第二講超新星爆發(fā)

第二講超新星爆發(fā)第一頁，共八十三頁，編輯于2023年，星期四歷史上的超新星爆發(fā)時間(AD)光度極大星等發(fā)現(xiàn)者遺跡185?-8中國天文學(xué)家RCW86393-1中國天文學(xué)家837?-8?中國天文學(xué)家IC4431006-10中/阿天文學(xué)家SN10061054-5中/日天文學(xué)家CrabNebula1181-1中/日天文學(xué)家3C581572-4TychoBraheTycho1604-3KeplerKepler16805?JohnlamsteedCasA1987+2.9IanSheltonSN1987A第二頁，共八十三頁，編輯于2023年，星期四1054超新星遺跡---蟹狀星云(Crab)及其脈沖星(PSR0531)第三頁，共八十三頁，編輯于2023年，星期四近代超新星研究的序幕1934年Baade&Zwicky在對河外星系的超新星進行系統(tǒng)地觀測研究的基礎(chǔ)上，在1/3頁的短論文中提出了四個完全嶄新的重要預(yù)言，它不僅正式提出中子星的觀念,而且創(chuàng)見性地以超新星為樞紐把它同恒星死亡、中子星、高能宇宙線的起源聯(lián)系起來。恒星死亡超新星爆發(fā)

中子星超新星爆發(fā)

高能宇宙線的起源1942年Gamow利用Urca過程機制來探討大質(zhì)量恒星晚期核心坍縮的可能性1960年丘宏義等人首先研究大質(zhì)量恒星內(nèi)正負電子對湮滅發(fā)射中微子對過程并提出它可能導(dǎo)致超新星爆發(fā)。這實際拉開了現(xiàn)代高能天體物理理論研究的序幕。1966年Colgate從流體動力學(xué)出發(fā),首次從解析角度探討了超新星核心坍縮的動力學(xué)過程。正式拉開了現(xiàn)代超新星研究的序幕第四頁，共八十三頁，編輯于2023年，星期四超新星分類

與

觀測特征第五頁，共八十三頁，編輯于2023年，星期四超新星分類1.核心坍縮型超新星(SNII、SNIb,、SNIc)2.吸積白矮星的熱核爆炸型超新星(SNIa)第六頁，共八十三頁，編輯于2023年，星期四超新星分類(2)SN:按照光譜與光變曲線形狀的特征來分類I型（Ia,Ib/Ic）—無H線；II型—有H線第七頁，共八十三頁，編輯于2023年，星期四超新星的觀測特征A)光譜第八頁，共八十三頁，編輯于2023年，星期四光譜

H/無H

(光極大)

SNII

SNI

光變曲線形狀Si(SiII6355,吸收線)/無

Si

(He線很弱)IILIIPSN1987A

SN1987KHe(

5876,吸收線)/無He

IaIbIc

晚期(6個月以后)光譜:H/無H

SNII

SNI

O/HO/無O

SN1987KIb,IcIa

(H,O,Ca)(H,Ca)

(O,Ca)

(Fe,Co)第九頁，共八十三頁，編輯于2023年，星期四光譜觀測的推論1.SNI(a,b,c)爆發(fā)前后恒星物質(zhì)基本上不含氫。

其前身星或者為白矮星、或者為WR(Wolf–Rayet)星。

(WR星:M主序

>30M⊙,Tc

(7-9)107K

強大星風(fēng)將氫大氣包層(甚至氦包層)全部吹掉)2.SNIa

大氣中He含量很低。但(外層大氣中)Si元素不少。3.SNIb大氣中主要成分是He4.SNII爆前恒星外層以H為主,其次為氧(O)。5.SNII+SNIb+SNIc產(chǎn)生大量的氧,

