII(14%)PPIII(0.02%)PPI(T7(1.4-2.3)(T72.3)(T71.4)7Be(e-,e)7Li7Be(p,)8B(=0.80MeV)8B(e+e)8Be(=0.80MeV)7Li(p,)4He8Be2Qeff(MeV)26.2025.6619.17中微子损失中微子损失2.0%4.0%28.3%CNO循环循环 20Na 0.446sNe-Na循环循环 (p,)18

36、Ne19Ne20Ne(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重元素重元素(A70)核合成的慢中子俘获过程核合成的慢中子俘获过程(s-过程过程)1.慢中子俘获过程基本图像慢中子俘获过程基本图像A70直到直到82Pb208的重元素，大约一半都是通过的重元素，大约一半都是通过s-过程合成的。过程合成的。s-过过程程条条件件:自自由由中中子子的的浓浓度度较较低低，原原子子核核相相继继两两次次俘俘获获中中子子的的速率很慢，即相应的

37、时标相当长，使得速率很慢，即相应的时标相当长，使得n(A)n:(平均来说平均来说)接连两次俘获中子的时间间隔接连两次俘获中子的时间间隔:在在“稳稳定定谷谷”附附近近的的不不稳稳定定核核的的平平均均寿寿命命(大大多多在在1m-1年之间年之间,典型平均值在典型平均值在0.1年左右年左右)n-1=nn,:靶核的中子吸收截面靶核的中子吸收截面;nn:自由中子数密度。自由中子数密度。v:中子相对于靶核的热运动速度中子相对于靶核的热运动速度:vT=(kT/mn)1/23108T91/2cm/sec:对热中子的对热中子的Maxwell平均值平均值轻核和中子幻数的核素轻核和中子幻数的核素,n n 1mb;1m

38、b;n n(1616O)O)10 10-4-4mb远离中子幻数的重核远离中子幻数的重核:n 1b=110-24cm2s-过程过程n108/nn年年在红巨星核心或在红巨星核心或He燃烧壳层内燃烧壳层内nn108cm-3,n10年年在在条条件件(A)之之下下，经经典典的的s-过过程程的的基基本本假假设设是是:假假定定所所涉涉及及的的所所有有-不不稳稳定定核核，都都有有1016年年)。s-过程的中子源过程的中子源:AGB星星:M2.2M 22Ne(,n)25Mg或双脉冲或双脉冲大质量恒星大质量恒星(T3108K):22Ne(,n)25Mg有关反应有关反应13C(,n)16O的截面的截面(S)因子实验

39、得到的最新结果比目前因子实验得到的最新结果比目前在在s-过程中子源研究中使用的要小得多。最近过程中子源研究中使用的要小得多。最近,吴开谡吴开谡(2003,原子原子能研究院博士论文能研究院博士论文)利用这一最新实验结果计算了利用这一最新实验结果计算了13C(,n)16O的的天体核反应率，发现它比当前国际使用值要小天体核反应率，发现它比当前国际使用值要小2.37倍。倍。虽然虽然12C的中子俘获截面很小的中子俘获截面很小(1mb),但在但在AGB星星He燃烧壳层中燃烧壳层中3反应的主要产物反应的主要产物12C仍然起着中子毒素的作用仍然起着中子毒素的作用(12C(n,)13C),即它对中子源存在着明显

40、的毒化和慢化作用。即它对中子源存在着明显的毒化和慢化作用。上述两种因素相结合，必然对上述两种因素相结合，必然对AGB星内星内s-过程中子源和过程中子源和s-过程核过程核合成有相当大的影响合成有相当大的影响AGB星的模型必须要修改。星的模型必须要修改。太阳系元素丰度曲线中，太阳系元素丰度曲线中，s-过程的特征过程的特征:1)太阳系物质重元素丰度曲线的特征太阳系物质重元素丰度曲线的特征:a)同同N=50,82,126的幻数的幻数(中子闭壳层位置中子闭壳层位置)紧密相关。紧密相关。b)在在A=(80-90),(130-140),(190-210)的的三三个个质质量量范范围围内内元元素素丰丰度度曲曲线

