核天体物理学及尚待解决的重大疑难问题ppt课件

1、核天体物理学核天体物理学及尚待处理的及尚待处理的艰苦疑问问题艰苦疑问问题彭秋和彭秋和(南京大学天文系南京大学天文系)2004.11.17内容内容引言：核天体物理学及其艰苦疑问问题引言：核天体物理学及其艰苦疑问问题II. II型超新星的迸发机制问题型超新星的迸发机制问题?III我对超新星迸发机制的新观念与新建议我对超新星迸发机制的新观念与新建议(2004)IV高速中子星的物理本质高速中子星的物理本质?我的新模型我的新模型, 2003V脉冲星脉冲星 Glich 的本质的本质?我的新模型我的新模型, 2004VI 星际星际26Al天体来源问题天体来源问题?我的观念我的观念, 1992 VII. 极端

2、超高能宇宙线的天体来源问题极端超高能宇宙线的天体来源问题?我的模型我的模型, 2002VIII太阳中微子问题与中微子振荡太阳中微子问题与中微子振荡!引言引言核天体物理学核天体物理学及其及其艰苦疑问问题艰苦疑问问题核天体物理学范畴核天体物理学范畴核天体物理学核天体物理学: 广义广义:同同(实际与实验实际与实验)核物理学核物理学(包括粒子物理学包括粒子物理学)相相关的天体物理研讨领域。关的天体物理研讨领域。狭义狭义:直接核直接核(粒子粒子)物理学实际与实验结果亲密相物理学实际与实验结果亲密相关的天体物理领域。关的天体物理领域。主要内容主要内容: 恒星内部热核熄灭与演化研讨恒星内部热核熄灭与演化研讨

3、 元素核合成研讨元素核合成研讨 1)宇宙早期核合成研讨宇宙早期核合成研讨( A70)核合成核合成: a) 慢中子俘获过程慢中子俘获过程(s-过程过程); b) 快中子俘获过程快中子俘获过程(r-过程过程); c) 快质子俘获过程快质子俘获过程(rp过程过程)(续)星系化学演化学星系化学演化学 星际空间中各种放射性核素的天体来源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缘由各种星体元素丰度反常的物理缘由 陨石化学异常陨石化学异常 的研讨的研讨 两类超新星两类超新星(及新星及新星)迸发物理学迸发物理学两类两类x射线暴机制射线暴机制暴机制暴机制 中子星中子星(内部内部)物理学和

4、奇特星的研讨物理学和奇特星的研讨 太阳中微子问题太阳中微子问题 超高能宇宙线的天体来源超高能宇宙线的天体来源核天体物理学的重要性与国际情况核天体物理学的重要性与国际情况 核天体物理学是现代天体物理学的一个重要分支。先后核天体物理学是现代天体物理学的一个重要分支。先后已有已有6人获得诺贝尔奖金人获得诺贝尔奖金(包报包报2002年的两位获奖者年的两位获奖者)。在大规模核裁军之后，西方国家庞大的核物理研讨机构在大规模核裁军之后，西方国家庞大的核物理研讨机构解体与转变研讨方向。解体与转变研讨方向。特别在特别在1986年核天体物理学两个爆炸性新闻年核天体物理学两个爆炸性新闻(大量放射性大量放射性元素星际

5、元素星际26Al的发现以及核反响截面的发现以及核反响截面的重新确定的重新确定)致使整个大质量恒星演化研讨重新改写之后，致使整个大质量恒星演化研讨重新改写之后，在美德日等国家大力支持下在美德日等国家大力支持下, 实验核天体物理迅猛开展。实验核天体物理迅猛开展。国际会议每至少两、三次以上。近年来天体物理观测国际会议每至少两、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种手段的空间光谱与X-射线谱线的观测射线谱线的观测) 获得飞跃开展。获得飞跃开展。OC1612(续续) 由于天体内核反响截面的实验不确

6、定性给天体物理实际由于天体内核反响截面的实验不确定性给天体物理实际研讨带来相当大的困难与不确定性。例研讨带来相当大的困难与不确定性。例: 10-4 (1988 以前以前估计估计) 104 (1988 ) 在实际上存在着许多重要疑问问题，有不少那么属于天在实际上存在着许多重要疑问问题，有不少那么属于天体物理和理体物理和理 论物理界共同关注的艰苦疑问问题。论物理界共同关注的艰苦疑问问题。)()(24272827MgpAlSipAlR核天体物理研讨机构核天体物理研讨机构西方先进国家核天体物理学的研讨历史己在五、西方先进国家核天体物理学的研讨历史己在五、六十年以上。六十年以上。兴隆国家几乎都至少有十几

7、个兴隆国家几乎都至少有十几个(或二、三十个或二、三十个)研讨研讨小组从事核天体物理学各个不同方面的研讨小组从事核天体物理学各个不同方面的研讨:包括包括核天体物理实验、陨石分析、天体核天体物理实验、陨石分析、天体(恒星、星系恒星、星系)元元素丰度的测定以及前述各方面的实际研讨素丰度的测定以及前述各方面的实际研讨(包括数包括数值模拟计算值模拟计算)。参与研讨的单位涉及天体物理学界、核物理学界参与研讨的单位涉及天体物理学界、核物理学界以及地学界以及地学界(陨石分析陨石分析)。我国的研讨小组我国的研讨小组 南京大学天文系南京大学天文系(1980 ):( 彭秋和小组、戴子高彭秋和小组、戴子高) 核天体物