而SNIa幾乎不產(chǎn)生氧6.SNIa爆炸過程中核合成最后產(chǎn)生并向外拋射大量的Fe

M(Fe)~(0.6-1.25)M⊙/SNIa

但SNII、SNIb、SNIc

拋向太空的Fe很少

M(Fe)~0.1M⊙/SNII第十頁，共八十三頁，編輯于2023年，星期四B)光變曲線光變曲線尾巴衰減規(guī)律:Lexp{-t/}

放射性元素能源<>~64d(SNI)~90d(SNII-L)~145d(SNII-P)

56Ni

56Co

56Fei8.8d114d

1/26.8d77.8d

伴隨-ray:0.847MeV(99.96%)1.238MeVSN1987A:從光變曲線尾巴的擬合

0.075M⊙(56Ni)500天以后:56Co+57Co(

1/2=271d)(:0.122MeV(85.6%),0.136MeV)800天以后:44Ti(

1/2=4.7年)第十一頁，共八十三頁，編輯于2023年，星期四C)空間分布

SNIaSNIbSNII

旋渦星系和橢園只出現(xiàn)在旋渦星系或不規(guī)則星系星系內(nèi)均有同恒星形成區(qū)(HII區(qū))相聯(lián)系在旋渦星系中，同旋臂明顯相關(guān)同旋臂不相關(guān)

前身星(同光譜特征相結(jié)合的推論)雙星系統(tǒng)中WR星較大質(zhì)量主序星吸積白矮星M主序>30M⊙8<M主序/M⊙<30第十二頁，共八十三頁，編輯于2023年，星期四D)爆發(fā)能量總輻射能

Er~1049

ergs

(對各類超新星)拋射物總動能:EK~1051ergs(對各類超新星)<Vmax>~104Km/sSNIa:Vmax>

104Km/sSNII:一般:Vmax~

104Km/sSN1987A:Vmax~3×104Km/s(引力)束縛能:EB~(0.5–1.0)×1051ergs(對各類超新星)爆發(fā)總能量:SNIa:E總

=Er+EK+EB~1051ergsSNII:中微子暴:E~1053ergs(SN1987A)(核心坍縮成中子星)

E總

~1053ergs

第十三頁，共八十三頁，編輯于2023年，星期四E)爆發(fā)頻率銀河系內(nèi)肉眼可見超新星爆發(fā)頻率:q肉眼~1/(400年)

(由于銀河系內(nèi)星際介質(zhì)擋光，絕大多數(shù)超新星肉眼看不見)

各種統(tǒng)計方法推論

q總

~(1/25–1/30)年-1SNIa爆發(fā)頻率:

1990年以前認為:qSNIa~qSNII難以克服的矛盾:由M(56Fe)~(0.6–1.25)M⊙/SNIa

M(56Fe)<0.1M⊙/SNII

Fe族元素的某些富中子同位素的豐度遠遠超過太陽系標準值。1991年重新分析統(tǒng)計:qSNIa~(1/6–1/7)qSNII+SNIb

星系內(nèi)一半以上的Fe來自SNIa

第十四頁，共八十三頁，編輯于2023年，星期四F)前身星SNIa:雙星中吸積的白矮星SNIb(SNIc):WR星(M主序

>(30-40)M⊙

)

SNII:質(zhì)量較大恒星:8M⊙<M主序

<25M⊙

E)爆發(fā)后遺留致密殘骸SNIa:基本上全部炸光，不殘存任何致密天體。只觀測到膨脹的超新遺跡—氣體星云+塵埃+碎片例:SN1006核心坍縮型超新星:SNII:中央殘骸:中子星(觀測上表現(xiàn)為脈沖星)

