1、核天体物理学及尚待解决的某些重要疑难问题,彭秋和(南京大学天文系)2003年9月1日,核天体物理学范畴,核天体物理学: 广义来说,是同(理论与实验)核物理学(包括粒子物理学)相关的天体物理研究领域。狭义来说，是直接核(粒子)物理学理论与实验结果密切相关的天体物理领域。主要内容: 恒星内部热核燃烧与演化研究元素核合成研究 1)宇宙早期核合成研究 2)12A 70元素核合成 3)重元素(A70)核合成: a)慢中子俘获过程(s-过程) b)快中子俘获过程(r-过程) c)快质子俘获过程(rp过程)两类超新星(及新星)爆发物理学两类x射线暴、暴机制中子星(内部)物理学和奇异星的研究太阳中微子问题星系
2、化学演化学(特别是:星际空间中各种放射性核素的天体来源;各种星体元素丰 度反常的物理原因及陨石化学异常 的研究)超高能宇宙线的天体起源,核天体物理学是现代天体物理学的一个重要分支。先后已有6人获得诺贝尔奖金(包报2002年的两位获奖者)。我国在这个领域的研究水平远远落后于国际先进国家。我国应该大力支持这个领域的研究 国际状况,核天体物理学的重要性,1)国际会议每年至少两、三次以上。近年来从天体物理观测(例如天体元素丰度测定、陨石化学分析)和从实验核物理两方面都获得飞跃发展。2) 在大规模核裁军之后，西方国家庞大的核物理研究机构解体与转变研究方向。特别在1986年核天体物理学两个爆炸性事件(大量
3、放射性星际Al(26)发现以及核反应截面的重新确定使整个大质量恒星演化研究重新改写之后，西方发达国家在经费上大力支持核天体物理研究:,恒星的热核演化平稳核燃烧阶段,核反应率的不确定性,1. 在对碳,氧核燃烧( 12C+12C 和 16O+16O) 核反应率的研究中，我们发现目前国际上采用的这两个热核反应率仍然是七十年代以前的外推估计值，它们分别高估了(3-4) 和 (7-10)倍19。目前国际上也有人提出应该从实验上按天体物理环境重新研究这些核反应，但由于技术上的困难，至今仍未进行。如果我们的探讨是正确的，则它对爆前超新星内部温度，密度及电子丰度都有重要影响，很有可能它会改变( II型和I型
4、) 超新星坍缩核心质量。,爆炸性核燃烧,不同质量恒星的热核演化,超新星,1.核心坍缩型超新星(SNII+SNIb+SNIc) 大质量恒星热核演化的终结 核心坍缩、星体包层向外爆发(伴随爆炸性核燃烧) 2. 热核爆炸型超新星 Ia型超新星(SNIa) 吸积白矮星坍塌 整体热核爆炸,大质量恒星热核演化结束,硅燃烧阶段结束 M(12-25)M,H-包层,H-燃烧壳层,He-燃烧壳层,C-燃烧壳层,Ne-燃烧壳层,O-燃烧壳层,Si-燃烧壳层,Fe 核心,T (3-5)109K, 3109g/cm3,大质量恒星核心坍缩的主要原因,电子俘获过程 :引起 超新星核心坍缩的关键过程,QEC (A,Z): 原
5、子核 (A,Z)电子俘获的能阈值,重要原子核电子俘获的密度阈值,表中EC过程的能阈值己扣除电子的静止能量,广义相对论引力坍缩的临界密度,c(GR) 同 EC 的比较 结论:引起SNII( SNIb、SNIc )核心坍缩的首要物理因素是电子俘获过程(EC)。引起吸积白矮星坍缩(它导致SNIa 爆发)的主要因素是广义相对论效应。(光子致使铁原子核碎裂反应只是辅助因素)导致超巨质量恒星坍缩的主要因素是电子对湮灭为中微子对过程 e+ +e- +反,核心坍缩型超新星爆发机制,内核心:同模坍缩Vr r(亚声速区)外核心:自由坍缩Vr Vff/2M内核心 0.6 M内外核心交界面附近:Vr (1/8 1/4
6、) c (光速),超新星的瞬时爆发机制(1),随着星体坍缩的进行，星体中心的密度迅速增长。一旦它达到原子核密度(2-4)nuc (nuc = 2.81014 g/cm3) 以上，核子的非相对论简并压强超过了电子的相对论简并压强，物质状态方程 P 中的多方指数=5/3, 变成了稳定的系统，不再坍缩。但由于惯性，直到中心密度达到 时，内核心的坍缩才完全中止。而内核心外围的物质却继续以超音速坍塌，它们猛烈地撞击在突然停止坍缩的坚硬的内核心上，因而在内核心外不远处立即产生一个很强的向外行进的反弹激波，其能量高达 Eshock 1051-52 ergs。,光致裂变反应耗能,反弹激波的巨大能量是由星体核心