8、理学各个方面的实际研讨核天体物理学各个方面的实际研讨 北京运用数学所北京运用数学所(1983 2000): SNII 迸发机制数值模拟计算研讨迸发机制数值模拟计算研讨 北京师范大学天文系北京师范大学天文系(1990 ) : SN统计研讨与统计研讨与SNIa模拟计算研讨模拟计算研讨 国家天文台国家天文台 (1988 ) : 恒星化学丰度的观测测定恒星化学丰度的观测测定;超新星观测超新星观测 北京大学天文系北京大学天文系(2000徐仁新徐仁新): (裸裸)奇特星奇特星 华中师范大学华中师范大学(2002郑小平小组郑小平小组): (带外壳带外壳)奇特星奇特星 河北师范大学物理系河北师范大学物理系(1

9、990 张波小组张波小组(同彭秋和协作同彭秋和协作): AGB星核合成与元素丰度研讨星核合成与元素丰度研讨 西华师范大学物理系西华师范大学物理系(1995 罗志全罗志全(同彭秋和协同彭秋和协作作,): 超新星中心内电子俘获过程研讨超新星中心内电子俘获过程研讨核物理研讨所核物理研讨所上海原子核研讨所上海原子核研讨所(1990-1992, 彭秋和协作彭秋和协作); 恒星内热核反响恒星内热核反响(12C + 12C, 16O + 16O, 14N + 16O )研讨研讨兰州近代物理研讨所兰州近代物理研讨所(1993) 19Ne(p,)20Na 反响截面反响截面(间接间接)研讨研讨北京原子能研讨院北京

10、原子能研讨院(白希祥小组、陈永寿小组、姜山小组白希祥小组、陈永寿小组、姜山小组, 1995 年以后开场转向实验核天体物理学研讨年以后开场转向实验核天体物理学研讨: 天体热天体热核反响实验研讨。核反响实验研讨。2002年开场出成果。例年开场出成果。例: (吴开谡吴开谡): 13C(, n)16O (中子源中子源)截面研讨截面研讨 (舒能川舒能川): 3He(, )7Be(, )11C( p, )12N(+ )12C 截面研讨截面研讨姜山小组姜山小组:直接进展实验直接进展实验, 验证、支持彭秋和提出的合成验证、支持彭秋和提出的合成星际星际26Al的核反响途径预言的核反响途径预言 (1995), 实

11、验在实验在2004年初获年初获得初步成果。得初步成果。核天体物理学艰苦疑问问题核天体物理学艰苦疑问问题整个天文学和实际物理学共同关注的艰苦疑问问题有整个天文学和实际物理学共同关注的艰苦疑问问题有:超新星迸发机制问题超新星迸发机制问题: 实际上至今依然无法模拟实际上至今依然无法模拟II型超新星的迸发型超新星的迸发 中子星中子星(脉冲星脉冲星)方面的艰苦疑问方面的艰苦疑问(核天体物理核天体物理)问题问题: 1)高速中子星的原因高速中子星的原因? 2)年轻脉冲星年轻脉冲星Glitch景象产生的物理缘由景象产生的物理缘由? 星际星际 26Al的天体来源问题的天体来源问题? 极端超高能宇宙线的天体来源极

12、端超高能宇宙线的天体来源? 太阳中微子问题太阳中微子问题 中微子振荡中微子振荡 暴的产活力制暴的产活力制?奇特星奇特星? 裸奇特星裸奇特星?重元素核合成的重元素核合成的r-过程过程?许多重要热核反响反响率许多重要热核反响反响率(截面截面)的不确定性及其对天体物理过程的不确定性及其对天体物理过程(例例: rp-过程、过程、s-过程、大质量恒星晚期热核演化过程、大质量恒星晚期热核演化)的影响的影响?II. II型超新星型超新星的的迸发机制迸发机制问题问题一、超新星迸发机制问题一、超新星迸发机制问题1. 中心坍缩型超新星(SNII、SNIb,、SNIc)2. 吸积白矮星的热核爆炸型超新星(SNIa)

13、 超新星分类超新星分类大质量恒大质量恒星热核演星热核演化终了化终了硅熄灭阶段终了硅熄灭阶段终了 M(12-25)M H-包层包层H-熄灭壳层熄灭壳层He-熄灭壳层熄灭壳层C-熄灭壳熄灭壳层层Ne-熄灭壳层熄灭壳层O-熄灭壳层熄灭壳层Si-熄灭壳层熄灭壳层Fe 中心中心T (3-5)109K 3 109g/cm3导致大质量恒星导致大质量恒星(演化终了时演化终了时)中心坍缩的主要物理要素中心坍缩的主要物理要素310)(2/106 . 284. 5cmgMYMMGRcSunechcoreeAZeAZ), 1(),(32/3226/ 1),()(2/(10952. 1cmgcmZAQeECeECc引起

14、引起SNII( SNIb、SNIc )中心坍缩的首要物理要素是电子俘获过程中心坍缩的首要物理要素是电子俘获过程(EC)当当( 光子致使铁原子核碎裂反响只是辅助要素光子致使铁原子核碎裂反响只是辅助要素)引起吸积白矮星坍缩引起吸积白矮星坍缩(导致导致SNIa 迸发迸发)主要要素是广义相对论效应。主要要素是广义相对论效应。导致超巨质量恒星坍缩的主要要素是电子对湮灭为中微子对过程导致超巨质量恒星坍缩的主要要素是电子对湮灭为中微子对过程 eeII型超新星中心的坍缩型超新星中心的坍缩内中心内中心:同模坍缩同模坍缩Vr r(亚声速区亚声速区)外中心外中心:自在坍缩自在坍缩Vr Vff/2M内中心内中心 0.

