把南京大學(xué)建設(shè)成為我國(guó) 核天體物理學(xué) 研究中心

1、核天體物理學(xué)及尚待解決的某些重要疑難問題,彭秋和(南京大學(xué)天文系)2003年9月1日,核天體物理學(xué)范疇,核天體物理學(xué): 廣義來說,是同(理論與實(shí)驗(yàn))核物理學(xué)(包括粒子物理學(xué))相關(guān)的天體物理研究領(lǐng)域。狹義來說，是直接核(粒子)物理學(xué)理論與實(shí)驗(yàn)結(jié)果密切相關(guān)的天體物理領(lǐng)域。主要內(nèi)容: 恒星內(nèi)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(zhì)子俘獲過程(rp過程)兩類超新星(及新星)爆發(fā)物理學(xué)兩類x射線暴、?暴機(jī)制中子星(內(nèi)部)物理學(xué)和奇異星的研究太陽(yáng)中微子問題星系化學(xué)演化學(xué)(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(xué)異常 的研究)超高能宇宙線的天體起源,核天體物理學(xué)是現(xiàn)代天體物理學(xué)的一個(gè)重要分支。先后已有6人獲得諾貝爾獎(jiǎng)金(包報(bào)2002年的兩位獲獎(jiǎng)?wù)?。我國(guó)在這個(gè)領(lǐng)域的研究水平遠(yuǎn)遠(yuǎn)落后于國(guó)際先進(jìn)國(guó)家。我國(guó)應(yīng)該大力支持這個(gè)領(lǐng)域的研究 國(guó)際狀況,核天體物理學(xué)的重要性,,1)國(guó)際會(huì)議每年至少兩、三次以上。近年來從天體物理觀測(cè)(例如天體元素豐度測(cè)定、隕石化學(xué)分析)和從實(shí)驗(yàn)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(guó)家龐大的核物理研究機(jī)構(gòu)解體與轉(zhuǎn)變研究方向。特別在1986年核天體物理學(xué)兩個(gè)爆炸性事件(大量放射性星際Al(26)發(fā)現(xiàn)以及核反應(yīng)截面的重新確定使整個(gè)大質(zhì)量恒星演化研究重新改寫之后，西方發(fā)達(dá)國(guó)家在經(jīng)費(fèi)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(yīng)率的不確定性,1.      在對(duì)碳,氧核燃燒( 12C+12C 和 16O+16O)

5、 核反應(yīng)率的研究中，我們發(fā)現(xiàn)目前國(guó)際上采用的這兩個(gè)熱核反應(yīng)率仍然是七十年代以前的外推估計(jì)值，它們分別高估了(3-4) 和 (7-10)倍[19]。目前國(guó)際上也有人提出應(yīng)該從實(shí)驗(yàn)上按天體物理環(huán)境重新研究這些核反應(yīng)，但由于技術(shù)上的困難，至今仍未進(jìn)行。如果我們的探討是正確的，則它對(duì)爆前超新星內(nèi)部溫度，密度及電子豐度都有重要影響，很有可能它會(huì)改變( II型和I型 ) 超新星坍縮核心質(zhì)量。,爆炸性核燃燒,不同質(zhì)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(zhì)量恒星熱核演化的終結(jié) — 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(zhì)量恒星熱核演化結(jié)束,,,,,,,硅燃燒階段結(jié)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(zhì)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(guān)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(duì)論引力坍縮的臨界密度,?c(GR) 同 ?EC 的比較 結(jié)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(dǎo)致SNIa 爆發(fā))的主要因素是廣義相對(duì)論效應(yīng)。(?光子致使鐵原子核碎裂反應(yīng)只是輔助因素)導(dǎo)致超巨質(zhì)量恒星坍縮的主要因素是電子對(duì)湮滅為中微子對(duì)過程 e+ +e- ? ? +?反,核心坍縮型超新星爆發(fā)機(jī)制,內(nèi)核心:同模坍縮Vr ? r(亞聲速區(qū))外核心:自由坍縮Vr ~ Vff/2M內(nèi)核心 ~ 0.6 M⊙內(nèi)外核心交界面附近:Vr ~ (1/8 –1/4) c (光速),超新星的瞬時(shí)爆發(fā)機(jī)制

