河北師大核天體物理課件02超新星

第二章

超新星---蟹狀星云(Crab)及其脈沖星(PSR0531)歷史上的超新星爆發(fā)時(shí)間(AD)光度極大星等發(fā)現(xiàn)者遺跡185?

-8中國(guó)天文學(xué)家RCW86393-1中國(guó)天文學(xué)家837?-8?中國(guó)天文學(xué)家IC4431006-10中/阿天文學(xué)家SN10061054-5中/日天文學(xué)家CrabNebula1181-1中/日天文學(xué)家3C581572-4Tycho

BraheTycho1604-3KeplerKepler16805?JohnlamsteedCasA1987+2.9IanSheltonSN1987A近代超新星研究的序幕1934年Baade&Zwicky在對(duì)河外星系的超新星進(jìn)行系統(tǒng)地觀測(cè)研究的基礎(chǔ)上，在1/3頁的短論文中提出了四個(gè)完全嶄新的重要預(yù)言，它不僅正式提出中子星的觀念,而且創(chuàng)見性地以超新星為樞紐把它同恒星死亡、中子星、高能宇宙線的起源聯(lián)系起來。恒星死亡

超新星爆發(fā)

中子星超新星爆發(fā)高能宇宙線的起源1942年Gamow利用Urca過程機(jī)制來探討大質(zhì)量恒星晚期核心坍縮的可能性1960年丘宏義等人首先研究大質(zhì)量恒星內(nèi)正負(fù)電子對(duì)湮滅發(fā)射中微子對(duì)過程并提出它可能導(dǎo)致超新星爆發(fā)。這實(shí)際拉開了現(xiàn)代高能天體物理理論研究的序幕。1966年Colgate從流體動(dòng)力學(xué)出發(fā),首次從解析角度探討了超新星核心坍縮的動(dòng)力學(xué)過程。正式拉開了現(xiàn)代超新星研究的序幕§2.1超新星分類1.核心坍縮型超新星(SNII、SNIb,、SNIc)2.吸積白矮星的熱核爆炸型超新星(SNIa)光譜

H/無H(光極大)

SNIISNI

光變曲線形狀Si

(SiII6355,吸收線)/無

Si

(He線很弱)IILIIPSN1987A

SN1987KHe(5876,吸收線)/無He

Ia

Ib

Ic

晚期(6個(gè)月以后)光譜:H/無H

SNIISNI

O/HO/無O

SN1987KIb,Ic

Ia

(H,O,Ca)(H,Ca)

(O,Ca)

(Fe,Co)光譜觀測(cè)的推論1.SNI(a,b,c)爆發(fā)前后恒星物質(zhì)基本上不含氫。

其前身星或者為白矮星、或者為WR(Wolf–Rayet)星。

(WR星:M主序

>30M⊙,Tc

(7-9)107K

強(qiáng)大星風(fēng)將氫大氣包層(甚至氦包層)全部吹掉)2.SNIa

大氣中He含量很低。但(外層大氣中)Si元素不少。3.SNIb大氣中主要成分是He4.SNII爆前恒星外層以

H為主,其次為O。5.SNII+SNIb+SNIc產(chǎn)生大量的O,

而SNIa幾乎不產(chǎn)生O6.SNIa爆炸過程中核合成最后產(chǎn)生并向外拋射大量的FeM(Fe)(0.6-1.25)M⊙/SNIa

但SNII、SNIb、SNIc

拋向太空的Fe很少

M(Fe)0.1M⊙/SNIIC)空間分布SNIaSNIbSNII

旋渦星系和橢園只出現(xiàn)在旋渦星系或不規(guī)則星系星系內(nèi)均有同恒星形成區(qū)(HII區(qū))相聯(lián)系在旋渦星系中，同旋臂明顯相關(guān)同旋臂不相關(guān)