15、6 M 内外中心交界面内外中心交界面附近附近:Vr (1/8 1/4) c (光速光速)超新星中心坍缩与反弹超新星中心坍缩与反弹随着星体坍缩的进展，星体中心的密度迅速增长。一旦它随着星体坍缩的进展，星体中心的密度迅速增长。一旦它到达原子核密度到达原子核密度 nuc (nuc (nuc = 2.8nuc = 2.81014 g/cm3) 1014 g/cm3) 以上，核子的非相对论简并压强超越了电子的相对论简并以上，核子的非相对论简并压强超越了电子的相对论简并压强，物质形状方程压强，物质形状方程 P P 中的多方指数中的多方指数=5/3, =5/3, 变成了稳定的系统，不再坍缩。但变成了稳定的系

16、统，不再坍缩。但由由于惯性，直到中心密度到达于惯性，直到中心密度到达 (2-4)(2-4)nucnuc时，内中心的坍时，内中心的坍缩才缩才完全中止。而内中心外围的物质却继续以超音速坍塌，它完全中止。而内中心外围的物质却继续以超音速坍塌，它们猛烈地撞击在忽然停顿坍缩的巩固的内中心上，因此在们猛烈地撞击在忽然停顿坍缩的巩固的内中心上，因此在内中心外不远处立刻产生一个很强的向外行进的反弹激内中心外不远处立刻产生一个很强的向外行进的反弹激波，其能量高达波，其能量高达 Eshock 1051-52 ergsEshock 1051-52 ergs。光裂变反响导致反弹激波的能量损耗光裂变反响导致反弹激波的能

17、量损耗反弹激波的宏大能量是由星体中心在坍缩过程中释放出的反弹激波的宏大能量是由星体中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以上，平均热运动能量高达 10 MeV, 超越了超越了56Fe 平平均每个核子的结合能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铁族元素的原子核很快地被热光子打碎:npnFe3026413561 . 0/69. 1/1044. 8/26.4921856foegmergsFeMeVmE核(1 foe = 1050 ergs )能量耗损

18、率能量耗损率瞬时迸发机制失效的缘由瞬时迸发机制失效的缘由)()(mEEM激波外核心假设假设那么激波可以冲出外中心。而且当它完全摧毁外中心的全部铁核以那么激波可以冲出外中心。而且当它完全摧毁外中心的全部铁核以后，初始激波能量只需尚能剩下后，初始激波能量只需尚能剩下1%1%以上的能量以上的能量( (即即 1049ergs), 1049ergs),残留残留的激波就可以把整个星幔和大气抛向太空，构成超新星的迸发。的激波就可以把整个星幔和大气抛向太空，构成超新星的迸发。 瞬时迸发机制。瞬时迸发机制。)()(mEEM激波外核心假设假设特那么当上述反弹激波尚未穿透外中心之前，激波能量全部都耗费特那么当上述反

19、弹激波尚未穿透外中心之前，激波能量全部都耗费在铁核光致裂解的过程中。它不能够把星幔和大气层吹散。不会导在铁核光致裂解的过程中。它不能够把星幔和大气层吹散。不会导致超新星的迸发。而且由于中心外围的星幔和大气继续问中心坠落，致超新星的迸发。而且由于中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，瞬时迸发机制失败。种情形下，瞬时迸发机制失败。结论结论:瞬时迸发机制能否胜利的关键在于反弹激波能量的大小瞬时迸发机制能否胜利的关键在于反弹激波能量的大小以及它的外以及它的外( (铁铁) )中心的

20、质量能否过大中心的质量能否过大? ?两种讨论途径两种讨论途径;1)设法添加反弹激波能量设法添加反弹激波能量 例如，为使中心坍缩得更为例如，为使中心坍缩得更为致密致密(释放更多的自引力能释放更多的自引力能),人为地选取过小的原子核紧人为地选取过小的原子核紧缩模量系数缩模量系数 K 130 (核物理实验值核物理实验值 K 210-220)2)反复地修正大质量恒星爆前演化模型，以图拼命地降低反复地修正大质量恒星爆前演化模型，以图拼命地降低外铁外铁(中心中心)质量质量 迄今对一切合理的模型计算而言，迄今对一切合理的模型计算而言，瞬时迸发机制是不胜利的瞬时迸发机制是不胜利的 (铁铁)中心的质量太大。中心