7、在坍缩过程中释放出的自引力势能转化而来的。激波波阵面后的温度上升到 1011K 以上，平均热运动能量高达 10 MeV, 超过了56Fe 平均每个核子的结合能( 8.8 MeV)。铁族元素的原子核很快地被热光子打碎:,这个光致裂变反应过程耗费反弹激波的能量为,M(56F),瞬时爆发机制失效的原因,如果,则激波可以冲出外核心。而且当它完全摧毁外核心的全部铁核以后，初始激波能量只要尚能剩下1%以上的能量(即 1049ergs),残留的激波就可以把整个星幔和大气抛向太空，形成超新星的爆发。上述图像就称为瞬时爆发机制。,如果,特则当上述反弹激波尚未穿透外核心之前，激波能量全部都消耗在铁核光致裂解的过程
8、中。它不可能把星幔和大气层吹散。不会导致超新星的爆发。而且由于核心外围的星幔和大气继续问中心坠落，原来向外行进的反弹激波转变成为一个吸积驻激波。也就是说，这种情形下，瞬时爆发机制失败。,结论:瞬时爆发机制能否成功的关键在于它的外(铁)核心的质量是否过大? 迄今对所有合理的模型计算而言，瞬时爆发机制是不成功的 (铁)核心的质量太大。,中微子延迟爆发机制,为了解释瞬时爆发的困难，Wilson(Bowers, Wilson, 1985)等人提出了中微子的延迟爆发机制。可以由下图加以说明：,本图描述了反弹激波在停止后景象。Rs 为激波所在的位置，此处物质以 Vff 的速度向下降落（速度接近自由落体）。
9、物质经过激波的减速之后，以较为缓慢的速度经过加热和冷却区向新生中子星的表面运动。R :中微子球半径, Rns :新生中子星的半径。Re: 加热和冷却相平衡处的半径。而前中子星中的能量沉积来源于物质对于电子中微子的吸收。,中微子延迟爆发机制中两个尚未解决的关键问题,1)新生的高温中子星能否在非常短的时标内产生如此巨大的中微子流?产生如此强大的中微子流的具体物理过程是什么?(凝聚的中微子发射? 核物质向(u,d)夸克物质的转化? 均未成功) 2)即使在极短时标内出现了强大的中微子流，它们同物质相互作用究竟能否产生如此强大的向外冲压，导致超新星的爆发，而且爆发物质向外的初始速度高达 104 km/s
10、 左右，爆发总动能否达到 1049 erg?,我们的研究 :巨大中微子流如何在瞬间产生?,1995年，我们南京大学研究小组(Dai Z. Peng Q. and Lu T. ApJ., 1995,440:815)提出了由超新星坍缩核心形成的高温中子星内相继出现的核物质-(u,d)两味夸克-(s,u,d)三味夸克的相变过程u + e- d +e , u + e- s +e , u + d u + s 将在短于1微秒的时标内产生大量中微子流，其平均能量为10MeV左右，总能量达 以上。这种相变过程导致星体核心区出现负熵梯度引起内外物质的Schwarshild对流将使这强大中微子流向外输送,迅速抵达
11、中微子球表面。我们提出的这种机制大大有利于中微子延迟爆发机制。在我们的初步探讨中，我们用理想Fermi气体作为夸克系统的最简单模型。很快地，印度德里大学的一个研究小组在我们研究的基础上，进一步计入了夸克之间相互作用，发现中微子流量将更加增强1/4左右。目前这方面研究还在深入之中。,SNII仍然未解决的关健问题,中微子流能否激活强大的向外激波? 迄今仍然也是悬案。人们不仅考虑了己知各种粒子( e-, e+, p, n, , 0，,以及 16O等原子核)同中微子的相互作用，而且还探讨了在致密等离子体中，中微子振荡有可能引起这种相互作用的增强。但上述中微子流仍然无法产生如此强大的冲压。也就是说，即使
12、中微子延迟爆发机制，迄今卜在理论上人们也仍然无法自洽地实现超新星的爆发(向外爆发总动能达到 1049 erg 以上。,电荷屏蔽效应对电子俘获过程以及坍缩核心质量的影响(?),同太阳内不同, 超新星内电子俘获过程是当电 子的Fermi 能超过电子俘获的能阈值时，Fermi 面附近的电子打入原子核而发生的。在这种情形下，电荷屏蔽效应从三方面对电子俘获过程有着重要影晌:1)降低入射电子的能量，2)使超过电子俘获能阈值的电子数目减少，3)等效於提高了电子俘获的能阈值。我们已经对这一问题进行过初步试探性研究(1996,2000, 2003)。利用通常人们采用的等离子体强屏蔽的Salpeter屏蔽公式，我
