恒星的热核演化与终结 彭秋和 (南京大学天文系)

<  > ~ 1.4 g/cm3 R地球  6370 公里

太阳内部状况 H: X≈0.68 He: Y≈0.30 Z≈0.02 (C、N、O 以上重元素) ρc≈(50-100) g/cm3 Tc≈(1.4-1.5)×107 K ρc≈(50-100) g/cm3 H: X≈0.68 He: Y≈0.30 Z≈0.02 (C、N、O 以上重元素)

太阳能源 从很远处看, 太阳是一个黄色的矮星 太阳中心区域内持续不断的热核燃烧。 4 1H  4He 由Einstein 的质量-能量关系式 E = Mc2 ΔM c2 = {4 M(1H) – M(4He)}c2 = 26.73 MeV 同时释放26.73 MeV的能量。 太阳内部每秒钟都有7,750万吨的氢在这种热核爆炸过程中转化为氦, 正是由于这种热核燃烧维持着太阳巨大的光度。 太阳内部这种热核燃烧已经持续了45亿年。 估计它还可以这样稳定地再燃烧50亿年左右。 在恒星世界中太阳是一个普通的恒星。

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 热核(燃烧)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: H燃烧 (稳定核燃烧, 主序星): 核合成主要结果: 4 1H  4He 1. PP反应链---- Tc< 1.6107 K 小质量恒星 < 1.1 M⊙ 对太阳(⊙), 稳定燃烧100亿年

(pp-ν) pp链:氢(质子)合成氦(α粒子) — 小质量(M < 1.1 M⊙)主序星 的氢燃烧 86% 99.85% 0.15% 99.75% 0.25% 86% 14% (pp-ν) 99.85% 0.15%

太阳——强大的中微子源 源反应 简称 中微子能量 E (MeV) 1H + 1H  2D + e+ + e 7Be +e-  性质 极大能量 平均能量 中微子流量(理论) (在地球处每秒穿过1米2 面积的太阳中微子数目) 1H + 1H  2D + e+ + e 低能 (pp) 中微子 连续 0.420 0.265 7Be +e-  7Li + e 中能 (7Be) 分立 0.86 (90%) 0.38 (10%) 8B  8Be+ e++ e 高能 (8B) 连续 14 7.2 从太阳发射出来的中微子主要是低能中微子。中能中微子的流量只占低能中微子流量的1/20。高能中微子流量只有低能中微子流量的三十万分之一。 中微子流量理论预言取自文献:J. Bahcall, ApJ, 2001, 555, 990-1012。

Davis中微子探测实验 1958-1968年间，在美国南达科他州Homestake这个地点的地下废矿 井中,采用 455 m3的C2Cl4作为探测材料, Davis利用放射性化学方法 建立了一个大型的中微子探测器 — 氯探测器。 氯探测器的能阈值为0.814 MeV。太阳出射中微子流的93%是低能 中微子(pp-ν)流, 但是它们的能量却远低于这个能阈值，它们不 能引起探测器的反应。从太阳射出的具有能量为0.86 MeV的中能中 微子(7Be-ν)(约占太阳中微子总流量的7%)的能量刚好超过这个能 阈值，氯探测器虽然可以探测它们，但是灵敏度并不高。来自太阳 的高能中微子(8B)虽只占太阳中微子总流量的0.01%,但是它们在氯 探测器上引起反应的灵敏度最高。氯探测器无法探测太阳的低能中 微子，它探测到的只是太阳的7Be(中能)微子和8B(高能)中微子。

探测结果 — 太阳中微子失踪案 太阳中微子单位: 1 SNU = 1 事例/(秒,1036靶原子)。 1968年公布的实测结果仅有理论值的1/3。 2/3太阳中微子 “失踪”了?? 为了进一步探测太阳低能中微子流,人们很快地提出了类似的放射性化学方法— 利用Ga探测器来探测太阳低能中微子 (能阈值:0.233MeV ) : GALLEX装置 (欧美合作)、 SAGE装置 (美苏合作)、 GNO装置 (美国、加拿大合作) 0.35±0.03 SNO(首次测定) D2O 0.58±0.07 GALLEX+GNO 0.59±0.07 SAGE Ga 0.55±0.08 Kamiokande 0.48±0.02 Super-K H2O 0.33±0.06 Homestake Cl DATA/SSM 实验 靶