例:SN1054—蟹狀星云+蟹狀星云脈沖星(CrabPSR)(PSR0531;周期:0.033秒)船帆座脈沖星(VelaPSR):PSR0833;周期:0.086秒SNIb+SNIc:殘留黑洞???第十五頁，共八十三頁，編輯于2023年，星期四小結(jié)SpectralTypeIbIcIIIa無氦光譜線明顯的氦(吸收)光譜線無硅光譜線明顯硅(Sinicon)(吸收)譜線無氫光譜線以氫光譜線為最強光譜物理機制吸積白矮星的熱核爆炸大質(zhì)量恒星演化終結(jié)時核心坍縮(在紅巨星階段通過強大的星風(fēng)可能己經(jīng)喪失它的止氫包層甚至氦包層)光變曲線單純、線性下降L(線性下降)、P(呈現(xiàn)平臺)、I(不規(guī)則)三類致密殘骸無中子星(呈現(xiàn)為脈沖星)或者黑洞?Rate/h2SNu0.360.110.710.340.140.07ObservedTotal2000asoftoday(nowadays200/year)中微子發(fā)射100可見光能量不重要IaIbIcII第十六頁，共八十三頁，編輯于2023年，星期四兩類超新星的主要特征超新星類型IaII極大光度3x109

L⊙3x108

L⊙光譜無氫光譜線;重元素光譜線很多;后期Fe線最強最強的是氫光譜線

前身星雙星系統(tǒng)中的白矮星大質(zhì)量恒星爆發(fā)原因伴星物質(zhì)被致密白矮星吸積而流入白矮星大質(zhì)量恒星的鐵核心坍縮爆發(fā)物理機制吸積白矮星C/O核心的熱核大爆炸轉(zhuǎn)化為鐵族元素從新生中子星表面向外行進的反彈激波:中微子壓強殘骸無致密殘骸中子星超新星遺跡內(nèi)的核產(chǎn)物主要是鐵各種元素都有第十七頁，共八十三頁，編輯于2023年，星期四II型超新星

的

爆發(fā)機制第十八頁，共八十三頁，編輯于2023年，星期四大質(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(3-5)109K

3109g/cm3Mcore>1.13M⊙第十九頁，共八十三頁，編輯于2023年，星期四大質(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QEC(12C)=20.596MeV,EC=3.91010g/cm3QEC(56Fe)=3.695MeV,EC=1.14109g/cm3第二十頁，共八十三頁，編輯于2023年，星期四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第二十一頁，共八十三頁，編輯于2023年，星期四廣義相對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)。引起吸積白矮星坍縮(它導(dǎo)致SNIa

爆發(fā))的主要因素是廣義相對論效應(yīng)。(光子致使鐵原子核碎裂反應(yīng)只是輔助因素)第二十二頁，共八十三頁，編輯于2023年，星期四超巨質(zhì)量恒星坍縮的主要物理因素超巨質(zhì)量恒星坍縮的主要因素:電子對湮滅為中微子對過程

非簡并高溫環(huán)境(T>2×109K):第二十三頁，共八十三頁，編輯于2023年，星期四II型超新星核心坍縮與星體爆發(fā)圖象內(nèi)核心:同模坍縮Vrr(亞聲速區(qū))外核心:自由坍縮Vr~Vff/2M內(nèi)核心~0.6M⊙內(nèi)外核心交界面附近:Vr

~(1/8–1/4)c(光速)第二十四頁，共八十三頁，編輯于2023年，星期四超新星核心坍縮與反彈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

nuc

(

nuc=2.8×1014g/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(zhì)狀態(tài)方程P

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

(2-4)

nuc時，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,它們猛烈地撞擊在突然停止坍縮的堅硬的內(nèi)核心上，因而在內(nèi)核心外不遠處立即產(chǎn)生一個很強的向外行進的反彈激波，其能量高達

Eshock~1051-52ergs。第二十五頁，共八十三頁，編輯于2023年，星期四光裂變反應(yīng)導(dǎo)致反彈激波的能量損耗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(zhuǎn)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10MeV,超過了56Fe平均每個核子的結(jié)合能(8.8MeV)。鐵族元素的原子核很快地被熱光子打碎:(1foe=1051ergs)能量耗損率第二十六頁，共八十三頁，編輯于2023年，星期四瞬時爆發(fā)機制失效的原因如果則激波可以沖出外核心。而且當(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星幔和大氣拋向太空，形成超新星的爆發(fā)?！矔r爆發(fā)機制。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。不會導(dǎo)致超新星的爆發(fā)。而且由于核心外圍的星幔和大氣繼續(xù)問中心墜落，原來向外行進的反彈激波轉(zhuǎn)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。第二十七頁，共八十三頁，編輯于2023年，星期四結(jié)論:瞬時爆發(fā)機制能否成功的關(guān)鍵在于反彈激波能量的大小以及它的外(鐵)核心的質(zhì)量是否過大?兩種探討途徑;1)設(shè)法增加反彈激波能量—例如，為使核心坍縮得更為致密(釋放更多的自引力能),人為地選取過小的原子核壓縮模量系數(shù)K130(核物理實驗值K