9、(1),隨著星體坍縮的進(jìn)行，星體中心的密度迅速增長(zhǎng)。一旦它達(dá)到原子核密度(2-4)?nuc (?nuc = 2.8?1014 g/cm3) 以上，核子的非相對(duì)論簡(jiǎn)并壓強(qiáng)超過了電子的相對(duì)論簡(jiǎn)并壓強(qiáng)，物質(zhì)狀態(tài)方程 P ? ??中的多方指數(shù)?=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(dá)到 時(shí)，內(nèi)核心的坍縮才完全中止。而內(nèi)核心外圍的物質(zhì)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(jiān)硬的內(nèi)核心上，因而在內(nèi)核心外不遠(yuǎn)處立即產(chǎn)生一個(gè)很強(qiáng)的向外行進(jìn)的反彈激波，其能量高達(dá) Eshock ~ 1051-52 ergs。,光致裂變反應(yīng)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(shì)能轉(zhuǎn)化而來的。激波波陣面后的溫度上升到 1011K 以上，平均熱運(yùn)動(dòng)能量高達(dá) 10 MeV, 超過了56Fe 平均每個(gè)核子的結(jié)合能( 8.8 MeV)。鐵族元素的原子核很快地被熱光子打碎:,這個(gè)光致裂變反應(yīng)過程耗

11、費(fèi)反彈激波的能量為,M⊙(56F),瞬時(shí)爆發(fā)機(jī)制失效的原因,如果,則激波可以沖出外核心。而且當(dāng)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(gè)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(shí)爆發(fā)機(jī)制。,如果,特則當(dāng)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(huì)導(dǎo)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(jìn)的反彈激波轉(zhuǎn)變成為一個(gè)吸積駐激波。也就是說，這種情形下，瞬時(shí)爆發(fā)機(jī)制失敗。,結(jié)論:瞬時(shí)爆發(fā)機(jī)制能否成功的關(guān)鍵在于它的外(鐵)核心的質(zhì)量是否過大? — 迄今對(duì)所有合理的模型計(jì)算而言，瞬時(shí)爆發(fā)機(jī)制是不成功的 —(鐵)核心的質(zhì)量太大。,中微子延遲爆發(fā)機(jī)制,為了解釋瞬時(shí)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(jī)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(zhì)以 ~ Vff 的速度向下降落（速度接近自由落體）。物質(zhì)經(jīng)過激波的減速之后，以較為緩慢的速度經(jīng)過加熱和冷卻區(qū)向新生中子星的表面運(yùn)動(dòng)。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(zhì)對(duì)于電子中微子的吸收。,,中微子延遲爆發(fā)機(jī)制中兩個(gè)尚未解決的關(guān)鍵問題,1)   新生的高溫中子星能否在非常短的時(shí)標(biāo)內(nèi)

14、產(chǎn)生如此巨大的中微子流?產(chǎn)生如此強(qiáng)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(zhì)向(u,d)夸克物質(zhì)的轉(zhuǎn)化? 均未成功) 2) 即使在極短時(shí)標(biāo)內(nèi)出現(xiàn)了強(qiáng)大的中微子流，它們同物質(zhì)相互作用究竟能否產(chǎn)生如此強(qiáng)大的向外沖壓，導(dǎo)致超新星的爆發(fā)，而且爆發(fā)物質(zhì)向外的初始速度高達(dá) 104 km/s 左右，爆發(fā)總動(dòng)能否達(dá)到 1049 erg?,我們的研究 :巨大中微子流如何在瞬間產(chǎn)生?,1995年，我們南京大學(xué)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(nèi)相繼出現(xiàn)的核物質(zhì)-(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(shí)標(biāo)內(nèi)產(chǎn)生大量中微子流，其平均能量為10MeV左右，總能量達(dá) 以上。這種相變過程導(dǎo)致星體核心區(qū)出現(xiàn)負(fù)熵梯度引起內(nèi)外物質(zhì)的Sc