中微子振荡理论 正当Davis等人公布首批氯探测器探测结果的1968年， Pontecorvo也就提出了νe、νμ 和ντ这３种味的中微子 有可能互相来回地转化，称为“中微子振荡”。 在太阳内部的热核燃烧过程中产生的中微子都是νe 。 但在从太阳到地球漫长的飞行过程中，νe、νμ、 ντ三者互相来回转化，其典型距离可能只有10m左右。 因此，从太阳内部热核反应产生的电子中微子在飞行目地 空间距离（1.5×108 km）之后，当它们到达地球上的中 微子探测器时，平均而言，大约这３味中微子的数量各占 1/3。 前面介绍的所有建立在放射性化学方法基础上的（氯、镓）中微子探测器探测的都仅仅只是νe ，因而它们的实测流量当然只有太阳内部发出时的νe 流量的 1/3。

关健性实验—太阳中微子探测站(SNO) 在加拿大安大略湖畔Sudbury市于2001年开始启动的中微子探测站(简称为SNO): 中微子诱导核反应 νe+ 2D → p + p + e- (只对νe 有效; 能阈值>1MeV) 只对8B高能中微子起反应 结合日本的超神冈切仑柯夫水探测器 (ν+ e- → ν+ e- 弹性散射,能阈值 > 3MeV); 只对8B高能中微子起反应, 但是对νe、νμ、 ντ 三种中微子都有效。 表明了:中微子振荡现象确实存在 为此, Davis 分享了2002年诺贝尔物理学奖。

CNO循环(Tc > 2 107 K中，大质量恒星的氢燃烧) 20Na 0.446s Ne-Na循环 (p, ) 18Ne 19Ne 20Ne (p,) 1.675s 17.3s    + 17F 18F 19F 64.5s 109.8m 14O 15O 16O 17O 18O 70.6s 122s 13N 14N 15N AZ 稳定核素 9.96m AY 放射性核素 1/2 12C 13C CNO循环(Tc > 2 107 K中，大质量恒星的氢燃烧)

氦燃烧 (红巨星) — T>108 K 8Be是非常不稳定的同位素，分裂成两个4He的时标仅为10-12 s。但它在分裂前有一定概率再吸收一个粒子 而转变为12C — 3 反应 4He + 4He  8Be +  8Be + 4He  12C + 

点燃核燃烧的临界(极小)质量 热核燃烧点火条件 热核燃烧的点火温度是由核物理的微观性质来决定的，它可以 星体中心温度 热核燃烧点火条件 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决定的，它可以 从入射核的热运动能(考虑隧道效应)大约等于库仑位垒高度的 (5-10)%来估算 恒星的中心温度则是由恒星整体的宏观性质决定的。一般来说，质量愈大的恒星，其中心温度愈高。

续 推论: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。 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 太阳: M⊙ 质量很大的主序星例Wolf-Rayet 星， 推论: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。

随着参与反应的原子核的核电荷增长,其间库仑位垒迅速增加，上式中的 也随之增加。 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子核的核燃烧。也就是说，它们的核燃烧是不完全的。

核燃烧的密度条件 热核燃烧尚未开始或熄灭时，星体核心收缩，Tc↗，同时ρc↗, 能否达到Tc≧Tnuc条件。取决于星体核心是否以能够继续收缩。 星体核心继续收缩条件：ρc≦ρD ρD：电子简并密度（固体状态） 若ρc>>ρD.电子气体的Fermi(量子)简并压强非常强大,足以抗 阻引力收缩,星体不再收缩,Tc不再升高(需考虑中微子发射), (强简并条件),质量小的恒星(主序时ρc高),容易达到这一条件 这时恒星核心停止热核演化。 结局：白矮星+行星状星

电子简并压强在星体热核演化的重要作用 若ρC  ρD，弱(电子)简并状态, P～Pe 与T无关，但Pe不够强大，星体核心仍会收缩， TC↗Tnuc 核燃烧 简并物质内核燃烧是完全不稳定的 ——失控热核反应(局部爆炸性核燃烧)。