210-220)2)反復(fù)地修改大質(zhì)量恒星爆前演化模型，以圖拼命地降低外鐵(核心)質(zhì)量

—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(zhì)量太大。

第二十八頁，共八十三頁，編輯于2023年，星期四III.Wilson的中微子延遲爆發(fā)機制:他假定新生中子星在0.5秒內(nèi)產(chǎn)生大量(1052ergs以上)的中微子流。它同物質(zhì)相互作用，中微子流的動量沖壓導(dǎo)致超新星爆發(fā)本圖描述了反彈激波在停止后景象。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。第二十九頁，共八十三頁，編輯于2023年，星期四中微子延遲爆發(fā)機制中兩個尚未解決的關(guān)鍵問題1)

新生的高溫中子星能否在非常短的時標內(nèi)產(chǎn)生如此巨大的中微子流?產(chǎn)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(zhì)向(u,d)夸克物質(zhì)的轉(zhuǎn)化?均未成功)2)

即使在極短時標內(nèi)出現(xiàn)了強大的中微子流，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104km/s左右，爆發(fā)總動能否達到1049erg?第三十頁，共八十三頁，編輯于2023年，星期四強大中微子流如何在瞬間產(chǎn)生?

——我們過去的研究1995年，我們南京大學(xué)研究小組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+du+s將在短于1微秒的時標內(nèi)產(chǎn)生大量中微子流，其平均能量為10MeV左右，總能量達1052erg以上。這種相變過程導(dǎo)致星體核心區(qū)出現(xiàn)負熵梯度引起內(nèi)外物質(zhì)的Schwarshild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。(DaiZ.PengQ.andLuT.ApJ.,1995,440:815)我們提出的這種機制大大有利于中微子延遲爆發(fā)機制。第三十一頁，共八十三頁，編輯于2023年，星期四我們研究引起的的反響1.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(xué)一個研究小組在我們研究的基礎(chǔ)上，進一步計入了夸克之間相互作用，發(fā)現(xiàn)中微子流量將更加增強1/4左右。這方面研究還在深入之中。2.我們這篇論文也己成為最近幾年人們探討奇異(夸克)星的奠基性論文之一(至今己有30多篇他人文章引用)。例如,Ker?nenetal.,2004,astro-ph/0406448“Neutrinoemissionandmassejectioninquarknovae”第三十二頁，共八十三頁，編輯于2023年，星期四中微子延遲爆發(fā)機制中仍然未解決的關(guān)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。人們不僅考慮了己知各種基本粒子(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(chǎn)生如此強大的沖壓。也就是說，即使中微子延遲爆發(fā)機制，迄今在理論上人們也仍然無法自洽地實現(xiàn)超新星的爆發(fā)。(向外爆發(fā)總動能達到1049erg以上)第三十三頁，共八十三頁，編輯于2023年，星期四最近關(guān)于核心坍縮型超新星爆發(fā)的爭論Burasetal.,2003,Phys.Rev.Lett.,90No.24,241101

“ImprovedModelsofStellarCoreCollapseandStillNoExplosions:WhatisMissing?”M.Liebend?rfer,2004,arXiv:astro-ph/0405029“Fifty-NineReasonsforasupernovatonotExplode”第三十四頁，共八十三頁，編輯于2023年，星期四

我對超新星爆發(fā)機制

的

新觀點與新建議

(NuclerPhysicsA738(2004)515-518)