21、的质量太大。 中微子延迟迸发机制中微子延迟迸发机制为了解释瞬时迸发为了解释瞬时迸发的困难，的困难，Wilson(Bowers, Wilson, 1985)等人等人提出了中微子的延提出了中微子的延迟迸发机制。他假迟迸发机制。他假定新生中子星在定新生中子星在0.5秒内产生大量秒内产生大量(1052ergs以上以上)的的中微子流。它同物中微子流。它同物质相互作用，中微质相互作用，中微子流的动量冲压导子流的动量冲压导致超新星迸发致超新星迸发本图描画了反弹激波在停顿后景象。本图描画了反弹激波在停顿后景象。Rs 为激波所在的位置，此处物质以为激波所在的位置，此处物质以 Vff 的的速度向下降落速度接近自在

22、落体。物质经过激波的减速之后，以较为缓慢的速度向下降落速度接近自在落体。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外表运动。速度经过加热和冷却区向新生中子星的外表运动。R :中微子球半径中微子球半径, Rns :新生新生中子星的半径。中子星的半径。Re: 加热和冷却相平衡处的半径。加热和冷却相平衡处的半径。NoImage.MRnsRgRsR中微子延迟迸发机制中两个尚未处中微子延迟迸发机制中两个尚未处理的关键问题理的关键问题 1) 新生的高温中子星能否在非常短的时标内产生如此宏大的中微子流?产生如此强大的中微子流的详细物理过程是什么?(凝聚的中微子发射? 核物质向(u

23、,d)夸克物质的转化? 均未胜利) 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终究能否产生如此强大的向外冲压，导致超新星的迸发，而且迸发物质向外的初始速度高达 104 km/s 左右，迸发总动能否到达 1049 erg?我们的研讨我们的研讨 :宏大中微子流如何在瞬间产生宏大中微子流如何在瞬间产生?19951995年，我们南京大学研讨小组年，我们南京大学研讨小组(Dai Z. Peng Q. and Lu T. (Dai Z. Peng Q. and Lu T. ApJ., 1995,440:815)ApJ., 1995,440:815)提出了由超新星坍缩中心构成的高温中子星

24、提出了由超新星坍缩中心构成的高温中子星内相继出现的核物质内相继出现的核物质-(u,d)-(u,d)两味夸克两味夸克-(s,u,d)-(s,u,d)三味夸克的相变过程三味夸克的相变过程u + e- u + e- d + d + e , u + e- e , u + e- s + s + e , u + d e , u + d u + s u + s 将在短于将在短于1 1微秒的时标内产生大量中微子流，其平均能量为微秒的时标内产生大量中微子流，其平均能量为10MeV10MeV左右，总能量达左右，总能量达 1052erg 1052erg 以上。这种相变过程导致星体中心区出以上。这种相变过程导致星体中

25、心区出现负熵梯度引起内外物质的现负熵梯度引起内外物质的SchwarshildSchwarshild对流将使这强大中微子流对流将使这强大中微子流向外保送向外保送, ,迅速抵达中微子球外表。迅速抵达中微子球外表。我们提出的这种机制大大有利于中微子延迟迸发机制。在我们的我们提出的这种机制大大有利于中微子延迟迸发机制。在我们的初步讨论中，我们用理想初步讨论中，我们用理想FermiFermi气体作为夸克系统的最简单模型。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讨小组在我们研讨的根底上，进很快地，印度德里大学的一个研讨小组在我们研讨的根底上，进一步计入了夸克之间相互作用，发现中微子流量将

26、更加加强一步计入了夸克之间相互作用，发现中微子流量将更加加强1/41/4左左右。这方面研讨还在深化之中。右。这方面研讨还在深化之中。我们这篇论文也己成为最近几年人们讨论奇特我们这篇论文也己成为最近几年人们讨论奇特( (夸克夸克) )星的奠基性论星的奠基性论文之一。例如文之一。例如, Kernen et al.,2004, astro-ph/0406448 , Kernen et al.,2004, astro-ph/0406448 “ Neutrino emission and mass ejection in quark novae Neutrino emission and mass ej

27、ection in quark novae中微子延迟迸发机制中依然未处理的关中微子延迟迸发机制中依然未处理的关健问题健问题中微子流能否激活强大的向外激波中微子流能否激活强大的向外激波? ? 迄今依然也迄今依然也是悬案。人们不仅思索了己知各种根本粒子是悬案。人们不仅思索了己知各种根本粒子( e-, e+, p, n, ( e-, e+, p, n, , , 0 0，, ,以及以及 16O16O等原等原子核子核) )同中微子的相互作用，而且还讨论了在致密等离同中微子的相互作用，而且还讨论了在致密等离子体中，中微子振荡有能够引起这种相互作用的子体中，中微子振荡有能够引起这种相互作用的加强。但上述中微

28、子流依然无法产生如此强大的加强。但上述中微子流依然无法产生如此强大的冲压。也就是说，即使中微子延迟迸发机制，迄冲压。也就是说，即使中微子延迟迸发机制，迄今在实际上人们也依然无法自洽地实现超新星的今在实际上人们也依然无法自洽地实现超新星的迸发。迸发。( (向外迸发总动能到达向外迸发总动能到达 1049 erg 1049 erg 以上以上) )最近关于中心坍缩型超新星迸发的争论最近关于中心坍缩型超新星迸发的争论 Buras et al., 2003, Phys. Rev. Lett., 90 No. 24, 241101 “Improved Models of Stellar Core Colla

29、pse and Still No Explosions: What is Missing? M.Liebendrfer, 2004, arXiv:astro-ph/0405029 “Fifty-Nine Reasons for a supernova to not Explode Motizuki, Madokoro and Shimizu,arXiv:astro-ph/0406303 “Core-Collapse Supernovae Induced By Anisotropic Neutrino Radiation “Prolate explosions caused by globall