前身星(同光譜特征相結(jié)合的推論)雙星系統(tǒng)中WR星較大質(zhì)量主序星吸積白矮星

M主序>30M⊙8<M主序/M⊙<30D)爆發(fā)能量總輻射能

Er~1049

ergs

(對(duì)各類超新星)拋射物總動(dòng)能:EK~1051ergs(對(duì)各類超新星)<Vmax>~104Km/sSNIa

:Vmax

104Km/sSNII:一般:Vmax

104Km/sSN1987A:Vmax~3×104Km/s(引力)束縛能:EB~(0.5–1.0)×1051ergs(對(duì)各類超新星)爆發(fā)總能量:SNIa:E總

=Er+EK+EB~1051ergsSNII:中微子暴:E~1053ergs(SN1987A)(核心坍縮成中子星)E總

~1053ergs

E)爆發(fā)頻率銀河系內(nèi)肉眼可見超新星爆發(fā)頻率:q肉眼

~1/(400年)

(由于銀河系內(nèi)星際介質(zhì)擋光，絕大多數(shù)超新星肉眼看不見)

各種統(tǒng)計(jì)方法推論

q總

~(1/25–1/30)年-1SNIa

爆發(fā)頻率:

1990年以前認(rèn)為

:qSNIa~qSNII

難以克服的矛盾:由M(56Fe)~(0.6–1.25)M⊙/SNIa

M(56Fe)<0.1M⊙/SNIIFe族元素的某些富中子同位素的豐度遠(yuǎn)遠(yuǎn)超過太陽系標(biāo)準(zhǔn)值。1991年重新分析統(tǒng)計(jì):qSNIa~(1/6–1/7)qSNII+SNIb

星系內(nèi)一半以上的Fe來自SNIa

F)前身星SNIa:雙星中吸積的白矮星SNIb

(SNIc):WR星(M主序

>(30-40)M⊙

)

SNII:質(zhì)量較大恒星:8M⊙<M主序

<25M⊙

E)爆發(fā)后遺留致密殘骸

SNIa:基本上全部炸光，不殘存任何致密天體。只觀測(cè)到膨脹的超新遺跡—

氣體星云+塵埃+碎片例:SN1006

核心坍縮型超新星:SNII:中央殘骸:中子星(觀測(cè)上表現(xiàn)為脈沖星)

例:SN1054—

蟹狀星云+蟹狀星云脈沖星(CrabPSR)(PSR0531;周期:0.033秒)

船帆座脈沖星(VelaPSR):PSR0833;周期:0.086秒SNIb+SNIc:殘留黑洞???兩類超新星的主要特征超新星類型

IaII極大光度3x109

L⊙3x108

L⊙光譜無氫光譜線;重元素光譜線很多;后期Fe線最強(qiáng)最強(qiáng)的是氫光譜線

前身星雙星系統(tǒng)中的白矮星大質(zhì)量恒星爆發(fā)原因伴星物質(zhì)被致密白矮星吸積而流入白矮星大質(zhì)量恒星的鐵核心坍縮爆發(fā)物理機(jī)制吸積白矮星C/O核心的熱核大爆炸轉(zhuǎn)化為鐵族元素從新生中子星表面向外行進(jìn)的反彈激波:中微子壓強(qiáng)殘骸無致密殘骸中子星超新星遺跡內(nèi)的核產(chǎn)物主要是鐵各種元素都有大質(zhì)量恒星熱核演化結(jié)束硅燃燒階段結(jié)束

M≈(12-25)M⊙H-包層H-燃燒殼層He-燃燒殼層C-燃燒殼層Ne-燃燒殼層O-燃燒殼層Si-燃燒殼層Fe核心T(3-5)109K

3109g/cm3大質(zhì)量恒星核心坍縮的主要原因電子俘獲過程:引起超新星核心坍縮的關(guān)鍵過程QEC

(A,Z):

