超新星与中子星-南京大学天文系

超新星与中子星彭秋和(南京大学天文系)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RCW86393-1中国天文学家837?-8?中国天文学家IC4431006-10中/阿天文学家SN10061054-5中/日天文学家CrabNebula1181-1中/日天文学家3C581572-4TychoBraheTycho1604-3KeplerKepler16805?JohnlamsteedCasA1987+2.9IanSheltonSN1987A1054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&Zwicky在对河外星系的超新星进行系统地观测研究的基础上，在1/3页的短论文中提出了四个完全崭新的重要预言，它不仅正式提出中子星的观念,而且创见性地以超新星为枢纽把它同恒星死亡、中子星、高能宇宙线的起源联系起来。恒星死亡超新星爆发中子星超新星爆发高能宇宙线的起源1942年Gamow利用Urca过程机制来探讨大质量恒星晚期核心坍缩的可能性1960年丘宏义等人首先研究大质量恒星内正负电子对湮灭发射中微子对过程并提出它可能导致超新星爆发。这实际拉开了现代高能天体物理理论研究的序幕。1966年Colgate从流体动力学出发,首次从解析角度探讨了超新星核心坍缩的动力学过程。正式拉开了现代超新星研究的序幕超新星分类分类：I型（Ia,Ib/Ic）—无H线；II型—有H线光变曲线不同SpectralTypeIbIcIIIa无氦光谱线明显的氦(吸收)光谱线无硅光谱线明显硅(Sinicon)(吸收)谱线无氢光谱线以氢光谱线为最强光谱物理机制吸积白矮星的热核爆炸大质量恒星演化终结时核心坍缩(在红巨星阶段通过强大的星风可能己经丧失它的止氢包层甚至氦包层)光变曲线单纯、线性下降L(线性下降)、P(呈现平台)、I(不规则)三类致密残骸无中子星(呈现为脉冲星)或者黑洞?Rate/h2SNu0.360.110.710.340.140.07ObservedTotal2000asoftoday(nowadays200/year)中微子发射100可见光能量不重要两类超新星的主要特征超新星类型IaII极大光度3x109L⊙3x108L⊙光谱无氢光谱线;重元素光谱线很多;后期Fe线最强最强的是氢光谱线前身星双星系统中的白矮星大质量恒星爆发原因伴星物质被致密白矮星吸积而流入白矮星大质量恒星的铁核心坍缩爆发物理机制吸积白矮星C/O核心的热核大爆炸转化为铁族元素从新生中子星表面向外行进的反弹激波:中微子压强残骸无致密残骸中子星超新星遗迹内的核产物主要是铁各种元素都有大质量恒星热核演化结束硅燃烧阶段结束M≈(12-25)M⊙Fe核心T(3-5)109K3109K大质量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eAZeAZ),1(),(),()(AZQEECECF32/3226/]1)),()[(2/(10952.1cmgcmZAQeECeECcQEC(A,Z):原子核(A,Z)电子俘获的能阈值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310)(2/106.284.5cmgMYMMGRcSunechcore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。(光子致使铁原子核碎裂反应只是辅助因素)导致超巨质量恒星坍缩的主要因素是电子对湮灭为中微子对过程e++e-+反核心坍缩型超新星爆发机制内核心:同模坍缩Vrr(亚声速区)外核心:自由坍缩Vr~Vff/2M内核心~0.6M⊙内外核心交界面附近:Vr~(1/8–1/4)c(光速)超新星的瞬时爆发机制(1)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(2-4)nuc(nuc=2.81014g/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中的多方指数=5/3,变成了稳定的系统，不再坍缩。但由于惯性，直到中心密度达到时，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~1051-52ergs。这巨大的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10MeV,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:npnFe302641356这个光致裂变反应过程耗费反弹激波的能量为1.0/69.1~/1044.8~/26.492~1856foegmergsFeergsmE核M⊙(56F)ergsfoe51101)()(mEEM激波外核心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。上述图像就称为瞬时爆发机制。)()(mEEM激波外核心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它的外(铁)核心的质量是否过大?