16、hwarshild對(duì)流將使這強(qiáng)大中微子流向外輸送,迅速抵達(dá)中微子球表面。我們提出的這種機(jī)制大大有利于中微子延遲爆發(fā)機(jī)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(jiǎn)單模型。很快地，印度德里大學(xué)的一個(gè)研究小組在我們研究的基礎(chǔ)上，進(jìn)一步計(jì)入了夸克之間相互作用，發(fā)現(xiàn)中微子流量將更加增強(qiáng)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(guān)健問題,中微子流能否激活強(qiáng)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(qiáng)。但上述中微子流仍然無法產(chǎn)生如此強(qiáng)大的沖壓。也就是說，即使中微子延遲爆發(fā)機(jī)制，迄今卜在理論上人們也仍然無法自洽地實(shí)現(xiàn)超新星的爆發(fā)(向外爆發(fā)總動(dòng)能達(dá)到 1049 erg 以上。,電荷屏蔽效應(yīng)對(duì)電子俘獲過程以及坍縮核心質(zhì)量的影響(??),同太陽(yáng)內(nèi)不同, 超新星內(nèi)電子俘獲過程

18、是當(dāng)電 子的Fermi 能超過電子俘獲的能閾值時(shí)，F(xiàn)ermi 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(yīng)從三方面對(duì)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(shù)目減少，3)等效於提高了電子俘獲的能閾值。我們已經(jīng)對(duì)這一問題進(jìn)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(qiáng)屏蔽的Salpeter屏蔽公式，我們發(fā)現(xiàn), 在超新星內(nèi)物質(zhì)高密度環(huán)境下電荷屏蔽效應(yīng)

19、對(duì) 等少數(shù)幾種原子核上電子俘獲率的影響可達(dá)30-80%。最近，我們還對(duì)超新星內(nèi)部電子俘獲率最高的20個(gè)核素進(jìn)行這種計(jì)算 (由于不同原子核的結(jié)構(gòu)大不相同，這種計(jì)算是相當(dāng)麻煩的)。電荷屏蔽效應(yīng)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(shù)值，這必將導(dǎo)致實(shí)際坍縮(以鐵為主要成份的)核心質(zhì)量低于迄今國(guó)際上(未考慮電荷屏蔽效應(yīng))計(jì)算的數(shù)值。只要坍縮核心質(zhì)量減少3-5%，至今仍然一籌莫展的超新星瞬時(shí)爆發(fā)機(jī)制有可能

20、成功。但是，我們?nèi)绻捎玫入x子體強(qiáng)屏蔽的Salpeter公式，則發(fā)現(xiàn)它只能使超新星坍縮核心的質(zhì)量降低1%。,電荷屏蔽效應(yīng)對(duì)56Ni、55Co 電子俘獲率的影響,56Ni的電荷屏蔽效應(yīng)隨密度的變化，點(diǎn)線、線段和實(shí)線分別對(duì)應(yīng)的是溫度為1010K，5*109K和109K的情形橫坐標(biāo)為物質(zhì)質(zhì)量密度(對(duì)數(shù)標(biāo),應(yīng)為log(?))縱坐標(biāo)為 C = ?s/ ? ; ?為電子俘獲率, 上標(biāo)s代表電荷屏蔽。,55Co的電荷屏蔽效應(yīng)隨密度的變化，點(diǎn)線、

21、線段和實(shí)線分別對(duì)應(yīng)的是溫度為1010K ,5*109K和3.24*109K 的情形,引起大質(zhì)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(gè)核子占有的自由電子數(shù) 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(nèi)仍以對(duì)稱核物質(zhì)(56Ni)為主，中

22、子剩余參量 ? ? 0.001 或 Ye ? 0.495。相應(yīng)的Chandrasekhar 極限質(zhì)量為1.43M⊙.硅燃燒階段時(shí)標(biāo)是相當(dāng)短的: 最多為幾天(有對(duì)流情形)或幾個(gè)小時(shí)(無對(duì)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(huì)顯著減少(或中子剩余參量 ? 明顯增長(zhǎng))。電子簡(jiǎn)并氣體中電子俘獲一旦大量進(jìn)行，星體核心將在動(dòng)力學(xué)上變?yōu)椴环€(wěn)定，發(fā)生引力坍縮現(xiàn)象。即電子俘獲過程是導(dǎo)致大

