1、1. 恒星的热核演化,4.1 主序星的热核燃烧 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,地球半径 6370 km,平均密度： 1 g/cm3,太阳状况,太阳中心： Tc 1.5 107 K rc (50-100) g/cm3,化学成分： H: X0.68He: Y0.30C,N,O以上重元素: Z0.02,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地发生着热核燃烧。4 1H 4He 由Einstein 的质量-能量关系式(E = Mc2) DMc2 = 4 M(1H) M(4He)c2 =
2、 26.73 MeV同时释放26.73 MeV的能量。,(续),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。 太阳内部的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 4He1. PP反应链- Tc 1.6107 K小质量恒星 1.1 M 对太阳, 稳定燃烧 100亿
3、年,太阳内部主要热核反应强大的中微子源,pp链:氢(质子)合成氦(粒子) 小质量(M 1.1 M)主序星 的氢燃烧,(pp-),86%,0.15%,99.85%,太阳强大的中微子源,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,由于中微子能谱差异及某些技术原因，按照上述方法, Davis于1954年未能探测到太阳中微子流。 早在中微子尚未被实验证实之前的1946年, 意大利物理
4、 学家B. Pontecorvo就提出了利用一种 “氯探测器”来 探测太阳中微子的建议。 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。 1968年公布了第一批探测结果: 探测到的太阳中微子流量 只有理论预言流量的1/3 轰动全世界。,中微子振荡理论(非标准理论),按照中微子的标准模型，中微子的质量为零，它们以光速运动。存在着种不同类型(即种味)的中微子：电子中微子(ve)、m中微子(v)和t中微子(v)，它们之间彼此不相关，分别只同电子、
5、m轻子和t轻子密切相关。早在Davis准备筹建Homestake的太阳中微子探测器的1958年，Pontecorvo就曾猜测过中微子同反中微子之间出现互相转化的可能性。1962年，日本研究小组提出e中微子同m中微子之间存在着互相转换的可能性。,正当Davis等人公布首批氯探测器探测结果的1968年，Pontecorvo也就提出了这种味的中微子很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ve 。但在从太阳到地球的漫长行进过程中，ve不断地转化为v(很少一部分可能转化为vt)，而v或者转化为原来的ve，或者转化为v，而v也不断转化为v(一小部分可能转化为v
6、e)。在飞行过程中明显数量的ve转变为v的典型距离可能只有10 m左右。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(1.5108 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ve ，因而它们的实测流量当然只有太阳内部发出时的ve 流量的 1/3。,CNO循环(Tc 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 1
7、9F 64.5s 109.8m14O 15O 16O 17O 18O70.6s 122s13N 14N 15N AZ 稳定核素 9.96mAY 放射性核素1/2 12C 13C,恒星的赫罗图(HR（Hertzplung-Russal)图,恒星的一生就是一部和引力斗争的历史！,横坐标:色指数(B-V),表征恒星的颜色 自左向右:兰、白、绿、橙、黃、红; 恒星表面温度:自左向右: 4104K-3103K, 纵坐标:绝对热星等,M- M =-2.5 log(L/L ),绝大多数恒星分布在从左上角到右下角 的对角线-主星序。其中的恒星称为 主序星。恒星(初始)质量沿主星序从左 上向右下依次逐渐减小。,
8、上半主序星与下半主序星,上半主序与下半主序的分界点位置大约在1.1m处,上半主序恒星,下半主序恒星,表面温度,质量,中心温度,质光关系,光度,对流区位置,氢燃烧寿命,氢燃烧过程,高 :4104 -6103 K,低 :6103 -2103K,较高:9107 -2107 K,低: 2107 K,PP反应链,CNO(双)循环,高,较低,中、大质量恒星,小质量恒星,中心对流区,表层对流区,寿命较短,寿命很长,进一步的氢燃烧: (p, g)过程,Ne-Na循环和Mg-Al反应链,28 P 0.3s 26Si 27Si 28Si 2.2s 4.13s 23Al 24Al 25Al 26Al m g 27A
9、l 0.5s 2.1s 7 .18s 6.36s7.2105y22Mg 23Mg 3.9s 11.3s 24Mg 25Mg 26Mg20Na0.446s 21Na 22Na 23Na 23s 2.6y (p,) 19Ne 20Ne 17.3s 21Ne 22Ne (p,) + 16O (p,) 19F15N (p,) 18O,星际26Al天体起源问题,1982-1984, 空间卫星探测到较强的、源自星际26Al 衰变(电子俘获) 的宇宙g-射线 (1.809 MeV)流，由此估算存在于银河系星际空间中的放射性元素 26Al (t1/2 = 7.4105年)的总量约为 2M 。 不断提供这种星际