13、们发现, 在超新星内物质高密度环境下电荷屏蔽效应对 等少数几种原子核上电子俘获率的影响可达30-80%。最近，我们还对超新星内部电子俘获率最高的20个核素进行这种计算 (由于不同原子核的结构大不相同，这种计算是相当麻烦的)。电荷屏蔽效应提高了电子俘获过程的有效能阈值，由此明显地提高了爆前超新星核心坍缩的临界密度阈数值，这必将导致实际坍缩(以铁为主要成份的)核心质量低于迄今国际上(未考虑电荷屏蔽效应)计算的数值。只要坍缩核心质量减少3-5%，至今仍然一筹莫展的超新星瞬时爆发机制有可能成功。但是，我们如果采用等离子体强屏蔽的Salpeter公式，则发现它只能使超新星坍缩核心的质量降低1%。,电荷屏
14、蔽效应对56Ni、55Co 电子俘获率的影响,56Ni的电荷屏蔽效应随密度的变化，点线、线段和实线分别对应的是温度为1010K，5*109K和109K的情形横坐标为物质质量密度(对数标,应为log()纵坐标为 C = s/ ; 为电子俘获率, 上标s代表电荷屏蔽。,55Co的电荷屏蔽效应随密度的变化，点线、线段和实线分别对应的是温度为1010K ,5*109K和3.24*109K 的情形,引起大质量恒星核心大规模坍缩的首要原因,电子丰度(Ye ):平均每个核子占有的自由电子数 中子剩余参量: (Nn-Np)/(Nn+Np) ), =1-2Ye Mch =5.84 Ye2 M在硅燃烧开始后不久，
15、星体核心内仍以对称核物质(56Ni)为主，中子剩余参量 0.001 或 Ye 0.495。相应的Chandrasekhar 极限质量为1.43M.硅燃烧阶段时标是相当短的: 最多为几天(有对流情形)或几个小时(无对流情形)。因此，只有在大量和快速的(原子核上)电子俘获过程之后，电子丰度 Ye才会显著减少(或中子剩余参量 明显增长)。电子简并气体中电子俘获一旦大量进行，星体核心将在动力学上变为不稳定，发生引力坍缩现象。即电子俘获过程是导致大质量恒星核心坍缩的第一位物理因素。,2.3 Ia型超新星(SNIa)爆发物理,当吸积白矮星的质量达到 极限(Mch)，白矮星爆燃 Sia 。,Ia型超新星爆发
16、图像,Ia型超新星爆发机制,密近双星系统大质量吸积白矮星:,吸积率: dM/dt (10-9-10-6) M /年,当白矮星的质量增长达到Chandrasekhar临界质量,Mch= 5.86Ye2 M,时, 广义相对论效应致使整个星体(引力)坍缩。(电子俘获过程加速星体坍缩)在急速坍缩过程中,密度、温度急剧增长。(但等离子体中微子发射过程延缓温度增长)。,当达到爆炸性核燃烧条件时,立即点燃爆炸性C燃烧，核燃烧波迅速向外传播。从亚声速的爆燃波演变为超声速的爆轰波，爆炸性C燃烧则演变为爆炸性的(不完全)Si燃烧。它使得整个星体向外爆炸，几乎不遗留致密残骸。,星体热核爆炸,核反应的点火条件:1)核
17、燃烧产能率超过(等离子体激元发射的)中微子能损率 dnuc / dt d / dt 2) 温度达到核反应点火温度 T Tnuc E库仑 /kB , ( 0.05 0.1) E库仑 = Z1Z2e2 / Rnuc 20(Z1Z2 / A1/3) MeV一旦核反应点火 局部失控热核反应(白矮星简并物质特性) 亚声速爆燃波 (向外传播) 超声速爆轰波爆炸性C燃烧 爆炸性(不完全) Si 燃烧 铁族元素整个星体热核爆炸条件: (基本炸光，不遗留致密残骸)1) nuc EB GM2 /R 31051erg人们在SN Ia 模拟计算时, 采用 c 3109 g/cm3, Tc 2108K时C燃 烧点火，迅
18、速发展成为失控C燃 烧。,SN Ia 疑难问题: 1. 前身星?,1) M(WD) Mch= 5.86Ye2 M 1.38 M (C-O白矮星) R(WD) 1600 km2)吸积率(吸积率条件要求适中)dMH/dt 10-9 M /yr 新星爆发(表面壳层爆炸性氢燃烧)dMH/dt 10-6 M /yr 出现氢燃烧壳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 共生星)dMH/dt (dMH/dt)Edd 10-5 M /yr 直接形成共生星dMH/dt (10-9-10-6) M /yr SN Ia问题: 共生星能否导致 SN Ia ? 或 导致白矮星直接坍缩成中子星而不呈现剧烈