23、質(zhì)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(dāng)吸積白矮星的質(zhì)量達(dá)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(jī)制,密近雙星系統(tǒng)大質(zhì)量吸積白矮星:,吸積率: dM/dt ~ (10-9-10-6) M⊙ /年,當(dāng)白矮星的質(zhì)量增長(zhǎng)達(dá)到Chandrasekhar臨界質(zhì)量,Mch= 5.86Ye2 M⊙,時(shí), 廣義相對(duì)論效應(yīng)致使整個(gè)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(zhǎng)。(但等離子體中微子發(fā)射過程延緩溫度增長(zhǎng))。,當(dāng)達(dá)到爆炸性核燃燒條件時(shí),立即點(diǎn)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(gè)星體向外爆炸，幾乎不遺留致密殘骸。,星體熱核爆炸,核反應(yīng)的點(diǎn)火條件:1)核燃燒產(chǎn)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(dá)到核反應(yīng)點(diǎn)火溫度 T > Tnuc ~ ? E庫(kù)侖 /kB , ( ? ~ 0.05 –0.1) E庫(kù)侖 = Z1Z2e2 / Rnuc ? 20(Z1Z2 / A1/3) MeV一旦核反應(yīng)點(diǎn)火 ? 局部失控?zé)岷朔磻?yīng)(白矮星簡(jiǎn)并物質(zhì)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(gè)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?cè)赟N Ia 模擬計(jì)算時(shí), 采用 ?c ? 3×109 g/cm3, Tc ? 2×108K時(shí)C燃 燒點(diǎn)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(xiàn)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(jié)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(dǎo)致 SN Ia ? 或 導(dǎo)致白矮星直接坍縮成中子星而不呈現(xiàn)劇烈的超新星爆發(fā)?3)光譜分析發(fā)現(xiàn): 雙星中大質(zhì)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(shù)的1/4)。而目前SN Ia 理論中標(biāo)準(zhǔn)模型是爆發(fā)的C-O白矮星。吸積的O-Ne-Mg白矮星最后結(jié)局是 SN Ia 的爆發(fā)

29、?或是坍縮成中子星? 尚在研究與爭(zhēng)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(zhì)呈現(xiàn)為晶格點(diǎn)陣的固體狀態(tài)。?? Z2e2/(akT) (庫(kù)侖相互作用能/熱運(yùn)動(dòng)能) a: 晶格常數(shù)(離子間平均距離), ne: 自由電子數(shù)密度 ne·(4?/3)a3 =1, ne = NA?/µe , ( 電子平均分子量) µe = Ye-

30、1 當(dāng) ? > ?c ~155 時(shí) (完全電離)等離子體物質(zhì)固體化。C-O混合固體物質(zhì)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%。現(xiàn)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(yán)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(diǎn)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(guān)鍵問題。,SN Ia 疑難問題: 3. C燃燒點(diǎn)火地點(diǎn)和核反應(yīng)類型??,問題:C燃燒點(diǎn)火地點(diǎn)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(zhì)密度增長(zhǎng)而迅速增加, 因而坍縮白矮星的中心溫度增長(zhǎng)較慢)點(diǎn)火的熱核反應(yīng)類型? a) 通常的熱核反應(yīng)(原子核之間的碰撞是由通常的熱運(yùn)動(dòng)能

32、量提供) b)致密物質(zhì)核反應(yīng)(Pycnonuclear reaction) (原子核之間的碰撞是由晶格點(diǎn)陣的零點(diǎn)振動(dòng)能提供的)核反應(yīng)類型同C-O混合狀態(tài)密切相關(guān):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(yīng) 如果 ?c~(0.95-1.5)×1010g/cm3, Tc ? 1×109K ?