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)。中微子延迟爆发机制为了解释瞬时爆发的困难，Wilson(Bowers,Wilson,1985)等人提出了中微子的延迟爆发机制。可以由下图加以说明：本图描述了反弹激波在停止后景象。为激波所在的位置，此处物质以的速度向下降落（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。为中微子球半径新生中子星的半径。加热和冷却相平衡处的半径。而前中子星中的能量沉积来源于物质对于电子中微子的吸收。.MRnsRgRsR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104km/s左右，爆发总动能否达到1049erg?我们的研究:巨大中微子流如何在瞬间产生?1995年，我们南京大学研究小组(DaiZ.PengQ.andLuT.ApJ.,1995,440:815)提出了由超新星坍缩核心形成的高温中子-质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10MeV左右，总能量达以上。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。我们提出的这种机制大大有利于中微子延迟爆发机制。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，印度德里大学的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。目前这方面研究还在深入之中。SNII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，迄今卜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1049erg以上。我们新近的探讨:电荷屏蔽效应对电子俘获过程以及坍缩核心质量影响的研究同太阳内不同,超新星内电子俘获过程是当电子的Fermi能超过电子俘获的能阈值时，Fermi面附近的电子打入原子核而发生的。在这种情形下，电荷屏蔽效应从三方面对电子俘获过程有着重要影晌:1)降低入射电子的能量，2)使超过电子俘获能阈值的电子数目减少，3)等效於提高了电子俘获的能阈值。我们已经对这一问题进行过初步试探性研究(1996,2000,2003)。利用通常人们采用的等离子体强屏蔽的Salpeter屏蔽公式，我们发现,在超新星内物质高密度环境下电荷屏蔽效应对等少数几种原子核上电子俘获率的影响可达30-80%。最近，我们还对超新星内部电子俘获率最高的20个核素进行这种计算(由于不同原子核的结构大不相同，这种计算是相当麻烦的)。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，这必将导致实际坍缩(以铁为主要成份的)核心质量低于迄今国际上(未考虑电荷屏蔽效应)计算的数值。只要坍缩核心质量减少3-5%，至今仍然一筹莫展的超新星瞬时爆发机制有可能成功。但是，我们如果采用等离子体强屏蔽的Salpeter公式，则发现它只能使超新星坍缩核心的质量降低1%。电荷屏蔽效应对56Ni、55Co电子俘获率的影响56Ni的电荷屏蔽效应随密度的变化，点线、线段和实线分别对应的是温度为1010K，5*109K和109K的情形横坐标为物质质量密度(对数标,应为log())纵坐标为C=s/;为电子俘获率,上标s代表电荷屏蔽。55Co的电荷屏蔽效应随密度的变化，点线、线段和实线分别对应的是温度为1010K,5*109K和3.24*109K的情形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)引起大质量恒星核心大规模坍缩的首要原因电子丰度(Ye):平均每个核子占有的自由电子数中子剩余参量:(Nn-Np)/((Nn+Np)),=1-2YeMch=5.84Ye2M⊙在硅燃烧开始后不久，星体核心内仍以对称核物质(56Ni)为主，中子剩余参量0.001或Ye0.495。相应的Chandrasekhar极限质量为1.43M⊙.硅燃烧阶段时标是相当短的:最多为几天(有对流情形)或几个小时(无对流情形)。因此，只有在大量和快速的(原子核上)电子俘获过程之后，电子丰度Ye才会显著减少(或中子剩余参量明显增长)。电子简并气体中电子俘获一旦大量进行，星体核心将在动力学上变为不稳定，发生引力坍缩现象。即电子俘获过程是导致大质量恒星核心坍缩的第一位物理因素。大质量恒星核心大规模坍缩开始时的临界点大质量恒星核心坍缩的临界点条件是:星体核心内原子核56Ni上电子俘获过程非常迅速，其特征时标短于流体动力学时标:tEC(56Ni,r=Rc)thydro(r=Rc)4.4610-1/2(Rc)ms(A)或tEC(56Ni,r=Rc)ts(r=Rc)(声速)Rc,6Ye-2/39-1/6ms(B)tEC(56Ni,r=Rc)=[EC(ne)]-1,ne=NAYe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,ECsECEC,tsECtEC因此,满足条件(A)(或(B))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