第二讲超新星爆发课件

《第二讲超新星爆发课件》由会员分享，可在线阅读，更多相关《第二讲超新星爆发课件（82页珍藏版）》请在金锄头文库上搜索。

1、历史上的超新星,1054超新星遗迹,-蟹状星云(Crab) 及其脉冲星(PSR0531),近代超新星研究的序幕,1934年Baade 周期: 0.033秒) 船帆座脉冲星(Vela PSR): PSR0833;周期: 0.086秒 SN Ib + SN Ic : 残留黑洞?,小结,Ia,Ib,Ic,II,两类超新星的主要特征,II型超新星的爆发机制,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,Mcore1.13 M,大质量

2、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): 原子核 (A,Z)电子俘获的能阈值 QEC(12C) = 20.596 MeV, EC = 3.91010 g/cm3 QEC(56Fe) = 3.695 MeV, EC = 1.14109 g/cm3,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

3、子致使铁原子核碎裂反应只是辅助因素),超巨质量恒星坍缩的主要物理因素,超巨质量恒星坍缩的主要因素: 电子对湮灭为中微子对过程,非简并高温环境(T2109K):,II型超新星核心坍缩与星体爆发图象,内核心:同模坍缩 Vr r (亚声速区) 外核心:自由坍缩 Vr Vff/2 M内核心 0.6 M 内外核心交界面附近: Vr (1/8 1/4) c (光速),超新星核心坍缩与反弹,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 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 5/3 变成了稳定的系

4、统，不再坍缩。但由于惯性，直到中心 密度达到 (2-4) nuc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。,光裂变反应导致反弹激波的能量损耗,反弹激波的巨大能量是由星体核心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( 8.8MeV)。 铁族元素的原子核很快地被热光子打碎:,(1 foe = 1

5、051 ergs ),能量耗损率,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。 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反弹激波能量的大小 以及它的

6、外(铁)核心的质量是否过大? 两种探讨途径; 1)设法增加反弹激波能量 例如，为使核心坍缩得更为致密(释放更多的自引力能),人为地选取过小的原子核压缩模量系数 K 130 (核物理实验值 K 210-220) 2)反复地修改大质量恒星爆前演化模型，以图拼命地降低 外铁(核心)质量 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。,III.Wilson的中微子延迟爆发机制: 他假定新生中子星在0.5秒内产生大量(1052ergs以上)的中微子流。它同物质相互作用，中微子流的动量冲压导致超新星爆发,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 V

7、ff 的速度向下降落（速度接近自由落体）。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。,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 左右，爆

8、发总动能否达到 1049 erg?,强大中微子流如何在瞬间产生?我们过去的研究,1995年，我们南京大学研究小组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10 MeV左右，总能量达 1052erg 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 中微子球表面。 (Dai Z. Peng Q. and Lu T.

9、 ApJ., 1995,440:815) 我们提出的这种机制大大有利于中微子延迟爆发机制。,我们研究引起的的反响,1. 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。这方面研究还在深入之中。 2. 我们这篇论文也己成为最近几年人们探讨奇异(夸克) 星的奠基性论文之一(至今己有30多篇他人文章引用)。 例如, Kernen et al.,2004, astro-ph/0406448 “ Neutrino emission and mass eject

10、ion in quark novae”,中微子延迟爆发机制中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，即使中微子延迟爆发机制，迄 今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),最近关于核心坍缩型超新星爆发的争论,Buras et al., 2003, Phys. Re

11、v. Lett., 90 No. 24, 241101 “Improved Models of Stellar Core Collapse and Still No Explosions: What is Missing?” M.Liebendrfer, 2004, arXiv:astro-ph/0405029 “Fifty-Nine Reasons for a supernova to not Explode”,我对超新星爆发机制的新观点与新建议(Nucler Physics A738(2004)515-518),超新星爆发前夕主要核素的电子俘获率,、 s 分别是未计及和考虑电荷屏蔽效应下的

12、电子俘获率影响。这里的核素由于电荷屏蔽的影响俘获率要比原来下降10%-15% 左右。(罗志全，彭秋和， 1996),电荷屏蔽效应对超新星爆发的影响,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，这必将降低实际坍缩 (以铁为主要成份的)核心的质量。 以前在计算电子俘获率 EC时,并未考虑电荷屏蔽效应。 当考虑电荷屏蔽效应后, sEC tEC 因此, 满足条件(A) 的临界点处的密度值*要求更高, 或只 有在更高的密度(对应的Rc也更小)点以内的物质才会极迅 速地向内坍缩。因而，由于电荷屏蔽效应的影响，坍缩核 心质量必定小于原来未考虑电荷屏蔽效应

13、时的数值。即 Msc Mc 结论:考虑电荷屏蔽效应必定会使得超新星坍缩核心质量 数值下降，有利于瞬时爆发机制。 具体研究必须结合最新核物理研究进行数值模拟计算。,电荷屏蔽效应对电子俘获过程和超新星爆发的影响,电荷屏蔽效应使电子俘获过程速率变慢 (罗志全、彭秋和, 1996, 2000) (蒋广飞、彭秋和, 2002) (罗志全、刘门全、彭秋和, 2005) sEC tEC 电荷屏蔽效应的计入更加有利于超新星的爆发 (正在计算中),Ia型超新星,Ia型超新星的爆发图象 SN Ia 疑难问题 SNIa 探测的宇宙学意义,Ia型超新星,当吸积白矮星的质量达到Chandrasekha极限，白矮星的爆燃

14、而导致的超新星爆发。,Ia型超新星爆发图像,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

15、骸。,星体热核爆炸,核反应的点火条件: 1)核燃烧产能率超过(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 , (0.01 0.05)% 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

16、3109 g/cm3, Tc 2108K时的 C燃 烧点火，在(电子)简并状态迅速发展成为失控C燃 烧。,SN Ia 研究中的疑难问题,SN Ia 疑难问题: 1. 前身星?,M(WD) Mch= 5.86Ye2 M 1.38 M (C-O白矮星) R(WD) 1600 km 2)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