33、 致密物質(zhì)核反應(yīng)(白矮星中心密度迄今仍作為自由參量調(diào)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(diǎn)火被推遲到相當(dāng)高密度時(shí)才出現(xiàn)。在 豐度 X(O) > X(C) 情形下，不會(huì)發(fā)生 12C + 12C 反應(yīng)， 只出現(xiàn) 12C + 16O 及 16O + 16O 反應(yīng) 。如果 ?c~ 2×1010g/cm3 , 則 16O 原子核上電子俘獲過程大量進(jìn)行, 促進(jìn)星體

34、進(jìn)一步坍縮, 核燃燒點(diǎn)火推遲到更高密度下, 出現(xiàn)致密物質(zhì)核反應(yīng)。3) C-O分離情形: (內(nèi)核為O, 外圍為C) 一旦在交界面外的C燃燒點(diǎn)火, 它釋放的大量能量將使其溫度遠(yuǎn)高于更外面區(qū)域，引起Schwartzschild對(duì)流。對(duì)流驅(qū)動(dòng)的Urca過程可能導(dǎo)致復(fù)雜結(jié)果。,預(yù)備知識(shí): 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(chǎn)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(jiǎn)并氣體中發(fā)生) 這個(gè)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(yùn)動(dòng)能量)(非簡(jiǎn)并氣體中)只有當(dāng)A, Z都為奇數(shù)時(shí), 且(A,Z-1)核?- 不穩(wěn)定,原子核對(duì)((A , Z) - (A

36、 , Z –1) ) 的Urca過程才有效。這時(shí)，(A , Z)核是(原子序?yàn)閆的)元素的唯一穩(wěn)定的同位素。核(A,Z)內(nèi)中子數(shù)為偶數(shù)，質(zhì)子數(shù)為奇數(shù)，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(guān)對(duì)流Urca過程的爭(zhēng)論,在(白矮星核心)強(qiáng)電子簡(jiǎn)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(huì)出現(xiàn)的。對(duì)流 Urca 過程

37、(Paczynsky, 1972): 失控碳燃燒會(huì)引起星體核心內(nèi)外物質(zhì)的對(duì)流, 來回對(duì)流的物質(zhì)將通過外核心區(qū)的某一 “Urca 殼層”，其內(nèi)電子的Fermi能量足夠高，超過了23Na(C燃燒核產(chǎn)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(jìn)行。雖然不穩(wěn)定核 23Ne 在核心區(qū)不會(huì)

38、發(fā)生? -衰變,但當(dāng)產(chǎn)生的不穩(wěn)定核 23Ne隨對(duì)流物質(zhì)穿出“Urca 殼層”之后，其外面物質(zhì)密度較低，電子Fermi能不高, 不會(huì)抑制23Ne 的? -衰變過程 (23Ne(e-, ?e(反)) 的進(jìn)行。這就形成了對(duì)流的(23Na - 23Ne) Urca 過程。這種“能量漏管”大大推遲熱核反應(yīng)轉(zhuǎn)變?yōu)槭Э貭顟B(tài)的時(shí)間。如果更多的核素參與對(duì)流 Urca 過程, 有可能使星體不呈現(xiàn)SNIa向外爆炸,

39、而是進(jìn)一步坍縮成中子星。,4.有關(guān)對(duì)流Urca過程的爭(zhēng)論(續(xù)),Bruenn(1973):對(duì)流驅(qū)動(dòng)Urca 過程的作用?? 冷卻效應(yīng)還是加熱效應(yīng)??關(guān)鍵在于中微子帶走的能量:它由星體內(nèi)簡(jiǎn)并物質(zhì)的溫度和密度決定的。對(duì)給定的一對(duì)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(yīng)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(duì)(完全Urca過程)的。必須同時(shí)再消耗(電子俘獲過程中)入射電子的(熱運(yùn)動(dòng))動(dòng)能, 其凈效果為冷卻。對(duì)23Na – 23Ne Urca過程而言，在 ? ~ (1.8-4.0)×109g/cm3范圍內(nèi),現(xiàn)有SNIa碳爆燃模型中 C 燃燒溫度 T < Tcrit 。加熱效應(yīng)，不會(huì)推延和抵消簡(jiǎn)并物質(zhì)中C 燃燒的失控轉(zhuǎn)變— 迄今幾乎所有的SNIa模擬計(jì)算并未考慮對(duì)流Urca過程。當(dāng) ? ? 4.