41、线都都分分裂裂为为双双峰峰结结构构，呈呈现现出出两两种种不不同同中中子子流流作作用用的的结结果果，即即它它们们分分别别在在两两种种完完全全不不同的天体物理环境下的两种核合成过程同的天体物理环境下的两种核合成过程,即即s-过程和过程和r-过程。过程。2)s-核素丰度曲线特征核素丰度曲线特征(1)s-核素丰度曲线明显地在中子幻数处出现峰值，而且峰值很锐。它们是核素丰度曲线明显地在中子幻数处出现峰值，而且峰值很锐。它们是a)A=88(38Sr88,N=50,)b)A=138(56Ba138,N=82)c)A=208(82Pb208,N=126,Z=82,双幻数双幻数)(2)观观测测的的太太阳阳系系核

42、核素素(同同位位素素)丰丰度度(随随中中子子数数N,或或随随质质子子数数Z或或随随A)分分布布曲曲线线呈呈现现明明显显的的奇奇偶偶性性起起伏伏现现象象，这这种种起起伏伏现现象象在在s-核核素素附附近近非非常常突突出出。它它明明显显地反映了原子核内的核子对关联效应。地反映了原子核内的核子对关联效应。3)log(n(A)X(A)-A曲线曲线呈现出明显特征呈现出明显特征:a)在在100A135和和145A56其中，其中，为中子的累积辐照量为中子的累积辐照量(exposureorirradiation)=vT nn(t)dt若取若取nn=1108cm-3,t=1104年年,则则当当T8=1,4.8(m

43、b)-1当当T8=2.4,8.65(mb)-1含含ANA=()A()d,其中，其中，A()=ANA()/N56(0)()d为为当当中中子子辐辐照照量量为为+d之之间间，被被中中子子流流照照射射的的种种子子(56Fe)核的数目核的数目(规一化到规一化到Si=106).()为中子辐照量分布函数为中子辐照量分布函数，s-s-过程发生的主要天体物理类型和场所过程发生的主要天体物理类型和场所:1)主要成分主要成分AGB星星(中中，小小质质量量恒恒星星的的红红巨巨星星渐渐进进分分支支阶阶段段)的的He燃烧壳层内燃烧壳层内2)弱成分弱成分大大质质量量恒恒星星(对对流流)核核心心的的He燃燃烧烧区区域域,Ne

44、燃燃烧烧壳壳层层内内3)强成分强成分SNII?主要由主要由s-过程产生的元素有过程产生的元素有:38Sr,41Nb,56Ba以及以及39Y,57La和和58Ce在在核核素素图图上上，s-核核素素都都分分布布在在稳稳定定谷谷处处,即即s-过过程程路路径径是沿着是沿着稳定谷进行的。稳定谷进行的。在在s-过过程程路路径径上上，一一般般的的稳稳定定核核素素既既有有s-过过程程的的贡贡献献，又有又有r-过程的贡献。过程的贡献。但但是是，有有一一些些s-核核素素是是被被某某些些稳稳定定的的纯纯r-核核所所屏屏蔽蔽了了的的,不受不受r-过程的影响，称为纯过程的影响，称为纯s-核。核。AGB星核合成的主要特性

45、星核合成的主要特性1)同同太太阳阳“标标准准值值”相相比比,上上述述这这些些s-元元素素相相当当丰丰富富,即即超超丰丰.常常用用符号符号Ba/Fe=log(X(Ba)/X(Fe)star-log(X(Ba)/X(Fe)(单位单位:dex)来表征相对太阳来表征相对太阳“标准丰度标准丰度”而言，而言，Ba超丰的情况超丰的情况:若若Ba/Fe0,则则Ba超丰超丰(常称为常称为Ba星星)若若Ba/Fe70)核合成的快中子俘获过程(r-过程)一一般般，含含有有中中子子数数量量最最多多的的稳稳定定的的丰丰中中子子核核同同位位素素(1种种或或两两种种)是是不不可可能能通通过过s-过过程程生生成成的的。它它们

