恒星演化与核合成授课讲义.ppt

恒星演化与核合成 § 1.有关恒星物理的基本预备知识 § 2.恒星结构 的 多层球理论 § 3. 恒星的热核演化 § 4. 两类超新星及其爆发机制 一、超新星 (SN)分类 — 观测上的区别 二、 SNII 爆发图象及其爆发理论上的困难 三、 SNIa爆发图象及其爆发理论上的疑难问题 § 1.有关恒星物理的基本预备知识 • 亮度与星等 • 恒星表面的有效温度 • 色温度与恒星的颜色 • 恒星的光谱型 • 赫罗图 亮度与星等 视星等 (m): 把肉眼看到的恒星视亮度分为 6个星等 , m = 0,1,2…… 愈亮的星 , 星等值愈小 视星等相差 5等 , 亮度相差 100倍 绝对星等 (M): 设想把所有恒星都放在离地球 10pc距离上处，它们的 视星等数值 (1pc(秒差距 ) =3.26 光年  3.011018 cm) 2d4LIL 光度 ; I 照度 (视亮度 ); d 距离  ),,(l o g55 dlbAdmM (A(b,l,d)星际消光的改正 ) 2 . 5 l o g ( / ) 4 . 2 6mM L L M M     恒星表面的有效温度 恒星光球辐射近似可看为绝对黑体辐射 。

由斯提芬 -波尔兹曼定律 (R: 恒星半径 ) 由此定义恒星表面有效温度 Teff 其中斯提芬 -波尔兹曼常数为 σ= 5.67× 10-5erg·cm-2·K -4·sec-1 通常，天文学家通过恒星光谱的观测与分析，可以很好地确定恒星表面的色温度 424 e f fTRL  Rigel 参宿七 Betelgeuse 猎户星座中的一等星 色温度 (The Color Temperature) m a x 0 . 5 1T 恒星的颜色反映 了恒星的表面温 度的高低 温度越高（低）， 颜色越蓝（红） 恒星的颜色 : Teff Blue-violet 30,000 blue 20,000 white 10,000 yellow white 7000 yellow 6000 orange 4000 red 3000 8 6 5.0K 8 5 4 0cTVBc 色指数 色温度 较准确的经验公式为： 主序星 K68.0)( 746  VBT e巨 星 9000 K( ) 1 . 1 5eT BV 若是严格的黑体辐射。

则色温度 =有效温度，但往往二者有差别，一般定义的色温度都略高于有效温度，特别当恒星表面温度非常高时 Other temperature - color relation: T = 8065 - 3580 (B-V) (1.0 - 0.196 [Fe/H]); (0.3 25,000 蓝紫 强电离 He线 ， 重元素多次电离线 ，无氢线 B 11,000 ~ 25,000 蓝白 中性 He线，重元素一次电离线，很弱的 H线 A 7,500~11,000 白 强 H线 ， 重元素一次电离线 （ 如 Ca+ ） F 6,000 ~ 7,000 黄白 重元素一次电离线 ， 弱 H线和中性金属线 G 5,000 ~ 6,000 黄 强重元素一次电离线，中性金属线 K 3,500 ~ 5,000 红橙 强中性金属线 ， 重元素一次电离线 M 4/3 系统稳定  2.2)从 H燃烧较平稳地转变为 He燃烧阶段 恒星内部的平稳核燃烧 核 燃 烧 核 燃 料 主要 产物 Tnuc (0K) ρ g/cm3 产能率 释能率 (erg/g) 燃烧时标 (年 ) H 燃烧 1H 4He (14N) (CNO) (1-2)E7 (PP) >2.0 E7 (CNO) 102 T4 (PP链 ) (T7=1.4） T16.7 (CNO) (T7=2.0) 6.4 E 18 1E12(0.2 M⊙ ) 1.2 E10 (1M⊙ ) 1 E7(15 M⊙ ) 1 E5 (50 M⊙ ) He 燃烧 4He 12C (中小质量恒星 ) 16O (22Ne) 1-3 E8 103 - 104 T40 (T8=1.0) 12C+16O) 2 E5(T8=1.3) 4 E3(T8=1.5) (ρ=1.0E4) C 燃烧 12C 20-22Ne(23Na) 24-26Mg(27Al) 28Si 8.8 E8 (1-2) E5 T27 (T9=1.0) 4.0 E17 12 年 (无对流 ) Ne 燃烧 20Ne 16O,24Mg (Mg-P ） 1.5 E9 1 E6 T49 (T9=1.5) 1.1 E17 40 天 (无对流 ) 几年 (对流 ) O 燃烧 16O 24Mg-32S (直到铁族元素 ) 2.1 E9 (3-5) E6 T33 (T9=2.0) 5.0 E17 6 天 (对流 ) Si 燃烧 24Mg- 32S 铁族 元素 3.5 E9 1 E7 T47 (T9=3.5) 1.9 E17 几小时 (无对流 ) 1 天 (对流 ) nT§ 3. 恒星的热核演化 • 太阳 • 太阳内部主要热核反应 — PP反应链 (H-燃烧 ) • 太阳中微子问题 • CNO循环 (中、大质量主序星内部 H-燃烧 ) 太阳 R地球  6370 公里 2 107 K) 中，大质量 (M > 1.1 M⊙ )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 Ne-Na 循环 与 Mg-Al 反应链 主序后 恒星晚期 的 热核演化 4He + 4He  8Be +  8Be + 4He  12C +  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 氦燃烧 (主序后的红巨星阶段 ) — T>108 K 105 g/cm3, 10-6 g/cm3 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 中、小质量恒星的演化图象 H- 燃烧 红巨星 He- 燃烧 主序星 C-O 核心 He-燃烧 壳层 H-燃烧 壳层 白矮星 1 3 2 4 Spirograph nebula Ring Nebula Cat’ s Eye Nebula AGB星 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 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 M / M⊙ 最后归宿 质量非常小 恒 星 30 经历 H, He, C, Ne, O, Si 等各燃烧阶段 超新星 爆发 黑洞 ? 不同质量恒星的演化和归宿 恒星在赫罗图上的演化 恒星的一生就是一部和引力斗争的历史！ 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 ) • 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 • 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 ) 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 § 4.两类超新星及其爆发机制 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 86 393 -1 中国天文学家 837 ? -8 ? 中国天文学家 IC 443 1006 -10 中 /阿天文学家 SN 1006 1054 -5 中 /日天文学家 Crab Nebula 1181 -1 中 /日天文学家 3C 58 1572 -4 Tycho Brahe Tycho 1604 -3 Kepler Kepler 1680 5 ? John lamsteed Cas A 1987 +2.9 Ian Shelton SN 1987A 蟹状星云和蟹状星云脉冲星 PSR0531 — SN1054 的遗迹 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) 。