原子核(A,Z)電子俘獲的能閾值重要原子核電子俘獲的密度閾值

表中EC過程的能閾值己扣除電子的靜止能量Ia型超新星爆發(fā)圖像Ia型超新星爆發(fā)機(jī)制密近雙星系統(tǒng)大質(zhì)量吸積白矮星:吸積率:dM/dt~(10-9-10-6)M⊙/年當(dāng)白矮星的質(zhì)量增長(zhǎng)達(dá)到Chandrasekhar臨界質(zhì)量Mch=5.86Ye2M⊙時(shí),廣義相對(duì)論效應(yīng)致使整個(gè)星體(引力)坍縮。(電子俘獲過程加速星體坍縮)在急速坍縮過程中,密度、溫度急劇增長(zhǎng)。(但等離子體中微子發(fā)射過程延緩溫度增長(zhǎng))。當(dāng)達(dá)到爆炸性核燃燒條件時(shí),立即點(diǎn)燃爆炸性C燃燒，核燃燒波迅速向外傳播。從亞聲速的爆燃波演變?yōu)槌曀俚谋Z波，爆炸性C燃燒則演變?yōu)楸ㄐ缘?不完全)Si燃燒。它使得整個(gè)星體向外爆炸，幾乎不遺留致密殘骸。星體熱核爆炸核反應(yīng)的點(diǎn)火條件:1)核燃燒產(chǎn)能率超過(等離子體激元發(fā)射的)中微子能損率

dnuc

/dt>d/dt

2)溫度達(dá)到核反應(yīng)點(diǎn)火溫度

T>Tnuc~E庫侖

/kB,(~0.05–0.1)E庫侖=Z1Z2e2/Rnuc20(Z1Z2/A1/3)MeV一旦核反應(yīng)點(diǎn)火局部失控?zé)岷朔磻?yīng)(白矮星簡(jiǎn)并物質(zhì)特性)

亞聲速爆燃波(向外傳播)超聲速爆轟波爆炸性C燃燒爆炸性(不完全)Si

燃燒鐵族元素整個(gè)星體熱核爆炸條件:(基本炸光，不遺留致密殘骸)1)nuc<HD~ff~4.46101/2msnuc

(dnuc

/dt)·

nuc>EB~GM2/R~3×1051erg人們?cè)赟NIa

模擬計(jì)算時(shí),采用c3×109g/cm3,Tc2×108K時(shí)C燃燒點(diǎn)火，迅速發(fā)展成為失控C燃燒。SNIa

疑難問題:1.前身星???1)M(WD)

Mch=5.86Ye2M⊙~1.38M⊙(C-O白矮星)R(WD)~1600km2)吸積率(吸積率條件要求適中)dMH/dt

10-9M⊙/yr—新星爆發(fā)(表面殼層爆炸性氫燃燒)dMH/dt

10-6M⊙/yr—

出現(xiàn)氫燃燒殼層而形成紅巨星包層

(它逐漸將白矮星同其伴星結(jié)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⊙/yrSNIa問題:共生星能否導(dǎo)致SNIa?或?qū)е掳装侵苯犹s成中子星而不呈現(xiàn)劇烈的超新星爆發(fā)?3)光譜分析發(fā)現(xiàn):

雙星中大質(zhì)量白矮星(M1.30M⊙)幾乎都是O-Ne-Mg白矮星(約占白矮星總數(shù)的1/4)。而目前SNIa

理論中標(biāo)準(zhǔn)模型是爆發(fā)的C-O白矮星。吸積的O-Ne-Mg白矮星最后結(jié)局是SNIa

的爆發(fā)?或是坍縮成中子星?尚在研究與爭(zhēng)論之中。SNIa

疑難問題:2.白矮星核心晶體狀態(tài)???白矮星物質(zhì)呈現(xiàn)為晶格點(diǎn)陣的固體狀態(tài)。Z2e2/(akT)(庫侖相互作用能/熱運(yùn)動(dòng)能)a:晶格常數(shù)(離子間平均距離),ne:自由電子數(shù)密度

ne·(4/3)a3=1,ne

=NA/μe,(電子平均分子量)