41、0×109g/cm3 時(shí), 出現(xiàn)新的Urca對(duì)21Ne -21F(21Ne核的電子俘獲能閾值為5.70MeV),情形復(fù)雜。由于對(duì)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(jiǎn)并下)致密物質(zhì)中一旦出現(xiàn)核反應(yīng)，立即出現(xiàn)失控碳燃燒。失控碳爆燃波開始時(shí)以熱傳導(dǎo)方式向外傳播，其速度為50km/s,遠(yuǎn)遠(yuǎn)低于白矮星致密物質(zhì)內(nèi)聲速(9500km/s) 。觀測(cè)表明,在SNIa超新星晚期光譜中以Fe族元素為主。這強(qiáng)烈地

42、顯示了星體內(nèi)爆炸性核燃燒主要核合成產(chǎn)物是Fe族元素。這只有硅燃燒才能實(shí)現(xiàn)。為了較好地?cái)M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(xiàn)有的認(rèn)識(shí): 隨著失控C燃燒的進(jìn)行(物質(zhì)處于對(duì)流狀態(tài))，當(dāng)溫度上升到使C燃燒的速率增長(zhǎng)到其臨界值:核燃燒特征壽命短于對(duì)流元向內(nèi)和向外運(yùn)動(dòng)往返一周的時(shí)標(biāo)時(shí)，低速

43、C爆燃波就進(jìn)入了不穩(wěn)定加速傳播階段。由于碳爆燃波波前以內(nèi)物質(zhì)已經(jīng)經(jīng)歷了失控核燃燒,在高溫膨脹過程中密度己下降很多。當(dāng)碳燃燒使核心溫度進(jìn)一步達(dá)到1×109K以上時(shí),核燃燒時(shí)標(biāo)僅為0.01s,遠(yuǎn)短于聲波穿過壓力標(biāo)高(450km)的時(shí)標(biāo)(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(zhì)密度，因而導(dǎo)致(上層流體重于下層流體中出現(xiàn)的) Rayleigh-Taylo

44、r重力不穩(wěn)定性(RT不穩(wěn)定性), 使內(nèi)外物質(zhì)翻轉(zhuǎn)，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(jī)制?,問題:RT不穩(wěn)定性導(dǎo)致的(亞聲速)爆燃波加速傳播最后能否轉(zhuǎn)化或觸發(fā)(超聲速)爆轟波?在這個(gè)問題上存在著明顯不同的爭(zhēng)論。僅靠RT不穩(wěn)定性加速是不可能轉(zhuǎn)變?yōu)楸Z波的。(由爆燃波引起的)白矮星星體強(qiáng)烈脈動(dòng)?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(zhuǎn)化而來的。其主要想法為:1)首先，局部失控?zé)岷朔磻?yīng)在白矮星中心附近的幾個(gè)點(diǎn)點(diǎn)火。初始以熱傳導(dǎo)低速 行進(jìn)的爆燃波會(huì)形成一些燃燒物質(zhì)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(jìn)的同時(shí)，因熱膨脹火球內(nèi)部密度明顯低于周圍尚未燃燒物質(zhì)的密度?；鹎蛳蛲馔埔频乃俣仁怯苫鹎騼?nèi)、外不同密度物質(zhì)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(shí)，白矮星核心區(qū)大部分物質(zhì)(雖然溫度較高)仍然處于尚未燃燒狀態(tài)。3)當(dāng)白矮星

46、核心區(qū)溫度上升到非常高時(shí)，不僅碳燃燒全面點(diǎn)火,而且其核燃燒的能量釋放速率高于(因熱傳導(dǎo)和對(duì)流)能量向外轉(zhuǎn)移速率(冷卻率), 此時(shí)核燃燒時(shí)標(biāo)短于冷卻時(shí)標(biāo)，則白矮星整體發(fā)生熱核爆炸。白矮星外層區(qū)域物質(zhì)(占星體質(zhì)量10%以上)在這之前己經(jīng)經(jīng)歷過爆燃波核燃燒，因熱膨脹使物質(zhì)密度低于4×107g/cm3。,6.爆轟波的觸發(fā)機(jī)制? (續(xù)),4)在爆燃波傳播過程中，白矮星內(nèi)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(huì)形成一種