10、放射性元素 26Al 的天体源泉是什么类型天体? 曾是20世纪最后15年内国际关注的重大疑难问题之一。 国际理论界倾向于星际26Al来自II型超新星，新星，WR星和大质量 主序星各种模型。(26Al核合成途径通过(p, g)过程中的Mg-Al循环) 但是，从核物理实验进展来重新审查，都存在着严重的矛盾: Mg-Al循环关键的核反应分支比按通常原理, 以前错误推断为10-4, 1988年实验发现为104, 相差 8 个 量级。由此断定, 新星、WR星和大质量主序星不可能是星际26Al 的主要源泉天体(彭秋和，1995)。,A key reaction of the Mg-Al reaction
11、chain,It means the Mg-Al chain is a non-closed reaction chain and the 26Al yield in the H-burning of Massive MS and WR stars must much less than ones calculated before 1989. The conclusion is: The Massive MS and WR stars are hard to be the sources of significant ISM 26Al ( Peng, 1994, Chin. Phys.Let
12、t.11:480,The Mg-Al chain of nuclear reactions was basically taken as a closed chain(T9 0.4) for all calculations of 26Al yield in Massive MS and WR stars. The branch ration, R , was taken much greater than 1.,But according to new experiments of nuclear physics on 27Al(p,)24Mg (Thielemann et al. 1988
13、) and 27Al(p,)28Si (Champagne ea al. 1989),4He + 4He 8Be + g 8Be + 4He 12C + g,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a粒子 而转变为12C 3a 反应,氦燃烧 (主序后的红巨星阶段) T108 K,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,AGB星,氦燃烧以后恒星内部
14、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。,爆炸性核燃烧条件,1)热核燃烧的速率非常快，以致于热核燃烧的时标(tnuc)短于星体因自引力作用(忽略压强)的自由坍缩时标(tff),2)在时标 tnuc 内热核燃烧所释放的总能量必须超过星体本身的自引力束缚能,核燃烧单位质量物质在1秒钟内释放的核能,每一种光谱型可以继续分为0-9十个次型。数字越小温度越高。太阳的光谱型为G2 。,恒星的光谱序列,O B A F
15、 G K M,Wolf-Rayet Stars (W),T Tauri Stars (T),Hipparcos (High precision parallax collecting satelite)卫星测量的恒星的赫罗图。,恒星的赫罗图(HR（Hertzplung-Russal)图,恒星的一生就是一部和引力斗争的历史！,横坐标:色指数(B-V),表征恒星的颜色 自左向右:兰、白、绿、橙、黃、红; 恒星表面温度:自左向右: 4104K-3103K, 纵坐标:绝对热星等,M- M =-2.5 log(L/L ),绝大多数恒星分布在从左上角到右下角 的对角线-主星序。其中的恒星称为 主序星。恒星
16、(初始)质量沿主星序从左 上向右下依次逐渐减小。,主序星（Main Sequence ）,从赫罗图可以看出，绝大多数恒星位于从左上方到右下方的对角线窄带内，这条带常称为主星序，其中的恒星称为主序星，它们占恒星总数的（80-90）%。 太阳便处在主序带上。,恒星的质量决定了恒星在H-R图上的位置。 高质量的恒星明亮且高温，位于主序带的上部。 低质量的恒星黯淡且低温，位于主序带的下部。,不同质量的恒星在H-R图上的分布,恒星在赫罗图上的分布特征,主序星,白矮星,红巨星,蓝超巨星,太阳附近： 90% 主序星9% 白矮星1% 红巨星,赫罗图上的等半径线 （ L = 4pR2s T 4 ） MM2.5
17、log (L/L) 5 log (R/R)10 log (T/T) 即log (R/R) 8.470.2 M2 log T 超巨星巨星 半径R主序星白矮星,矮星（dwarfs），巨星（giants），超巨星（supergiants）分别对应着不同大小的恒星。 观测到的90%以上的恒星是位于主序带上的矮星。,赫罗图中所处位置可近似告知恒星的大小。,上半主序星与下半主序星,上半主序与下半主序的分界点位置大约在1.1m处,上半主序恒星,下半主序恒星,表面温度,质量,中心温度,质光关系,光度,对流区位置,氢燃烧寿命,氢燃烧过程,高 :4104 -6103 K,低 :6103 -2103K,较高:9107 -2107 K,低: 2107 K,PP反应链,CNO(双)循环,高,较低,中、大质量恒星,小质量恒星,中心对流区,表层对流区,寿命较短,寿命很长,不同质量恒星的演化和归宿,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,