μe=Ye-1

當(dāng)>c~155時(shí)(完全電離)等離子體物質(zhì)固體化。C-O混合固體物質(zhì)三種可能的狀態(tài):C,O處于分離狀態(tài):O集中在核心區(qū)，C集中在外圍區(qū)域。C,O處于相互混合狀態(tài):無序晶體C,O處于相互混合狀態(tài):有序晶體1989年研究表明:微觀上C,O分離所消耗能量低于總能量的1%?，F(xiàn)有的研究無法判斷C,O是否分離，更無法斷定處于何種類型晶體。問題的嚴(yán)重性:不同類型的固體狀態(tài)決定了坍縮白矮星核心碳燃燒點(diǎn)火的不同方式，甚至決定星體最后是整體爆炸還是繼續(xù)坍縮(形成中子星)的關(guān)鍵問題。SNIa

疑難問題:3.C燃燒點(diǎn)火地點(diǎn)和核反應(yīng)類型??問題:C燃燒點(diǎn)火地點(diǎn)位于星體中心以外某處(center-off)

(原因:等離子體的中微子發(fā)射率隨物質(zhì)密度增長(zhǎng)而迅速增加,

因而坍縮白矮星的中心溫度增長(zhǎng)較慢)點(diǎn)火的熱核反應(yīng)類型?a)通常的熱核反應(yīng)(原子核之間的碰撞是由通常的熱運(yùn)動(dòng)能量提供)b)致密物質(zhì)核反應(yīng)(Pycnonuclearreaction)

(原子核之間的碰撞是由晶格點(diǎn)陣的零點(diǎn)振動(dòng)能提供的)核反應(yīng)類型同C-O混合狀態(tài)密切相關(guān):1)無序C-O合金情形:

如果c~(2-3)×109g/cm3,Tc2×108K

通常熱核反應(yīng)如果c~(0.95-1.5)×1010g/cm3,Tc1×109K

致密物質(zhì)核反應(yīng)(白矮星中心密度迄今仍作為自由參量調(diào)節(jié))SNIa

疑難問題:3.(續(xù))2)C-O有序合金情形C燃燒的點(diǎn)火被推遲到相當(dāng)高密度時(shí)才出現(xiàn)。在豐度X(O)>X(C)情形下，不會(huì)發(fā)生12C+12C反應(yīng)，只出現(xiàn)

12C+16O及16O+16O反應(yīng)。如果c~2×1010g/cm3,則16O原子核上電子俘獲過程大量進(jìn)行,促進(jìn)星體進(jìn)一步坍縮,核燃燒點(diǎn)火推遲到更高密度下,出現(xiàn)致密物質(zhì)核反應(yīng)。3)C-O分離情形:(內(nèi)核為O,外圍為C)

一旦在交界面外的C燃燒點(diǎn)火,它釋放的大量能量將使其溫度遠(yuǎn)高于更外面區(qū)域，引起Schwartzschild對(duì)流。對(duì)流驅(qū)動(dòng)的Urca過程可能導(dǎo)致復(fù)雜結(jié)果。7.SNIa

核合成問題?SNIa

光譜觀測(cè)推斷:1)由光變曲線緩慢衰減和晚期最強(qiáng)的Fe光譜線

SNIa爆發(fā)過程中核合成主要產(chǎn)物是56Ni2)由光極大時(shí)光譜

SNIa

產(chǎn)生適量的中量元素(Si-Ca)

延遲爆轟波理論的最大優(yōu)點(diǎn):在

<4×107g/cm3的外圍低密度區(qū)的不完全Si燃燒的核合成產(chǎn)物可以保留適量的中量元素(Si-Ca)。尚待解決的矛盾:1)O的問題:SNIa光譜觀測(cè)不呈現(xiàn)O的光譜，而理論上則難以實(shí)現(xiàn)。2)鐵族元素的某些同位素(理論上)合成過多問題:

鐵族元素的某些同位素(理論上)合成過多問題

絕大多數(shù)SNIa的理論模型都會(huì)出現(xiàn)鐵族元素合成過多的結(jié)果。

例如54Fe/56Fe,58Ni/56Fe這兩個(gè)相對(duì)豐度比太陽系標(biāo)準(zhǔn)值分別高出2倍和5倍。由于銀河系內(nèi)鐵族元素的一半以上是由SNIa提供的,因此上述結(jié)果是不合理的。Woosley的延遲爆轟波模型(1990)雖然不出現(xiàn)54Fe、58Ni合成過多的問題,但卻出現(xiàn)了放射性核素60Fe(1/2=1.5×106年)合成太多的矛盾:理論上M(60Fe)10-4/SNIa

在i(60Fe=2.16×106年)內(nèi)銀河系內(nèi)累積的60Fe高達(dá)1M⊙以上。60Fe在-衰變(成為60Co)時(shí)伴隨著發(fā)射三條射線,能量分別為59keV,1.17MeV和1.33MeV,它們的流量基本相等，足以被安裝在CGRO(Compton射線衛(wèi)星,1993年發(fā)射,探測(cè)流量閾為105·cm-2·s-1)發(fā)現(xiàn)。但至今未發(fā)現(xiàn)。

Khokhlov的延遲爆轟波模型(1991)不會(huì)出現(xiàn)上述問題,但該模型物理上不可靠。SNIa

探測(cè)的宇宙學(xué)意義SNIa

光變曲線的重要特征:幾乎所有的SNIa

光變曲線形狀以及光譜都非常相似觀測(cè)發(fā)現(xiàn)所有的SNIa在光極大時(shí)的絕對(duì)星等都相近:標(biāo)準(zhǔn)燭光

M絕對(duì)星等

-20m;M絕對(duì)星等

=-2.5log10L

即,所有的SNIa在光極大時(shí)的光度(L)都幾乎相等。原因:所有的SNIa

都是當(dāng)吸積白矮星的質(zhì)量增長(zhǎng)到Chandrasekhar臨界質(zhì)量Mch=5.86Ye2M⊙條件下呈現(xiàn)爆發(fā)。引力束縛能相同。這也反映了它們爆炸時(shí)熱核燃燒性質(zhì)及爆燃(爆轟)波傳播性質(zhì)相近。SNIa

距離的確定

M絕對(duì)星等

=m+5–logD(pc)–A+KA:星際消光使視星等變暗;K:星系紅移引起的視亮度變化從SNIa

視亮度(視星等)的測(cè)量可以確定它的寄主星系的距離(D)。可以更準(zhǔn)確地確定遙遠(yuǎn)星系紅移–距離關(guān)系。SNIa

的微弱非均勻性所有SNIa的光譜和光變曲線都相近，但它們?cè)诮^對(duì)亮度和觀測(cè)特征方面存在著微小但卻明顯的差別，以及某些特征量之間的關(guān)系。Branch-Pskovskii相關(guān)性:(1970-1981)(1993年觀測(cè)證實(shí))SNIa(絕對(duì)亮度)愈亮，爆發(fā)膨脹速度愈快，則光變曲線衰減得愈慢。

logLmax

-1;Vmax-1

:蘭星等(B星等)光變曲線從光極大迅速下降到拐點(diǎn)之間的下降斜率,以(0.01m/天)為單位。變化范圍:(4-17),典型值為8-9。問題:這種相關(guān)性的原因?

內(nèi)在相關(guān)性??

或

母體星系的消光性質(zhì)??現(xiàn)在采用Phillips(1993)方法:從光極大到其后15天之間B星等下降的幅度

m15(B)同光極大亮度之間的相關(guān)性來校準(zhǔn)SNIa的光極大光度。以它作為標(biāo)準(zhǔn)燭光，根據(jù)光極大時(shí)測(cè)定的視星等來確定它們的(光度)距離。再從母體星系的星系的紅移，進(jìn)行紅移-距離相關(guān)性統(tǒng)計(jì),以測(cè)定哈勃常數(shù)。SNIa

探測(cè)ThisfigureshowsthepossibleHubblediagramwhichcouldbeconstructedusingSNAPdata.宇宙密度現(xiàn)在時(shí)