第三十五頁，共八十三頁，編輯于2023年，星期四超新星爆發(fā)前夕主要核素的電子俘獲率

、

s分別是未計及和考慮電荷屏蔽效應(yīng)下的電子俘獲率影響。這里的核素由于電荷屏蔽的影響俘獲率要比原來下降10%-15%左右。(羅志全，彭秋和，1996)第三十六頁，共八十三頁，編輯于2023年，星期四電荷屏蔽效應(yīng)對超新星爆發(fā)的影響電荷屏蔽效應(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，這必將降低實際坍縮(以鐵為主要成份的)核心的質(zhì)量。以前在計算電子俘獲率

EC時,并未考慮電荷屏蔽效應(yīng)。當(dāng)考慮電荷屏蔽效應(yīng)后,

sEC<

EC,tsEC>tEC因此,滿足條件(A)的臨界點處的密度值*要求更高,或只有在更高的密度(對應(yīng)的Rc也更小)點以內(nèi)的物質(zhì)才會極迅速地向內(nèi)坍縮。因而，由于電荷屏蔽效應(yīng)的影響，坍縮核心質(zhì)量必定小于原來未考慮電荷屏蔽效應(yīng)時的數(shù)值。即

Msc<Mc結(jié)論:考慮電荷屏蔽效應(yīng)必定會使得超新星坍縮核心質(zhì)量數(shù)值下降，有利于瞬時爆發(fā)機制。具體研究必須結(jié)合最新核物理研究進行數(shù)值模擬計算。第三十七頁，共八十三頁，編輯于2023年，星期四電荷屏蔽效應(yīng)對電子俘獲過程

和超新星爆發(fā)的影響電荷屏蔽效應(yīng)使電子俘獲過程速率變慢(羅志全、彭秋和,1996,2000)(蔣廣飛、彭秋和,2002)(羅志全、劉門全、彭秋和,2005)

sEC<

EC,tsEC>tEC電荷屏蔽效應(yīng)的計入更加有利于超新星的爆發(fā)(正在計算中)第三十八頁，共八十三頁，編輯于2023年，星期四Ia型超新星Ia型超新星的爆發(fā)圖象SNIa疑難問題SNIa

探測的宇宙學(xué)意義第三十九頁，共八十三頁，編輯于2023年，星期四Ia型超新星

當(dāng)吸積白矮星的質(zhì)量達到Chandrasekha極限，白矮星的爆燃而導(dǎo)致的超新星爆發(fā)。第四十頁，共八十三頁，編輯于2023年，星期四Ia型超新星爆發(fā)圖像第四十一頁，共八十三頁，編輯于2023年，星期四Ia型超新星爆發(fā)機制密近雙星系統(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)量增長達到Chandrasekhar臨界質(zhì)量Mch=5.86Ye2M⊙時,廣義相對論效應(yīng)致使整個星體(引力)坍縮。(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(dāng)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。第四十二頁，共八十三頁，編輯于2023年，星期四星體熱核爆炸核反應(yīng)的點火條件: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

dnuc/dt>d/dt

2)溫度達到核反應(yīng)點火溫度

T>Tnuc~E庫侖

/kB,~(0.01–0.05)%E庫侖=Z1Z2e2/Rnuc

20(Z1Z2/A1/3)MeV一旦核反應(yīng)點火局部失控?zé)岷朔磻?yīng)(白矮星簡并物質(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<HD~ff~4.46101/2msnuc(dnuc/dt)·

nuc>EB~GM2/R~3×1051erg人們在SNIa

模擬計算時,采用c~3×109g/cm3,Tc

~2×108K時的C燃燒點火，在(電子)簡并狀態(tài)迅速發(fā)展成為失控C燃燒。第四十三頁，共八十三頁，編輯于2023年，星期四SNIa研究中的疑難問題第四十四頁，共八十三頁，編輯于2023年，星期四SNIa疑難問題:1.前身星???M(WD)

