核天体物理学

核天体物理学及尚待解决的重大疑难问题彭秋和(南京大学天文系)2004.11.17内容I.引言：核天体物理学及其重大疑难问题II.II型超新星的爆发机制问题??III．我对超新星爆发机制的新观点与新建议(2004)IV．高速中子星的物理本质??（我的新模型,2003）V．脉冲星Glich的本质??（我的新模型,2004）VI．星际26Al天体起源问题??（我的观点,1992—）VII.极端超高能宇宙线的天体起源问题??（我的模型,2002）VIII．太阳中微子问题与中微子振荡!I.引言核天体物理学及其重大疑难问题核天体物理学范畴核天体物理学:广义:同(理论与实验)核物理学(包括粒子物理学)相关的天体物理研究领域。狭义:直接核(粒子)物理学理论与实验结果密切相关的天体物理领域。主要内容:恒星内部热核燃烧与演化研究元素核合成研究1)宇宙早期核合成研究(A12轻元素核合成)2)12A70元素核合成(恒星内部热核聚变)3)重元素(A70)核合成:a)慢中子俘获过程(s-过程);b)快中子俘获过程(r-过程);c)快质子俘获过程(rp过程)(续)星系化学演化学星际空间中各种放射性核素的天体来源;各种星体元素丰度反常的物理原因陨石化学异常的研究两类超新星(及新星)爆发物理学两类x射线暴机制暴机制中子星(内部)物理学和奇异星的研究太阳中微子问题超高能宇宙线的天体起源核天体物理学的重要性与国际状况核天体物理学是现代天体物理学的一个重要分支。先后已有6人获得诺贝尔奖金(包报2002年的两位获奖者)。在大规模核裁军之后，西方国家庞大的核物理研究机构解体与转变研究方向。•特别在1986年核天体物理学两个爆炸性新闻(大量放射性元素星际26Al的发现以及核反应截面的重新确定)致使整个大质量恒星演化研究重新改写之后，在美德日等国家大力支持下,实验核天体物理迅猛发展。国际会议每至少两、三次以上。近年来天体物理观测(例如陨石化学分析、恒星与星系化学元素丰度测定、各种手段的空间光谱与X-射线谱线的观测)获得飞跃发展。OC1612(续)由于天体内核反应截面的实验不确定性给天体物理理论研究带来相当大的困难与不确定性。例:10-4(1988以前估计)~104(1988)在理论上存在着许多重要疑难问题，有不少则属于天体物理和理论物理界共同关注的重大疑难问题。)()(24272827MgpAlSipAlR核天体物理研究机构西方先进国家核天体物理学的研究历史己在五、六十年以上。发达国家几乎都至少有十几个(或二、三十个)研究小组从事核天体物理学各个不同方面的研究:包括核天体物理实验、陨石分析、天体(恒星、星系)元素丰度的测定以及前述各方面的理论研究(包括数值模拟计算)。参与研究的单位涉及天体物理学界、核物理学界以及地学界(陨石分析)。我国的研究小组南京大学天文系(1980—):(彭秋和小组、戴子高)核天体物理学各个方面的理论研究北京应用数学所(1983—2000):SNII爆发机制数值模拟计算研究北京师范大学天文系(1990—):SN统计研究与SNIa模拟计算研究国家天文台(1988—):恒星化学丰度的观测测定;超新星观测北京大学天文系(2000—徐仁新):(裸)奇异星华中师范大学(2002—郑小平小组):(带外壳)奇异星河北师范大学物理系(1990—张波小组(同彭秋和合作)):AGB星核合成与元素丰度研究西华师范大学物理系(1995—罗志全(同彭秋和合作,)):超新星核心内电子俘获过程研究核物理研究所上海原子核研究所(1990-1992,彭秋和合作);恒星内热核反应(12C+12C,16O+16O,14N+16O)研究兰州近代物理研究所(1993)19Ne(p,γ)20Na反应截面(间接)研究北京原子能研究院(白希祥小组、陈永寿小组、姜山小组,1995年以后开始转向实验核天体物理学研究:天体热核反应实验研究。2002年开始出成果。例:(吴开谡):13C(,n)16O(中子源)截面研究(舒能川):3He(,)7Be(,)11C(p,)12N(+)12C截面研究姜山小组:直接进行实验,验证、支持彭秋和提出的合成星际26Al的核反应途径预言(1995),实验在2004年初获得初步成果。核天体物理学重大疑难问题整个天文学和理论物理学共同关注的重大疑难问题有:•超新星爆发机制问题:Δ理论上至今仍然无法模拟II型超新星的爆发中子星(脉冲星)方面的重大疑难(核天体物理)问题:1)高速中子星的起因?Δ2)年轻脉冲星Glitch现象产生的物理原因?Δ星际26Al的天体起源问题?Δ极端超高能宇宙线的天体起源?Δ太阳中微子问题—中微子振荡Δ•暴的产生机制?奇异星?裸奇异星?重元素核合成的r-过程?许多重要热核反应反应率(截面)的不确定性及其对天体物理过程(例:rp-过程、s-过程、大质量恒星晚期热核演化)的影响?II.II型超新星的爆发机制问题一、超新星爆发机制问题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)•超新星分类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109g/cm3导致大质量恒星(演化结束时)核心坍缩的主要物理因素310)(2/106.284.5cmgMYMMGRcSunechcoreeAZeAZ),1(),(32/3226/]1)),()[(2/(10952.1cmgcmZAQeECeECc引起SNII(SNIb、SNIc)核心坍缩的首要物理因素是电子俘获过程(EC)当(光子致使铁原子核碎裂反应只是辅助因素)引起吸积白矮星坍缩(导致SNIa爆发)主要因素是广义相对论效应。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eeII型超新星核心的坍缩内核心: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=2.8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(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~1051-52ergs。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1.0/69.1~/1044.8~/26.492~1856foegmergsFeMeVmE核(1foe=1050ergs)能量耗损率瞬时爆发机制失效的原因)()(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。—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反弹激波能量的大小以及它的外(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。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。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~Vff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。.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。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。这方面研究还在深入之中。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。例如,Keränenetal.,2004,astro-ph/0406448“Neutrinoemissionandmassejectioninquarknovae”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1049erg以上)最近关于核心坍缩型超新星爆发的争论•Burasetal.,2003,Phys.Rev.Lett.,90No.24,241101“ImprovedModelsofStellarCoreCollapseandStillNoExplosions:WhatisMissing?”•M.Liebendörfer,2004,arXiv:astro-ph/0405029“Fifty-NineReasonsforasupernovatonotExplode”•Motizuki,MadokoroandShimizu,arXiv:astro-ph/0406303“Co