30、y anisotropic neutrino radiation is the most effective mechanism of increasing energy when the total neutrino luminosity is given. 关健问题在于关健问题在于: 各向异性的中微子辐射的原因各向异性的中微子辐射的原因? 作者猜测作者猜测: 超新星的前身星能够是快速旋转的超新星的前身星能够是快速旋转的 大质量大质量OB 星星(Be 星星: P 1 day, V(R) 200km/s)?但是，但是，M(10-25) M 范围内的范围内的Be 星的诞生率远比超新星迸发频率要低

31、星的诞生率远比超新星迸发频率要低7个量级。个量级。 作者还猜测作者还猜测,中微子辐射的非各向同性也能够来自强磁场下新生中微子辐射的非各向同性也能够来自强磁场下新生中子星吸积的不对称性或新生中子星内部对流引起的中子星吸积的不对称性或新生中子星内部对流引起的? 结论结论:超新星迸发的机制依然是谜超新星迸发的机制依然是谜?III 我对超新星迸发机制我对超新星迸发机制的的新观念与新建议新观念与新建议(Nucler Physics A738(2004)515-518)现有流行观念现有流行观念: SN中心快速坍缩的开场时辰是由广义相对中心快速坍缩的开场时辰是由广义相对论效应决议论效应决议, 判据为判据为

32、Mch Mcore(Fe) ( Mch Ye2 , 随着电子俘获过程的大量进展，随着电子俘获过程的大量进展，Ye , 因此因此Mch )。 关键在于关键在于:一旦上述条件到达，整个铁中心都一旦上述条件到达，整个铁中心都进入快速坍缩阶段，其结果是进入快速坍缩阶段，其结果是: Mcore(Fe) 太大，使得瞬太大，使得瞬时时迸发机制失效。迸发机制失效。我的观念我的观念: (Nucler Physics A738(2004)515-518)大质量恒星中心大规模快速坍缩的临界点的判据应修正为大质量恒星中心大规模快速坍缩的临界点的判据应修正为:星体中心内原子核星体中心内原子核56Ni上电子俘获过程非常迅

33、速，其特征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时标短于流体动力学时标:SuneChMYM284. 5eAeeECcECcchydrocECYNnnRrtmsRRrtRrt,)()()(46. 4)()(12/110超新星中心坍缩与迸发图象的新建议超新星中心坍缩与迸发图象的新建议A) 中心坍缩图像的关键性改动中心坍缩图像的关键性改动:上述快速坍缩判据把坍缩中的超新星铁中心划分为快速坍上述快速坍缩判据把坍缩中的超新星铁中心划分为快速坍缩中心和较为缓慢收缩的外中心。满足上述判据的快速坍缩中心和较为缓慢收缩的外中心。满足上述判据的快速坍缩中心并不是整个铁中心，只是它的一部分缩中心并不是

34、整个铁中心，只是它的一部分(中心部分中心部分)。因此，快速坍缩的铁中心质量明显小于整个铁中心质量。因此，快速坍缩的铁中心质量明显小于整个铁中心质量。外铁中心也向内收缩，但其坍缩速度远低于快速坍缩的铁外铁中心也向内收缩，但其坍缩速度远低于快速坍缩的铁中心的坍缩速度。中心的坍缩速度。推断推断:在快速坍缩的铁中心与较为缓慢收缩的外中心之间在快速坍缩的铁中心与较为缓慢收缩的外中心之间存在一个存在一个 “真空区真空区, 其物质密度远远低于内、外两侧。其物质密度远远低于内、外两侧。B)反弹激波冲出坍缩中心反弹激波冲出坍缩中心由于快速坍缩铁中心质量明显小于整个铁中心质量由于快速坍缩铁中心质量明显小于整个铁中

35、心质量, 因此因此瞬时迸发机制胜利的条件瞬时迸发机制胜利的条件 M外中心外中心 1052 erg/s,中微子的平均能量约为中微子的平均能量约为 10 MeV。这个中微子流实践上可以追上外行反弹激波。这个中微子流实践上可以追上外行反弹激波C)外行激波与中微子流的真空膨胀阶段外行激波与中微子流的真空膨胀阶段在真空区，向外行进的激波中的辐射场以及中微子辐射流在真空区，向外行进的激波中的辐射场以及中微子辐射流都阅历都阅历 “真空膨胀过程，其中，它们的总能量分别坚真空膨胀过程，其中，它们的总能量分别坚持常数持常数: Etot= aT4(4/3)R3 =const.因此，因此， 中微子流中的中微子、激波中

36、的光子平均能量降中微子流中的中微子、激波中的光子平均能量降低规律为低规律为 kT (Ri/Rf)3/4 (kTi); Ti 1011K, (Ri/Rf) 1/20, Tf 1011K, kTf 1MeV激波波阵面后的热光子、中微子流中的中微子的平均能量激波波阵面后的热光子、中微子流中的中微子的平均能量降到降到1MeV以下，不能击碎铁原子核以下，不能击碎铁原子核(即不会发生光致裂即不会发生光致裂变反响和中微子诱导核裂变反响变反响和中微子诱导核裂变反响)。但是，凭着辐射压。但是，凭着辐射压及中微子同铁原子核之间的相关散射产生的冲压，将整及中微子同铁原子核之间的相关散射产生的冲压，将整个星体外层个星