Mch=5.86Ye2M⊙

~1.38M⊙

(C-O白矮星)R(WD)~1600km2)吸積率(吸積率條件要求適中)dMH/dt10-9M⊙

/yr—新星爆發(fā)(表面殼層爆炸性氫燃燒)dMH/dt>10-6M⊙/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

~10-5M⊙/yr—

直接形成共生星dMH/dt~(10-9-10-6)M⊙

/yrSNIa問題:共生星能否導(dǎo)致SNIa?或?qū)е掳装侵苯犹s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~1.30M⊙)幾乎都是O-Ne-Mg白矮星(約占白矮星總數(shù)的1/4)。而目前SNIa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(jié)局是SNIa

的爆發(fā)?或是坍縮成中子星?尚在研究與爭論之中。第四十五頁，共八十三頁，編輯于2023年，星期四SNIa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(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-1

當(dāng)

>

c~171時(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%?，F(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。問題的嚴重性:不同類型的固體狀態(tài)決定了坍縮白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(guān)鍵問題。第四十六頁，共八十三頁，編輯于2023年，星期四SNIa疑難問題:3.C燃燒點火地點和核反應(yīng)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(zhì)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(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動能量提供)b)致密物質(zhì)核反應(yīng)(Pycnonuclearreaction)

(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(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,Tc1×109K

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))第四十七頁，共八十三頁，編輯于2023年，星期四SNIa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(dāng)高密度時才出現(xiàn)。在豐度X(O)>X(C)情形下，不會發(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行,促進星體進一步坍縮,核燃燒點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(qū)動的Urca過程可能導(dǎo)致復(fù)雜結(jié)果。第四十八頁，共八十三頁，編輯于2023年，星期四預(yù)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(chǎn)生的子核(A,Z-1)是-

不穩(wěn)定的,則(A,Z)+e-

(A,Z-1)+e

(A,Z-1)

(A,Z)+e-

+

e(反)

—只能在非簡并氣體中發(fā)生組成的的循環(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)原子核性質(zhì):奇A核只有一種穩(wěn)定的同量異位素

(從A~36開始)偶A核有(1-3)種穩(wěn)定的同量異位素偶Z核通?？梢杂衺10種穩(wěn)定的同位素

(例:Zn,有10種穩(wěn)定的同位素)大多數(shù)奇Z核通常只有一種穩(wěn)定的同位素(例19F,23Na)

少數(shù)有兩種穩(wěn)定同位素

第四十九頁，共八十三頁，編輯于2023年，星期四(續(xù))例:35,37Cl,準穩(wěn)同位素36Cl:1/2=3.0×106年;

39,41K,準穩(wěn)同位素40K(1.17E-4):

1/2=1.28×109年只有當(dāng)A,Z都為奇數(shù)時,且(A,Z-1)核

-不穩(wěn)定情形下，(非簡并氣體中)((A,Z)-(A,Z–1))這一對原子核的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(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(xiàn)的。第五十頁，共八十三頁，編輯于2023年，星期四SNIa疑難問題:4.有關(guān)對流Urca過程的爭論對流Urca過程(Paczynsky,1972):

失控碳燃燒會引起星體核心內(nèi)外物質(zhì)的對流,來回對流的物質(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=3.695MeV),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)不會發(fā)生

-衰變,但當(dāng)產(chǎn)生的不穩(wěn)定核23Ne隨對流物質(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(yīng)轉(zhuǎn)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(xiàn)SNIa向外爆炸,而是進一步坍縮成中子星。第五十一頁，共八十三頁，編輯于2023年，星期四對流Urca過程的作用—冷卻還是加熱?Bruenn(1973):對流驅(qū)動Urca過程的作用??