19、的超新星爆发?3)光谱分析发现: 双星中大质量白矮星( M 1.30 M )几乎都是 O-Ne-Mg白矮星(约占白矮星总数的1/4)。而目前SN Ia 理论中标准模型是爆发的C-O白矮星。吸积的O-Ne-Mg白矮星最后结局是 SN Ia 的爆发?或是坍缩成中子星? 尚在研究与争论之中。,SN Ia 疑难问题: 2. 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。 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 , ( 电子平均分子量) e = Ye-1 当 c 155 时
20、 (完全电离)等离子体物质固体化。C-O混合固体物质三种可能的状态:C, O 处于分离状态: O集中在核心区，C集中在外围区域。C, O 处于相互混合状态: 无序晶体C, O 处于相互混合状态: 有序晶体1989年研究表明: 微观上C,O分离所消耗能量低于总能量的1%。现有的研究无法判断C, O是否分离，更无法断定处于何种类型晶体。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(形成中子星)的关键问题。,SN Ia 疑难问题: 3. C燃烧点火地点和核反应类型?,问题:C燃烧点火地点位于星体中心以外某处(center-off)
21、(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)点火的热核反应类型? a) 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(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C-O混合状态密切相关:1)无序C-O合金情形: 如果 c(2-3)109g/cm3, Tc 2 108K 通常热核反应 如果 c(0.95-1.5)1010g/cm3, Tc 1109K 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),SN Ia 疑难问题: 3.(续),2) C-
22、O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。在 丰度 X(O) X(C) 情形下，不会发生 12C + 12C 反应， 只出现 12C + 16O 及 16O + 16O 反应 。如果 c 21010g/cm3 , 则 16O 原子核上电子俘获过程大量进行, 促进星体进一步坍缩, 核燃烧点火推迟到更高密度下, 出现致密物质核反应。3) C-O分离情形: (内核为O, 外围为C) 一旦在交界面外的C燃烧点火, 它释放的大量能量将使其温度远高于更外面区域，引起Schwartzschild对流。对流驱动的Urca过程可能导致复杂结果。,预备知识: Urca过程; 原子核稳定性,Urca过程
23、:如果原子核(A,Z) 电子俘获过程产生的子核(A,Z-1)是 - 不稳定的,则 (A , Z) + e- (A , Z-1) + e (A , Z -1) (A , Z) + e- + e(反) (只能在非简并气体中发生) 这个循环称为Urca过程。它等效于 e- e- + e + e(反) (能量“漏管”,它消耗电子热运动能量)(非简并气体中)只有当A, Z都为奇数时, 且(A,Z-1)核- 不稳定,原子核对(A , Z) - (A , Z 1) ) 的Urca过程才有效。这时，(A , Z)核是(原子序为Z的)元素的唯一稳定的同位素。核(A,Z)内中子数为偶数，质子数为奇数，电子俘获能阈
24、值(Q)较低, EC过程容易发生。例:23Na 23Ne 的Urca过程有效,SN Ia 疑难问题: 4.有关对流Urca过程的争论,在(白矮星核心)强电子简并气体中，(由于Pauli原理) -衰变是禁戒的。因此，通常的Urca过程是不会出现的。对流 Urca 过程(Paczynsky, 1972): 失控碳燃烧会引起星体核心内外物质的对流, 来回对流的物质将通过外核心区的某一 “Urca 壳层”，其内电子的Fermi能量足够高，超过了23Na(C燃烧核产物, 丰度10-5)核上电子俘获能阈值 (Q = 3.695 MeV), 电子俘获过程 23Na(e-, e)23Ne 大量进行。虽然不稳定