47、超聲速的爆震波(地球核爆炸試驗(yàn)中早已觀察到),這就觸發(fā)爆轟波。5)當(dāng)爆轟波燃燒火焰通過已經(jīng)預(yù)先經(jīng)歷過膨脹的外層(密度低于4×107g/cm3)時(shí), 核燃燒溫度并不太高((3-5)×109K),物質(zhì)經(jīng)歷不完全的Si燃燒，核物質(zhì)處于準(zhǔn)統(tǒng)計(jì)平衡狀態(tài),核合成結(jié)果產(chǎn)生相當(dāng)數(shù)量的Si-Ca中量元素。6) 爆轟波釋放(產(chǎn)生)的總核能遠(yuǎn)超過了白矮星的引力束縛能,因而SNIa爆發(fā)時(shí)拋射物具有相當(dāng)高的速度 ( > 104 km

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

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(cè)不呈現(xiàn)O的光譜，而理論上則難以實(shí)現(xiàn)。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(shù)SNIa的理論模型都會(huì)出現(xiàn)鐵族元素合成過多的結(jié)果。 例如 54Fe/56Fe, 58Ni /56Fe 這兩個(gè)相對(duì)豐度比太陽(yáng)系標(biāo)準(zhǔn)值分別高出2倍和5倍。由于銀河系內(nèi)鐵族元素的一半以上是由SNIa提

50、供的, 因此上述結(jié) 果是不合理的。Woosley的延遲爆轟波模型(1990)雖然不出現(xiàn)54Fe、58Ni合成過多的 問題,但卻出現(xiàn)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(nèi)銀河系內(nèi)累積的60Fe高達(dá)1 M⊙以上。 60Fe在?-衰變(成為60C

51、o)時(shí)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(cè)流量閾 為105 ?·cm-2 ·s-1)發(fā)現(xiàn)。但至今未發(fā)現(xiàn)。 Khokhlov的延遲爆轟波模型(1991)不會(huì)出現(xiàn)上述問題,但該模型物 理上不可靠。,SN Ia 探測(cè)的宇宙學(xué)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(cè)發(fā)現(xiàn)所有的SN Ia在光極大時(shí)的絕對(duì)星等都相近:標(biāo)準(zhǔn)燭光 M絕對(duì)星等 ? -20m ; M絕對(duì)星等 = -2.5 log10 L 即, 所有的SN Ia在光極大時(shí)的光度(L)都幾乎相等。原因:所有的SN Ia 都是當(dāng)吸積白矮星的質(zhì)量增長(zhǎng)到Chandrasekhar臨界質(zhì)量 Mch= 5.86Ye2 M⊙條件下呈現(xiàn)爆發(fā)。引力束縛能相同。這

53、也反映了它們爆炸時(shí)熱核燃燒性質(zhì)及爆燃(爆轟)波傳播性質(zhì)相近。SN Ia 距離的確定 M絕對(duì)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(cè)量可以確定它的寄主星系的距離(D)?？梢愿鼫?zhǔn)確地確定遙遠(yuǎn) 星系紅移 – 距離關(guān)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?cè)诮^對(duì)亮度和觀測(cè)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(guān)系。Branch-Pskovskii相關(guān)性:(1970-1981)(1993年觀測(cè)證實(shí))SNIa(絕對(duì)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(diǎn)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(guān)性的原因? ? 內(nèi)在相關(guān)性?? 或 ? 母體星系的消光性質(zhì)??現(xiàn)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(guān)性來校準(zhǔn)SNIa的光極大光度。以它作為標(biāo)準(zhǔn)燭光，根據(jù)光極大時(shí)測(cè)定的視星等來確定它們的(光度)距離。再?gòu)哪阁w星系的星系的紅移，進(jìn)行紅移-

56、距離相關(guān)性統(tǒng)計(jì), 以測(cè)定哈勃常數(shù)。,SN Ia 探測(cè),,,宇宙密度,現(xiàn)在時(shí)刻宇宙的臨界密度為（取k、?為零時(shí)）,由此可構(gòu)造密度參量,其中 為Hubble 常數(shù)。,下標(biāo)零表示現(xiàn)在時(shí)刻的物理量。最近研究結(jié)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(cè) ? ?? ? 0.7 , ?M ? 0.3“可見物質(zhì)”(正常粒子) / 暗物質(zhì)(冷