冷卻效應(yīng)還是加熱效應(yīng)??關(guān)鍵:中微子帶走的能量:它由星體內(nèi)簡并物質(zhì)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=E/k,E=(EF–Q),

加熱效應(yīng)原因:Urca過程發(fā)射的中微子平均能量低于

E,則電子Fermi能的另一剩余部分將轉(zhuǎn)化為(

-衰變過程中)出射電子的動能

轉(zhuǎn)化為熱運動動能,加熱。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。第五十二頁，共八十三頁，編輯于2023年，星期四(續(xù))對23Na–23NeUrca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)，不會推延和抵消簡并物質(zhì)中C燃燒的失控轉(zhuǎn)變—迄今幾乎所有的SNIa模擬計算并未考慮對流Urca過程。當(dāng)

~4.0×109g/cm3

時,出現(xiàn)新的Urca對21Ne-21F,情形復(fù)雜。(21Ne核的電子俘獲能閾值為5.70MeV),由于對流邊界不確定，迄今仍然在研究中。第五十三頁，共八十三頁，編輯于2023年，星期四5.碳爆燃波的加速傳播問題(電子簡并下)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以熱傳導(dǎo)方式向外傳播，其速度為50km/s,遠遠低于白矮星致密物質(zhì)內(nèi)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現(xiàn)。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曀賁i爆轟波的?第五十四頁，共八十三頁，編輯于2023年，星期四(續(xù))現(xiàn)有的認識:隨著失控C燃燒的進行(物質(zhì)處于對流狀態(tài))，當(dāng)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(nèi)和向外運動往返一周的時標時，低速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(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(zhì)密度，因而導(dǎo)致(上層流體重于下層流體中出現(xiàn)的)Rayleigh-Taylor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。

第五十五頁，共八十三頁，編輯于2023年，星期四7.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(chǎn)物是56Ni2)由光極大時光譜

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: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)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(xiàn)O的光譜，而理論上則難以實現(xiàn)。2)鐵族元素的某些同位素(理論上)合成過多問題:第五十六頁，共八十三頁，編輯于2023年，星期四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的理論模型都會出現(xiàn)鐵族元素合成過多的結(jié)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(nèi)鐵族元素的一半以上是由SNIa提供的,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合成太多的矛盾:理論上M(60Fe)~10-4/SNIa

在銀河系內(nèi)累積的60Fe>1M⊙

。60Fe:1/2=1.5×106年,

i=2.16×106年。60Fe在-衰變(成為60Co)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發(fā)現(xiàn)。但至今未發(fā)現(xiàn)。(Compton射線星,1993年發(fā)射,探測流量閾為105

·cm-2·s-1)Khokhlov的延遲爆轟波模型(1991)不會出現(xiàn)上述問題,但該模型物理上不可靠。第五十七頁，共八十三頁，編輯于2023年，星期四SNIa探測

的

宇宙學(xué)意義第五十八頁，共八十三頁，編輯于2023年，星期四Hubble定律1929年，哈勃僅用24個星系的觀測資料，做出了距離與視向速度的關(guān)系圖。Hubble’s1929dataDistance(Mpc)Velocity(km/sec)星系退行速度和星系距離成正比所有的天體在遠離我們而去，宇宙在膨脹。宇宙的年齡是有限的，它有一個起點H0:現(xiàn)在時刻的Hubble常數(shù)t=D/V=1/H0≈150億年

（

取H0≈

65km/s/Mpc）第五十九頁，共八十三頁，編輯于2023年，星期四Robertson-Walker度規(guī)Robertson(1929,1936)和Walker(1936)給出了在球坐標系（t,r,,）中滿足宇宙學(xué)原理的線元的一般表達式或廣義相對論下的流體動力學(xué)方程Friedmann方程:宇宙標度因子第六十頁，共八十三頁，編輯于2023年，星期四宇宙膨脹(牛頓引力論+廣義相對論)按Newton第二定律，右邊為半徑為a的球面上單位質(zhì)量體元受到的力，F(xiàn)=-GmM/a2，其中M=4Ga3

/3，于是有廣義相對論效應(yīng)+3p/c2

Einstein引人宇宙斥力項——宇宙常數(shù)Hubble定律:第六十一頁，共八十三頁，編輯于2023年，星期四臨界密度cr與Newton力學(xué)中的總的機械能守恒類似E=T+U=mV