37、体外层(包括铁中心的外层、星幔和大气包层包括铁中心的外层、星幔和大气包层)急剧急剧地吹爆，构成超新星迸发。地吹爆，构成超新星迸发。D) 超新星的迸发超新星的迸发中微子在原子核上的相关散射截面为中微子在原子核上的相关散射截面为 1.610-44(sinW)4 A2 (E/MeV)2 cm2W: Weinberg 角角 A: 原子核的原子量原子核的原子量凭仗辐射压及中微子同铁原子核之间的相关散射凭仗辐射压及中微子同铁原子核之间的相关散射产生的冲压，将整个星体外层产生的冲压，将整个星体外层(包括铁中心的外层包括铁中心的外层星幔和大气包层星幔和大气包层)急剧地吹爆，构成超新星迸发急剧地吹爆，构成超新星

38、迸发(Q.-H. Peng, 2004, Nuclear Physics A738, 515)我们正在组织详细的数值模拟计算，初步的计算我们正在组织详细的数值模拟计算，初步的计算阐明，按这种方式，超新星确实可以迸发。阐明，按这种方式，超新星确实可以迸发。I. 高速中子星的物理本质高速中子星的物理本质 我的新模型我的新模型, 2003高速中子星问题高速中子星问题 94颗高速脉冲颗高速脉冲(单单)星的空间速度分布星的空间速度分布 V (km/s) 脉冲星数脉冲星数 所占百分比所占百分比 100 71 3/4 300 36 38% 500 14 15% 1000 5 5% 约约10%的的 高速脉冲星

39、高速脉冲星 v 800 1000 km/s! 为什么为什么? 前身星前身星(大质量主序星大质量主序星): v (20 50) km/s 超新星不对称的迸发或发射超新星不对称的迸发或发射(辐射或中微子辐射或中微子)导致非常宏导致非常宏大的大的 “kick? 迄今四大类模型迄今四大类模型(包括利用中微子振荡实际包括利用中微子振荡实际, 大多要求大多要求1015-1016高斯的超强磁场高斯的超强磁场)，均未胜利。这是，均未胜利。这是35年来脉年来脉冲星研讨中尚未处理的艰苦疑问问题之一。冲星研讨中尚未处理的艰苦疑问问题之一。NSV(超流涡旋中子体超流涡旋中子体)中微子喷流火箭模型中微子喷流火箭模型(彭

40、秋和彭秋和, 2003, 在在25屆屆IAU大会中大会中 “年轻脉冲年轻脉冲星会议上的口头报告星会议上的口头报告)正好同模型预言相一致。中子星的加速曲线中子星的加速曲线P/P0. 脉冲星脉冲星 Glich 的本质的本质我的新模型我的新模型, 2004年轻脉冲星的年轻脉冲星的Glitch景象景象 脉冲周期平稳地增长背景上偶尔地脉冲周期会忽然变短脉冲周期平稳地增长背景上偶尔地脉冲周期会忽然变短(周期变周期变 化幅度为化幅度为10-6-10-10),随后较之前更迅速地变慢，继续直到恢复过随后较之前更迅速地变慢，继续直到恢复过去的去的 周期增长率。这种景象称为周期增长率。这种景象称为Glitch景象。

41、景象。 Vela PRS 和和Crab PSR, 3-4年出现一次。年出现一次。 后来陆续发现更多的脉冲星出现微后来陆续发现更多的脉冲星出现微Glitch景象景象(周期变短幅度低于周期变短幅度低于 10-12)。迄今己观测到。迄今己观测到19颗颗Glitch 脉冲星。其中，脉冲星。其中， Vela PSR 已呈已呈现现 11次次glitch景象，景象，PSR1737-30呈现了呈现了 9次次glitch景象。景象。glitchPtGlitch:脉冲周期脉冲周期忽然变短景象忽然变短景象脉冲星脉冲星 Glitch物理缘由的研讨物理缘由的研讨 1. 星震模型星震模型(Baym, 1969); 2.核

42、核(心心)震模型震模型(Pines et al., 1972); 3.超流涡丝随机滑动模型超流涡丝随机滑动模型(Anderson and Ruderman,1984); 4. 中子超流涡丝中子超流涡丝-质子超导磁通管扭缠模型质子超导磁通管扭缠模型 (Ruderman, Zhu and Chen, 1998) 迄今均未胜利。迄今均未胜利。 这是脉冲星这是脉冲星(中子星中子星)自发现自发现(1967)以来尚未处理的艰苦疑问问题以来尚未处理的艰苦疑问问题之一。之一。 我们相应的研讨任务我们相应的研讨任务: 各向异性的中子超流涡旋的磁偶极辐射各向异性的中子超流涡旋的磁偶极辐射 中子星的加热机制中子星的