57、暗物質(zhì)) ? 15 –30 % ? 宇宙以暗能量為主! 暗能量是???,首先用4m望遠(yuǎn)鏡監(jiān)測(cè)發(fā)現(xiàn)超新星，立即用Keck的10m反射望遠(yuǎn)鏡精細(xì)觀測(cè)并拍攝它的光譜?？梢园l(fā)現(xiàn)和精細(xì)觀測(cè)非常遙遠(yuǎn)(Z= 0.3 – 2.0)星系中爆發(fā)的SNIa, 由上述方法校準(zhǔn)光度并測(cè)定距離后，就可以測(cè)定宇宙膨脹的減速因子(q0)和宇宙常數(shù)?。2001-2002年, 美國(guó)幾個(gè)特大型地面望遠(yuǎn)鏡對(duì)30多個(gè)SN

58、Ia (在光極大前開始)進(jìn)行探測(cè)，測(cè)定它們的距離，發(fā)現(xiàn)目前宇宙正處于加速膨脹階段。?宇宙暗能量,宇宙學(xué)基本參數(shù)(WMAP ),宇宙幾乎是 真空在106cm2內(nèi)計(jì)數(shù): 1個(gè)(重于O)重元素原子; 100個(gè) C,N,O 原子; 105 個(gè)He原子;106 atoms of hydrogen; 30 倍的質(zhì)量存在于暗物質(zhì)(未知質(zhì)量的粒子)?宇宙中的光子與宇宙中微子數(shù)量相當(dāng), 約為 1 ×1014,參考文獻(xiàn),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(cè)特征及爆發(fā)機(jī)理 天文學(xué)進(jìn)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(xué)進(jìn)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(xué)進(jìn)展, 21(2001)225-236,第三章:脈沖星—高速旋轉(zhuǎn)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(yù)言和脈沖星的發(fā)現(xiàn),1932年,Chadwick發(fā)現(xiàn)中子1932年, Landau 預(yù)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(yù)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(chǎn)生1967年Bell (導(dǎo)師Hewish)意外地發(fā)現(xiàn)射電脈沖星1968年Gold指出:脈沖星就是高速旋轉(zhuǎn)的中子星1983年毫秒脈沖星(基本上都是雙星系統(tǒng)內(nèi))的發(fā)現(xiàn),射電脈沖,射電波段上發(fā)現(xiàn)觀測(cè)到的脈沖很復(fù)雜(由于地球運(yùn)動(dòng)影響,脈沖到達(dá)時(shí)間上出現(xiàn)頻率色散)

62、各個(gè)單個(gè)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(dòng)的白矮星(?) P>1s ; Crab 脈沖星:P=0.0334s高速旋轉(zhuǎn)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(jié)論:脈沖星—高速旋轉(zhuǎn)的中子星,中子星(脈沖星)性質(zhì)概要,質(zhì)量 ~ (0.2-2.5)Msun 半徑 ~ (10-20) km自轉(zhuǎn)周期 P ~ 1.5 ms –8s (己發(fā)現(xiàn)的范圍)表

64、面磁場(chǎng): 大多數(shù)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(xiàn)10個(gè)脈沖星的空間運(yùn)動(dòng)速度: 高速運(yùn)動(dòng)。 大多數(shù): V ~ (200 –500)km/s ; 5個(gè): V >1000km/s,中子星表面大氣的標(biāo)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(duì)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(shù) 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(zhuǎn)逐漸(穩(wěn)定地)變慢(Spin down)?原因: (主要原因)旋轉(zhuǎn)的脈沖星輻射消耗轉(zhuǎn)動(dòng)能; 或周圍吸積的旋轉(zhuǎn)物質(zhì)同磁層相互作用,使脈沖星旋轉(zhuǎn)角動(dòng)量減少。周期增長(zhǎng)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(tuán)內(nèi)物質(zhì)密集

69、區(qū)內(nèi)) 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(zhuǎn)物質(zhì)而使脈沖星本身轉(zhuǎn)動(dòng)加快 — 螺旋槳機(jī)制 周期變率典型值：dP/dt ~ 10-20 ss-1,,年輕脈沖星的Glitch現(xiàn)象,脈沖周期平穩(wěn)地增長(zhǎng)背景上偶然地脈沖周期會(huì)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(fù)過去的周期增長(zhǎng)率。這種現(xiàn)象稱為Glitch現(xiàn)象。Vela P