Brown Stars 和耀星 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，其中心密度也随着进一步增加。所以， 对于质量太小的恒星(例如，当恒星质量低于0.07 M⊙时)，当它们的中心温度尚未上升到氢燃烧的点火温度 (107 K)时, 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 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，其中温度也不会再升高。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。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(Brown Star) 。 在原始小质量恒星收缩过程中，如果其中心温度达到H燃烧大规模进行的点火温度附近时，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。近年来在天文观测上发现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(电子)简并状态下氢燃烧开始点火时出现的氢闪现象,称为耀星。

核心He燃烧的点燃 氦燃烧(3反应)的点火温度为108K。 当恒星核心区氢燃烧熄灭后，无核能源，星体核心开始收缩，只有当中心温度上升到108K以上，才能点燃氦燃烧。但是,在主序阶段低质量恒星的中心密度高于大质量星的密度。经历收缩之后，当中心温度到达108K时，不同质量的恒星, 中心密度分别为 ｍ< 0.5ｍ⊙ 的恒星 :当它们的中心温度尚未到达108K时, c >> D (强简并状态)。 核心不能继续收缩升温,不能点燃氦燃烧。 ｍ > 0.5ｍ⊙ 的恒星, 核心可以点燃氦燃烧 0.5ｍ⊙＜ｍ＜2.2ｍ⊙, 当它们的中心温度上升到108K时, c  D (弱简并状态)。 经历(局部)爆炸性氦燃烧 —— He-闪 ｍ > 2.2ｍ⊙当它们的中心温度上升到108K时, c << D 星体核心密度处于非简并状态, 平稳地点燃氦燃烧

红巨星的结构 当核心温度逐渐升到108 K，三alpha反应可以进行，则进入另一个演化阶段---红巨星阶段。 105 g/cm3,

中、小质量恒星的演化图象 1 主序星 3 AGB星 红巨星 白矮星 4 Spirograph nebula Ring Nebula 壳层 H- 燃烧 AGB星 C-O 核心 红巨星 He-燃烧 壳层 白矮星 He- 燃烧 4 Spirograph nebula Ring Nebula Cat’s Eye Nebula 2

氦燃烧以后恒星内部的核燃烧 碳燃烧: 12C + 12C 氖燃烧: 光致碎裂反应导致元素重新组合 氧燃烧: 16O + 16O 氖燃烧: 光致碎裂反应导致元素重新组合 氧燃烧: 16O + 16O 硅燃烧(硅熔化):光致碎裂反应导致元素重新组合  铁族元素的核合成 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。

中小质量恒星的氦闪和碳闪 m≦0.07m⊙, 不能点燃H-燃烧, 褐矮星(Brown dwarf) 0.07m⊙＜m≦0.5m⊙,不能点燃He-燃烧, He-白矮星+行星状星云 0.5ｍ⊙＜ｍ＜2.2ｍ⊙,经历He-闪(太阳不可避免!!) 2.2ｍ⊙＜ｍ＜(5-6)ｍ⊙，不经历He一闪 (ρc＜ρD)，平稳He一燃烧 不能点燃C一燃烧 C-O白矮星+ 行星状星云 (已发现几十万) (5-6)ｍ⊙＜ｍ＜(8-9)ｍ⊙，将出现失控C一燃烧 爆炸性C一燃烧 m > 8m⊙ 点燃平稳C-燃烧  超新星

H-包层 很薄的H、He壳层 燃烧在热力学上是 不稳定的，导致热 脉冲 AGB星 M < 8 M⊙ 在He燃烧壳层内 慢中子俘获过程 C-O核心 (电子简并) 在He燃烧壳层内 慢中子俘获过程 核合成(比铁还重) 重元素

白矮星的形成 当初始质量小于 8 M⊙的恒星演化到红巨星时候，会形成AGB星(具有C、O(电子)简并核心和非常薄的He、H 燃烧壳层(热力学上不稳定),历经若干次热脉冲(对M<3M⊙恒星, 热脉冲周期为几十万年; 对M>5M⊙恒星, 热脉冲周期为几十万年) 在最后三次热脉冲，其包层被抛射出去形成行星状星云，而其核心就形成碳、氧白矮星。 26 26