2/2–GMm/r(結(jié)合觀測總結(jié)的Hubble定律) =mH

2r

2/2–(4πr

3/3)Gmρ/r =mr2(H

2/2–4πGρ/3)E<0閉宇宙(有限)E>0開宇宙(無限)E=0平坦宇宙(無限)第六十二頁，共八十三頁，編輯于2023年，星期四宇宙密度現(xiàn)在時刻宇宙的臨界密度為（取k、為零時）為宇宙常數(shù)所對應(yīng)的密度參數(shù)為宇宙曲率項所對應(yīng)的密度參數(shù)第六十三頁，共八十三頁，編輯于2023年，星期四宇宙膨脹演化狀態(tài)方程:告訴我們不同成分隨紅移的演化關(guān)系？Friedmann方程相對論性粒子（輻射）:=1/3非相對論性物質(zhì)（塵埃）:=0真空能（宇宙常數(shù)）:=-1曲率項:=-1/3第六十四頁，共八十三頁，編輯于2023年，星期四于是可以構(gòu)造宇宙三角形,由此來討論不同模型下宇宙的性質(zhì)。Friedmann方程可以改寫為第六十五頁，共八十三頁，編輯于2023年，星期四理論宇宙三角形第六十六頁，共八十三頁，編輯于2023年，星期四Ia型超新星宇宙學(xué)的歷史Ia型超新星是吸積的白矮星的熱核爆炸形成的Kowal(1968)最早發(fā)現(xiàn)了Ia型超新星具有很好的哈勃圖，提出可以用來測量哈勃常數(shù)

Colgate(1979)提出利用將來觀測到的紅移z=1附近的Ia型超新星可以用來研究宇宙的減速因子

Phillips(1993)發(fā)現(xiàn)了Ia型超新星的標準燭光關(guān)系a和b是兩個參數(shù)，由低紅移的超新星定出。這就是超新星中的內(nèi)稟關(guān)系

利用這個關(guān)系Riessetal.(1998)和Perlmutteretal.(1999)發(fā)現(xiàn)宇宙在加速膨脹，表明宇宙的大量能量以暗能量的形式存在第六十七頁，共八十三頁，編輯于2023年，星期四SNIa光變曲線的重要特征:標準燭光幾乎所有的SNIa光變曲線形狀以及光譜都非常相似觀測發(fā)現(xiàn)所有的SNIa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

=-2.5log10L即,所有的SNIa在光極大時的光度(L)都幾乎相等。原因:所有的SNIa都是當(dāng)吸積白矮星的質(zhì)量增長到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。這也反映了它們爆炸時熱核燃燒性質(zhì)及爆燃(爆轟)波傳播性質(zhì)相近。SNIa距離的確定:M絕對星等=m+5–logD(pc)–A+KA:星際消光使視星等變暗;K:星系紅移引起的視亮度變化從SNIa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(guān)系。第六十八頁，共八十三頁，編輯于2023年，星期四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。

logLmax

-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。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(Lp)之間的相關(guān)性來校準SNIa的光極大光度。以它作為標準燭光，根據(jù)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-距離相關(guān)性統(tǒng)計,以測定哈勃常數(shù)。第六十九頁，共八十三頁，編輯于2023年，星期四標準燭光關(guān)系的宇宙學(xué)應(yīng)用由光度距離定義Fp:觀測的峰值流量;dL:視光度距離。或從理論上，在CDM宇宙學(xué)模型下，當(dāng)紅移值很小(z<<1)時，化簡為第七十頁，共八十三頁，編輯于2023年，星期四研究宇宙學(xué)的方法通過對低紅移超新星的z,Fp,m15

觀測,用最小二乘法統(tǒng)計分析H0和(a,b)<Lp>;再對不同的M,,k)(常取k=0)組合,Fp(mB)–z理論曲線同(mB-z)觀測曲線對比。當(dāng)dL