46、们只只能能通通过过快快中中子子俘俘获获过过程程(r-过过程程)来合成。例如来合成。例如:122,124Sn,128,130Te,134,136Xe,148,150Nd,154Sm。此此外外，比比208Pb还还重重的的许许多多元元素素，特特别别是是一一些些非非常常重重的的放放射射性性核核素素，例例如如232Th,235U,238U,244Pu等等等等，都都只只能能通通过过快快中中子子俘俘获获过过程程合合来来合合成成。A70的的重重元素约一半都是通过元素约一半都是通过r-过程生成的。过程生成的。主要由主要由r-过程产生的元素有过程产生的元素有:53I,63Eu,65Tb,67Ho,76Os,77I

47、r,78Pt,79Au,92U,90Th快中子俘获过程基本图像快中子俘获过程基本图像:1.恒恒星星晚晚期期或或超超新新星星核核心心，中中子子浓浓度度可可以以超超过过1018-20cm-3,以以致致于于绝绝大大多多数数重重核核素素的的中中子子俘俘获获时时标标n1sec,远远远远快快于于大大多多数数不不稳稳定定核核素的素的衰变的时标。衰变的时标。如如此此强强的的自自由由中中子子流流环环境境下下各各种种原原子子核核都都会会相相继继接接连连地地吸吸收收中中子子。例例如如，从从某某一一稳稳定定的的原原子子核核(Z,A)出出发发，它它一一次次又又一一次次地地不不断断吸吸收收中中子子。即即使使由由此此刚刚生

48、生成成的的丰丰中中子子同同位位素素是是不不稳稳定定的的，但但由由于于衰衰变变的的时时标标太太长长，它它还还来来不不及及衰衰变变时时，强强大大的的中中子子流流再再次次轰轰击击了了它它。这这样样，它它继继续续不不断断地地吸吸收收中中子子，不不断断地地转转化化为为含含有有越越来来越越多多的的中中子子同同位位素素。经经历历了了它它所所有有稳稳定定的的同同位位素素，当当其其核核内内所所含含中中子子数数目目超超过过最最丰丰中中子子同同位位素素之之后后，它它逐逐渐渐远远离离稳稳定定谷谷。随随着着核核内内所所含含中中子子数数目目的的增增加加，中中子子在在原原子子核核内内的的结结合合能能在在总总体体上上有有下下

49、降降的的趋趋势势(呈呈现现奇偶性起伏，即偶奇偶性起伏，即偶N核的中子结合能明显大於邻近的奇核的中子结合能明显大於邻近的奇N核核)。在在中中子子幻幻数数(Nc=20,28,50,82,126,184,中中子子组组成成满满壳壳层层)处处，中中子子结结合合能能达达到到极极大大,在在这这些些丰丰中中子子核核之之中中，遇遇中中子子幻幻数数后后(满满壳壳层层外外)的的一一个个中中子子具具有有非非常常小小的的结结合合能能。因因此此，上上述述这这种种快快中中子子俘俘获获反反应应链必定存在着一个极限。链必定存在着一个极限。快中子俘获快中子俘获(r-)过程的滞留点过程的滞留点由于下述两个因素使这种反应链暂时中断由

50、于下述两个因素使这种反应链暂时中断a)某一中子过丰的同位核，某一中子过丰的同位核，-衰变的时标变得相当短衰变的时标变得相当短,nb)随着核内中子数目越来越多，原子核变得更加随着核内中子数目越来越多，原子核变得更加(-)不稳定，不稳定，中子结合中子结合(Qn)几乎下降到零。在实际上，在中子俘获链尚未到达几乎下降到零。在实际上，在中子俘获链尚未到达这种重这种重(同位素之前，在同位素之前，在(晚期恒星和超新星内晚期恒星和超新星内部部)高温环境下，热高温环境下，热光子引起光子引起(Z,A+1)光致发射中子的光致发射中子的(,n)过程就使得上述中子俘获过程就使得上述中子俘获链自然地中止。其条件由链自然地