不同质量恒星的演化 超新星 ? 爆 发 M/ M⊙ 黑 洞 40 主序星氢燃烧 氘核燃烧 中子星 8 C / O白矮星 0.5 He白矮星 爆 发 C, O, Si etc ? He 燃烧(红巨星) 40 主序星氢燃烧 氘核燃烧 中子星 8 C / O白矮星 0.5 He白矮星 0.08 褐矮星 0.01 Time / yr 107 108 109 1010 1011 27 27

恒星在赫罗图上的分布特征 主序星 蓝超巨星 红巨星 白矮星 太阳附近： 90% 主序星 9% 白矮星 1% 红巨星

恒星的一生就是一部和引力斗争的历史！ 恒星在赫罗图上的演化 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。 恒星的一生就是一部和引力斗争的历史！

恒星演化通常要经历： 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 ) 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 ) 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；或者进入碳主序 大质量恒星形成洋葱结构

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。

M / M⊙ 不同质量恒星的演化和归宿 最后归宿 质量非常小 恒 星 < 0.07 中小质量 0.07 — 8 大质量 8 — 25 无核燃烧; 引力收缩,引力势能转化为辐射能 以红外辐射和红光为主 (褐矮星) 中小质量 0.07 — 8 经历 H、He 燃烧 恒星会经历急剧膨胀和热脉冲 白矮星 + 行星状星云 大质量 8 — 25 经历H, He, C, Ne, O, Si 等各燃烧阶段 超新星 爆发 中子星(脉冲星) + 超新星遗迹 质量 非常大 恒星 > 30 黑洞?

如何判断一个的天体是否需考虑广义相对论修正？ 致密天体 Object Mass a ( M ) Radius b ( R ) Mean Density ( g cm-3 ) Surface Potential ( GM/Rc2 ) Sun M⊙ R⊙ 1 10-6 White Dwarf  M⊙ ~ 10-2 R⊙  107 ~ 10-4 Neutron Star ~ 1-3 M⊙ ~ 10-5 R⊙  1015 ~ 10-1 Black hole Arbitrary 2 GM / c2 ~ M / R3 ~ 1 如何判断一个的天体是否需考虑广义相对论修正？ a M⊙ = 1.989 x 1033 g b R⊙ = 6.9599 x1010 cm 34 34

白矮星 质量 M ~ 0.2-1.1 M⊙（平均 ~ 0.6 M⊙） 半径 R ~ 5×108-109 cm 密度ρ~105-107 gcm-3 物质成分与结构: C-O –Ne-Mg-Si… 晶体 (例: 金刚石、宝石) 表面温度 ~ 1  104 K 内部温度 ~ 106 K 自转周期 P ≥10 sec 无核燃烧 例: 天狼星(夜天空中最明亮的恒星)的伴星

中子星(脉冲星)性质概要 质量 ~ (0.2-2.5)M⊙ 半径 ~ (10-20) km 自转周期 P ~ 1.5 ms –8s (己发现的范围) 中子星大气层厚度 ~ 10 cm 表面磁场: 1010-1013 Gauss (绝大多数脉冲星) (?) 磁星 1014-1015 Gauss; 活动性: AXP(Lx~1034-1036ergs/s); SGRB (???) 表面温度:105-106K— 非脉冲(软)x射线热辐射;磁星: T表面>107K (?) 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 通常恒星(包括产生中子星的前身星): 20-50 km/s

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% > 100 71 3/4 > 300 36 38% > 500 14 15% > 1000 5 5% 为什么? 不对称的爆发或发射(辐射或中微子)导致非常巨大的 “kick”

Crab 星云 脉冲星 脉冲星空间速度方向同它的旋转轴共线 至少对Crab and Vela PSR (Lai, Chernoff and Cordes(20001)) Crab 星云 脉冲星