43、加热机制 (Peng, Huang & Huang, 1980 ; Huang, Lingenfelter, Peng and Huang, 1982) 原理原理: 3P2 中子中子Cooper对具有磁矩对具有磁矩,在盘旋运动中它产生在盘旋运动中它产生(x-射线射线)辐射。被中子星物质吸收而使中子星加热。辐射。被中子星物质吸收而使中子星加热。 彭秋和彭秋和, 2004, “脉冲星周期突变的脉冲星周期突变的3P2中子超流涡旋相振荡模型中子超流涡旋相振荡模型 年轻脉冲星的多次反复年轻脉冲星的多次反复 Glitch的缘由的缘由上述相变振荡过程及其相关物理过程反复发生与出现上述相变振荡过程及其

44、相关物理过程反复发生与出现: 3P2 NSV产生磁偶极辐射产生磁偶极辐射(X-ray) 加热中子星内部加热中子星内部 温度上升到达相变温度温度上升到达相变温度T(3P2(n) 从从3P2中子超流形状阅历忽然相变前往正常中子中子超流形状阅历忽然相变前往正常中子(Fermi)形状形状 Glitch (由于某些冷却物理过程由于某些冷却物理过程) 温度下降温度下降在非常短的时间间隔内温度下降到相变温度在非常短的时间间隔内温度下降到相变温度T(3P2(n)以下以下 再次相变到再次相变到 3P2 SNV由于上述相变反复由于上述相变反复 3P2 NSV 态态 正常中子正常中子 (Fermi) 流体流体 3P

45、2 NSV的时间间隔的时间间隔t非非 常短，而且贮藏在短暂过渡的中子经典湍流涡旋常短，而且贮藏在短暂过渡的中子经典湍流涡旋形状中的角动量依然非常高，因此下一次形状中的角动量依然非常高，因此下一次 3P2 NSV 的涡旋量子数的涡旋量子数 n2(3P2(n), 也很高，但它低于上一次也很高，但它低于上一次 3P2 NSV 的涡旋量子数的涡旋量子数 : n2(3P2(n) 0.7s 的脉冲星没有探测到的脉冲星没有探测到Glitch。在上述相振荡过程中，经典中子湍流涡旋形状同中子超流涡旋态的在上述相振荡过程中，经典中子湍流涡旋形状同中子超流涡旋态的相互转变过程中，每一个经典湍流涡旋同某个超流量子涡旋

46、的相互相互转变过程中，每一个经典湍流涡旋同某个超流量子涡旋的相互转化却是随机进展的。因此，相继两次转化却是随机进展的。因此，相继两次Glitch的幅度与时间间隔并的幅度与时间间隔并不存在严厉的规律或遵照周期或准周期关系。但是可以推断，在多不存在严厉的规律或遵照周期或准周期关系。但是可以推断，在多次次glitch之后，相继两次之后，相继两次Glitch的时间间隔会逐渐变长、的时间间隔会逐渐变长、Glitch的幅的幅度也会出现下降的趋势。度也会出现下降的趋势。V I. 星际星际26Al天体来源问题天体来源问题 我的观念我的观念, 1992 星际星际26Al天体来源问题天体来源问题1982-1984

47、, 空间卫星探测到较强的、源自星际空间卫星探测到较强的、源自星际26Al 衰变衰变(电子俘获电子俘获)的宇宙的宇宙-射线流，由此估算存在于银河系星际空间中的放射性元射线流，由此估算存在于银河系星际空间中的放射性元素素 26Al ( 1/2 7.2105年年)的总量约为的总量约为 2M 。不断提供这种星际放射性元素不断提供这种星际放射性元素 26Al 的天体源泉是什么类型天体的天体源泉是什么类型天体?曾是曾是20世纪最后世纪最后15年内国际关注的艰苦疑问问题之一。年内国际关注的艰苦疑问问题之一。国际实际界倾向于星际国际实际界倾向于星际26Al来自来自II型超新星，新星，型超新星，新星，WR星和大

48、质星和大质量量主序星各种模型。主序星各种模型。(26Al核合成途径经过核合成途径经过rp过程中的过程中的Mg-Al循环循环)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循环关键的核反响分支比循环关键的核反响分支比按通常原理按通常原理, 以前错误推断为以前错误推断为10-4, 1988年实验发现为年实验发现为104, 相差相差 8 个个量级。由此断定量级。由此断定, 新星、新星、WR星和大质量主序星不能够是星际星和大质量主序星不能够是星际26Al的主要源泉天体的主要源泉天体(彭秋和，彭秋和，1995)。)()(2427282

49、7MgpAlSipAlR产生星际产生星际26Al 的的SNIa模型模型1995年卫星探测结果年卫星探测结果 有利于来自于超新星。在实际上，仍呈现合成有利于来自于超新星。在实际上，仍呈现合成过多的过多的27Al和和44Ti的矛盾。的矛盾。1992年彭秋和曾提出过一种与国际采用的年彭秋和曾提出过一种与国际采用的rp过程不同的核合成途径过程不同的核合成途径:并提出相应的并提出相应的SNIa型超新星抛射星际型超新星抛射星际26Al的模型。的模型。最近，北京原子能研讨院姜山研讨小组赴日本进展核物理实验，证最近，北京原子能研讨院姜山研讨小组赴日本进展核物理实验，证实了上述产生实了上述产生26Al的预言，他