25、核 23Ne 在核心区不会发生 -衰变,但当产生的不稳定核 23Ne随对流物质穿出“Urca 壳层”之后，其外面物质密度较低，电子Fermi能不高, 不会抑制23Ne 的 -衰变过程 (23Ne(e-, e(反) 的进行。这就形成了对流的(23Na - 23Ne) Urca 过程。这种“能量漏管”大大推迟热核反应转变为失控状态的时间。如果更多的核素参与对流 Urca 过程, 有可能使星体不呈现SNIa向外爆炸, 而是进一步坍缩成中子星。,4.有关对流Urca过程的争论(续),Bruenn(1973):对流驱动Urca 过程的作用? 冷却效应还是加热效应?关键在于中微子带走的能量:它由星体内简并
26、物质的温度和密度决定的。对给定的一对原子核(A, Z)和(A, Z 1)而言,(在给定的密度下) 如果 T Tcrit , 冷却效应原因: Urca 过程发射的中微子平均能量高于 E ,仅靠电子Fermi能是不能发射中微子对(完全Urca过程)的。必须同时再消耗(电子俘获过程中)入射电子的(热运动)动能, 其净效果为冷却。对23Na 23Ne Urca过程而言，在 (1.8-4.0)109g/cm3范围内,现有SNIa碳爆燃模型中 C 燃烧温度 T 104 km/s )和动能。延迟爆轰波模型在定性上合理，有待进一步定量研究。,7. SNIa 核合成问题?,SNIa 光谱观测推断:1)由光变曲线
27、缓慢衰减和晚期最强的Fe光谱线 SNIa爆发过程中核合成主要产物是 56Ni2) 由光极大时光谱 SNIa 产生适量的中量元素(Si-Ca) 延迟爆轰波理论的最大优点: 在 1s ; Crab 脉冲星:P=0.0334s高速旋转中子星? GMm/r2 mV2rot/r , Vrot=2r/P, M=(4 /3)R3 (3 )/(GP2), G =6.6710-8 (cgs), PCrab(1/30)s 1.3 1011 g/cm3 (白矮星 106 g/cm3 )结论:脉冲星高速旋转的中子星,中子星(脉冲星)性质概要,质量 (0.2-2.5)Msun 半径 (10-20) km自转周期 P 1
28、.5 ms 8s (己发现的范围)表面磁场: 大多数脉冲星: 1010-1013 Gauss磁星 (?) 1014-1015 Gauss表面温度:105-106K 非脉冲(软)x射线热辐射脉冲星同超新星遗迹成协(?) 发现10个脉冲星的空间运动速度: 高速运动。 大多数: V (200 500)km/s ; 5个: V 1000km/s,中子星表面大气的标高与大气层厚度,P = P0 exp-h/h0, h0 = kT/(mHg) 表面重力加速度: g = GM/R2 1014 cm/s2 表面温度 T 106K, R 10 km M Msun =2 1033 克 对氢原子 mH=1.6710
29、-24 克h0 1 cm推论:中子星大气层厚度 10 cm,94颗脉冲(单)星的空间速度,V (km/s) 脉冲星数 所占百分比 100 71 3/4 300 36 38% 500 14 15% 1000 5 5%,脉冲星的磁层,光速园柱面,开放磁力线,辐射束,r=c/,B,封闭磁层,中子星M = 1.4 MSunR= 10 kmB = 10 8 to 10 13 Gauss,正常 射电脉冲星周期:十几毫秒到几秒。 集中在：0.1 s-1 sCrab 脉冲星(PSR B0531): P = 0.0334sVela 脉冲星(PSR B0833): P = 0.0893s自转逐渐(稳定地)变慢(S
30、pin down)原因: (主要原因)旋转的脉冲星辐射消耗转动能; 或周围吸积的旋转物质同磁层相互作用,使脉冲星旋转角动量减少。周期增长率典型值：dP/dt 10-15ss-1,射电脉冲星,毫秒脉冲星(Millisecond)(在密近双星系统中或位于球状星团内物质密集区内) P 几毫秒它们不是年轻脉冲星,而是一种再生(或再加速,Recycle)脉冲星 :通过吸积它周围旋转物质而使脉冲星本身转动加快 螺旋桨机制 周期变率典型值：dP/dt 10-20 ss-1,年轻脉冲星的Glitch现象,脉冲周期平稳地增长背景上偶然地脉冲周期会突然变短(周期变化幅度为10-6-10-10),随后较之前更迅速地变慢，持续直到恢复过去的周期增长率。这种现象称为Glitch现象。Vela PRS 和Crab PSR, 3-4年出现一次。后来陆续发现更多的脉冲星出现微Glitch现象(周期变短幅度低于10-12),