年轻脉冲星的Glitch现象: (非常规则缓慢增长的)脉冲周期 (P) 突然变短现象 (至2005年底)已发现约72个脉冲星出现Glitch现象(共约189次),至少有8个脉冲星的Glitch幅度超过1.0×10-6。 PRS Vela : 36年出现11次 Glitch ,其中9次的幅度超过1.0×10-6; PSR Crab: 36年出现19次Glitch,幅度超过1.0×10-6的仅1次; PSR 1737-30 呈现9次Glitch,它的最大幅度仅达到0.7×10-6。 还发现更多脉冲星呈现微Glitch现象(周期变短幅度低于10-12) P glitch t

中子星内部结构:中子超流涡旋运动 夸克物质 ??? 外壳 (重金属晶体) 内壳 超富中子核、晶体、自由电子 1S0 (各向同性) 核心 = (g/cm3) 107 104 1011 内壳 超富中子核、晶体、自由电子 1014 5×1014 1S0 (各向同性) 中子超流涡旋区 核心 (1km) 3P2(各向异牲) 中子超流涡旋区 (5-8)% 质子 ( II 型超导体?) (正常)电子Fermi气体 夸克物质 ??? 电子气体为超相对论简并(非超导) 中子(质子)气体为非相对论简并 外壳 (重金属晶体)

1S0 与 3PF2 中子超流体 1S0中子超流涡旋 1S0 中子Cooper 对: 自旋=0, 各向同性 1S0 中子能隙 : △(1S0) ≥ 0, 1011 < ρ(g/cm3) < 1.4×1014 △(1S0)≥2MeV 7×1012 <ρ(g/cm3)< 5×1013 3PF2中子超流涡旋 (3PF2中子Cooper 对: 自旋=1, 各向异性, 具有(反常)磁矩 ~10-23 c.g.s.) 3PF2中子能隙 : △ n(3PF2)  {△ n(3PF2) }max ～0.05MeV (3.31014 <  (g/cm3) < 5.21014)

脉冲星辐射的磁偶极模型(标准模型,1969 ) 辐射功率 自转能减慢 磁场 特征年龄 ,

脉冲星自转减慢机制（现有理论） 磁偶极模型(标准模型, 1968) 超流涡旋的中微子辐射 (Peng , Huang2, 1982)(混杂模型) 盘吸积模型 脉冲星表面电流效应 诞生初期的引力波辐射 磁层表面欧姆加热

比较 (我们的)混杂模型 磁偶极辐射模型(标准模型)  < 3  n <3

Malov统计(2001,Astronomy Reports, Vol. 45,389) И. Φ Malov统计(2001,Astronomy Reports, Vol.45,389) И.Φ. MaЛОВ, <PAДИОПУЛЬСАРЫ>, 2004,(p.83) Log(dP/dt)-15=(1.750.56)logP – (0.01  0.15) (对 P > 1.25s 脉冲星 (87个) ) 对 P > 1s.25 脉冲星 自转减慢只能由中国小组的NSV(中子超流涡旋)模型描述; 对 0s.1 < P < 1s.25 脉冲星 自转减慢可由磁偶极辐射和NSV辐射联合模型来描述。 Peng, Huang & Huang 1980; Peng, Huang & Huang, 1982 ; Huang, Lingenfelter, Peng and Huang, 1982

我们感兴趣的脉冲星重要疑难问题 1.脉冲星的自转减慢机制? (1980-1982)Δ 2.脉冲星的加热机制? (1980-1982) Δ 3.高速中子星问题: 中子超流涡旋的中微子辐射火箭喷流模型(2003) Δ 4.年轻脉冲星Glitch的物理起源:(中子星加热机制的改进) 模型I: 中子星内正常(Fermi)中子相和3P2 超流相间的相震荡模型(2006) Δ 模型II: 中子星内3P2 超流体的A相与B间的相震荡模型(2007) Δ 5. 中子星强磁场的物理起源 (2007, MNRAS) 6.磁星超强磁场的物理本质问题以及和磁星活动性物理原因(2007)Δ 7.毫秒脉冲星特性:弱磁场、无Glitch、较低空间速度,物理原因? 8. 低质量X射线双星(LMXB)内的中子星弱磁场问题 高质量X-双星(HMXB)内的中子星磁场很强。? 9. Sometimes Pulsars 以及缺脉冲现象 ? 10.缓变Glitch现象 ?

谢谢大家