【正文】 ?nuc ?HD ~ ?ff ~ ?101/2 ms 2) ?nuc ? (d?nuc / dt ) SN Ia 研究中的疑難問題 SN Ia 疑難問題 : 1. 前身星 ??? 1) M(WD) ? Mch= M⊙ ~ M⊙ (CO白矮星 ) R(WD)~ 1600 km 2)吸積率 (吸積率條件要求適中 ) dMH/dt ? 109 M⊙ /yr —新星爆發(fā) (表面殼層爆炸性氫燃燒 ) dMH/dt 106 M⊙ /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 ~ 105 M⊙ /yr — 直接形成共生星 dMH/dt ~ (109106) M⊙ /yr ? SN Ia 問題 : 共生星能否導(dǎo)致 SN Ia ? 或 導(dǎo)致白矮星直接坍縮成中子星而不呈現(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 ( M ~ M⊙ )幾乎都是 ONeMg白矮星 (約占白矮星總數(shù)的 1/4)。吸積的 ONeMg白矮星最后結(jié)局是 SN Ia 的爆發(fā) ?或是坍縮 成中子星 ? 尚在研究與爭論之中。 ? ~ 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 nee , ( 電子平均分子量 ) 181。 CO混合固體物質(zhì)三種可能的狀態(tài) : 1) 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?，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。 SN Ia 疑難問題 : 3. C燃燒點(diǎn)火地點(diǎn)和核反應(yīng)類型 ?? 問題 : 1) C燃燒點(diǎn)火地點(diǎn)位于星體中心以外某處 (centeroff) (原因 :等離子體的中微子發(fā)射率隨物質(zhì)密度增長而迅速增加 , 因而坍縮白矮星的中心溫度增長較慢 ) 2) 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) (Pyonuclear reaction) (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 CO混合狀態(tài)密切相關(guān) : 1)無序 CO合金情形 : 如果 ?c~(23) 109g/cm3, Tc ~ 2 108K ? 通常熱核反應(yīng) 如果 ?c~() 1010g/cm3, Tc ? 1 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) ) SN Ia 疑難問題 : 3.(續(xù) ) 2) CO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)。 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)。對流驅(qū)動(dòng)的 Urca過程可能導(dǎo)致復(fù)雜結(jié)果。 原子核穩(wěn)定性 Urca過程 : 如果原子核 (A,Z) 電子俘獲過程產(chǎn)生的子核 (A,Z1)是 ? 不穩(wěn)定的 , 則 (A , Z) + e ? (A , Z1) + ?e (A , Z 1) ? (A , Z) + e + ? e(反 ) — 只能在非簡并氣體中發(fā)生 組成的的循環(huán)稱為 Urca過程。 39,41K, 準(zhǔn)穩(wěn)同位素 40K() : ? 1/2 = 109年 只有當(dāng) A, Z都為奇數(shù)時(shí) , 且 (A,Z1)核 ? 不穩(wěn)定情形下，(非 簡并氣體中 ) ((A , Z) (A , Z –1) )這一對原子核的 Urca過程才有效。核 (A,Z) 內(nèi)中子數(shù)為偶數(shù)，質(zhì)子數(shù)為奇數(shù)，電子俘獲能閾值 (Q)較 低 , EC過程容易發(fā)生。因此，通常的 Urca過程是不會(huì)出現(xiàn)的。雖 然不穩(wěn)定核 23Ne 在核心區(qū)不會(huì)發(fā)生 ? 衰變 ,但當(dāng)產(chǎn)生的不穩(wěn)定核 23Ne 隨對流物質(zhì)穿出 “ Urca 殼層”之后，其外面物質(zhì)密度較低，電 子 Fermi能不高 , 不會(huì)抑制 23Ne 的 ? 衰變過程 (23Ne(e, ? e(反 )) 的進(jìn)行。 這種“能量漏管”大大推遲熱核反應(yīng)轉(zhuǎn)變?yōu)槭Э貭顟B(tài)的時(shí)間。 對流 Urca 過程的作用 —冷卻還是加熱 ? Bruenn(1973):對流驅(qū)動(dòng) Urca 過程的作用 ?? 冷卻效應(yīng)還是加熱效應(yīng) ?? 關(guān)鍵 :中微子帶走的能量 :它由星體內(nèi)簡并物質(zhì)的溫度和密度決定的。 如果 T Tcrit , ? 冷卻效應(yīng) 原因 : Urca 過程發(fā)射的中微子平均能量高于 ? E ,僅靠電子 Fermi能 是不能發(fā)射中微子對 (完全 Urca過程 )的。 (續(xù) ) 對 23Na – 23Ne Urca過程而言，在 ? ~ () 109g/cm3 范圍內(nèi) ,現(xiàn)有 SNIa碳爆燃模型中 C 燃燒溫度 T Tcrit 。 當(dāng) ? ~ 109g/cm3 時(shí) , 出現(xiàn)新的 Urca對 21Ne 21F ,情形復(fù) 雜。 ? (電子簡并下 )致密物質(zhì)中一旦出現(xiàn)核反應(yīng)，立即出現(xiàn)失控碳燃燒。 ? 觀測表明 ,在 SNIa超新星晚期光譜中以 Fe族元素為主。這只有硅燃燒才能實(shí)現(xiàn)。 ? 問題 :在 SNIa爆發(fā)過程中亞聲速的 C爆燃波是如何加速演變?yōu)槌? 速 Si爆轟波的 ? (續(xù) ) 現(xiàn)有的認(rèn)識(shí) : 隨著失控 C燃燒的進(jìn)行 (物質(zhì)處于對流狀態(tài) )，當(dāng)溫度上 升到使 C燃燒的速率增長到其臨界值 :核燃燒特征壽命短于對流元向 內(nèi)和向外運(yùn)動(dòng)往返一周的時(shí)標(biāo)時(shí)，低速 C爆燃波就進(jìn)入了不穩(wěn)定加 速傳播階段。當(dāng)碳燃燒使核心溫度進(jìn)一步達(dá)到 1 109K以上 時(shí) ,核燃燒時(shí)標(biāo)僅為 ,遠(yuǎn)短于聲波穿過壓力標(biāo)高 (450km)的時(shí)標(biāo) ()，核燃燒釋放的熱能足以使星體核心中心密度因熱膨脹而降 低了 。 但此后具體的物理過程和加速圖像仍然很不清楚。 尚待解決的矛盾 : 1)O的問題 :SNIa光譜觀測不呈現(xiàn) O的光譜，而理論上則難以實(shí)現(xiàn)。 例如 54Fe/56Fe, 58Ni /56Fe 這兩個(gè)相對豐度比太陽系標(biāo)準(zhǔn)值分別高出 2倍和 5倍。 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 合成太多的矛 盾 : 理論上 M(60Fe) ~ 104/SNIa ? 在 銀河系內(nèi)累積的 60Fe 1 M⊙ 。 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, MeV和 MeV, 它們的流量基本相等，足以被安裝在 CGRO發(fā)現(xiàn)。 (Compton ?射線星 ,1993年發(fā)射 ,探測流量閾 為 105 ? s 1) 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。 rHV r 0?Hubble’s 1929 data Distance (Mpc) Velocity (km/sec) ?星系退行速度和星系距離成正比 ?所有的天體在遠(yuǎn)離我們而去， 宇宙在膨脹。 1?????? ?kMFriedmann 方程可以改寫為 理論宇宙三角形 Ia型超新星宇宙學(xué)的歷史 ? Ia型超新星 是 吸積的白矮星的 熱核爆炸形成的 ? Kowal(1968)最早發(fā)現(xiàn)了 Ia型超新星具有很好的哈勃圖，提出可以用來測量哈勃常數(shù) ? Colgate (1979)提出利用將來觀測到的紅移 z=1附近的 Ia型超新星可以用來研究宇宙的減速因子 ? Phillips (1993)發(fā)現(xiàn)了 Ia型超新星的標(biāo)準(zhǔn)燭光關(guān)系 a和 b是兩個(gè)參數(shù)，由低紅移的超新星定出。 M絕對星等 = log10 L 即 , 所有的 SN Ia在光極大時(shí)的光度 (L)都幾乎相等。引力束縛能相同。 SN Ia 距離的確定 : M絕對星等 = m + 5 – log D(pc) – A + K A: 星際消光使視星等變暗 ?？梢愿鼫?zhǔn)確地確定遙遠(yuǎn) 星系紅移 – 距離關(guān)系。 ? BranchPskovskii相關(guān)性 :(19701981)(1993年觀測證實(shí) ) SNIa(絕對亮度 )愈亮，爆發(fā)膨脹速度愈快，則光變曲線衰減得愈慢。 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 () 為單位。 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 (Lp)之間的相關(guān)性來校準(zhǔn) SNIa的光極大 光度。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) , 以測定哈勃常數(shù)。 dL: 視光度距離。 再對不同的 ?M, ??, ?k)(常取 ?k=0)組合 , ?Fp(mB) – z 理論 曲線 ??同 (mBz) 觀測曲線對比。 這種方法叫 marginalization?？梢园l(fā)現(xiàn)和精細(xì)觀測非常遙遠(yuǎn) (Z= – )星系中爆發(fā)的 SNIa, 由上述方法校準(zhǔn)光度并測定距離后，就可以測定宇宙膨脹的減速因子(q0)和宇宙常數(shù) ?。 ? 宇宙暗能量 Riess et al( 2022)工作 Riess et al (2022)用 從超新星數(shù)據(jù)中挑選了 157個(gè)準(zhǔn)確測量的超新星 來研究了暗能量和拐折紅移，得到下面的結(jié)果。 與宇宙大尺度結(jié)構(gòu)的結(jié)果一致。 100個(gè) C,N,O 原子 。106 atoms of hydrogen