50、们己在北京建立了相应的设备，进一的预言，他们己在北京建立了相应的设备，进一步研讨这个核反响。我们正在进一步协作研讨步研讨这个核反响。我们正在进一步协作研讨(SNIa、SNII模型模型)。同时，同时， 1992年彭秋和同上海原子核研讨所协作，对碳年彭秋和同上海原子核研讨所协作，对碳,氧核熄灭氧核熄灭( 晚晚期大质量恒星关键的两个核反响期大质量恒星关键的两个核反响)( 12C+12C 和和 16O+16O)的的 核反响核反响率率进展了研讨，我们发现目前国际上迄今仍采用的这两个热核反响率进展了研讨，我们发现目前国际上迄今仍采用的这两个热核反响率依然是七十年代以前的外推估计值，它们分别高估了依然是七十

51、年代以前的外推估计值，它们分别高估了(3-4) 和和 (7-10)倍倍何建华、杨锦睛、彭秋和何建华、杨锦睛、彭秋和, 1992。这个结果必定对大质量恒星演。这个结果必定对大质量恒星演化和超新星实际有重要影响。近年国际上也疑心这些核反响率。化和超新星实际有重要影响。近年国际上也疑心这些核反响率。AlON261614NoImage20Na 0.446s 18Ne 1.675s 19Ne 17.3s 18F 109.8m 17F 64.5s 20Ne 15O122s 19F 16O 17O 18O 15N14O70.6s 14N13N9.96m13C12CVI I. 极端超高能宇宙线极端超高能宇宙线

52、(UHECR)的的天体来源问题天体来源问题 我的模型我的模型, 2002EEN)(21“GZK 截断截断 (cutoff) (Greisen-Zatsepin-Kuzmin, 1966)由于由于-产生过程产生过程0)(ppbackground宇宙射线宇宙射线(CR)中中, 高能高能 (E Ecut )的质子的质子 将严重地将严重地损失损失能量能量, 使得高能宇宙射线的传播间隔使得高能宇宙射线的传播间隔 D 50 Mpc 因此，因此，GZK断言，宇宙射线中不会出现能量高于断言，宇宙射线中不会出现能量高于Ecut的的超高能粒子超高能粒子(质子质子)。但是，观测并未呈现但是，观测并未呈现GZK 截断

53、。不仅如此，观测截断。不仅如此，观测发现，发现，E 1020eV 的的 UHECR的流量依然相当高。的流量依然相当高。eVEcut19105极端超高能宇宙线的能量与流量极端超高能宇宙线的能量与流量 E(eV) 1019 41019 1020 N(E) 581 57 8 (Exposure: m2 s sr (AGASA记录, 到 2000年5月) N(E) 24 , E 1020 eV (直到 31020 eV) (P.L. Biermann(2001) 最高的两次超高能事件为: 3.21020 eV (由 Flys Eye 探测到) 2.11020 eV (由 AGASA探测到) 流量流量:

54、 F( E1020 eV) 1 particle (km)-2(100yr)-1 (1-3)10-20 particles cm-2sec-1 410-30 GeV-1 cm -2 sec-1 极端超高能宇宙线的天体来源是当前最令人迷茫的极端超高能宇宙线的天体来源是当前最令人迷茫的实际课题之一实际课题之一曾经提出的超高能宇宙线天体来源模型大致有曾经提出的超高能宇宙线天体来源模型大致有:ISM - SN模型模型: 超新星迸发抛射的能量较高的带电粒子在星际介质中被加超新星迸发抛射的能量较高的带电粒子在星际介质中被加 速。粒子可加速到速。粒子可加速到100 Z TeV (TeV =1012eV)b)

55、 wind - SN模型模型: 超新星迸发抛射的能量较高的带电粒子注入到该超新星迸发前超新星迸发抛射的能量较高的带电粒子注入到该超新星迸发前 的前身星的强大星风中被加速。粒子可加速到的前身星的强大星风中被加速。粒子可加速到100 Z PeV 以上。以上。 (PeV =1015eV) 它能够对直到它能够对直到 31018 eV的各种能量的高能宇宙线都有重要奉献。的各种能量的高能宇宙线都有重要奉献。 详细加速机制为详细加速机制为Fermi加速加速,激波加速和等离子体湍动加速的结协作用。激波加速和等离子体湍动加速的结协作用。c)射电星系的热斑模型射电星系的热斑模型:(Hillas, A.M., An

56、n. Rev. Astron. Astrophys. 22 (1984) 425; Biermann, P.L.& Strittmatter, P.A., ApJ., 322(1987)643)问题问题:距银河系距银河系50Mpc以内的有效射电星系仅有以内的有效射电星系仅有 M87 一个星系，难以阐明极端超一个星系，难以阐明极端超高能宇宙线根本各向同性的分布。为此，作者假定该射电星系的磁场达高能宇宙线根本各向同性的分布。为此，作者假定该射电星系的磁场达10-2gauss, 高于通常射电星系磁场强度估计值的高于通常射电星系磁场强度估计值的103倍，难以接受。倍，难以接受。d)新生毫秒脉冲星新生毫秒脉冲星(高速旋转、强磁场高速旋转、强磁场)的高速星风被磁重联方式的高速星风被磁重联方式(类似于太阳耀斑类似于太阳耀斑)加速加速(Blasi et al., 2000) e)铁质小行星同中子星碰撞模型铁质小行星同中子星碰撞模型(C. Litwin and R. Rosner, 2001) 以上都是以上都是Bottom-Up模型模型 粒子物理学模型粒子物理学模型 Top-Down