§133恒星中的核反应 恒星中A≤60的原子核的合成 原子形成之后,由于某种不稳定的因素造成了星系的形成 开始,星系是H和He原子的混合体。由于引力的作用,星 系要发生坍缩,使得原子核的动能增加,也就是体系的温度 增加。当温度足够高时,带电粒子间可以克服库仑势垒而发 生熔合核反应,从而形成较重的原子核。熔合反应中释放出 来的辐射能量形成向外的压力,阻止进一步的引力坍缩。这 样星体就处于一段时期的平衡状态(比如太阳),时间可以 持续高达1010年。当参与熔合反应的核被烧尽后,对外的压力 减小,引力坍缩又开始,温度继续升高直到下一种更重的原 子核开始燃烧。这种过程反复进行,不断产生出更重的核 素。这是4≤60原子核形成的大致机制
§13.3 恒星中的核反应 1．恒星中 的原子核的合成 原子形成之后，由于某种不稳定的因素造成了星系的形成。 一开始，星系是H和He原子的混合体。由于引力的作用，星 系要发生坍缩，使得原子核的动能增加，也就是体系的温度 增加。当温度足够高时，带电粒子间可以克服库仑势垒而发 生熔合核反应，从而形成较重的原子核。熔合反应中释放出 来的辐射能量形成向外的压力，阻止进一步的引力坍缩。这 样星体就处于一段时期的平衡状态（比如太阳），时间可以 持续高达1010年。当参与熔合反应的核被烧尽后，对外的压力 减小，引力坍缩又开始，温度继续升高直到下一种更重的原 子核开始燃烧。这种过程反复进行，不断产生出更重的核 素。这是 原子核形成的大致机制。 A ≤ 60 A ≤ 60
温度1-2x10K(现在进行H燃烧的太阳的内部温度是约 107K),4He+He→Be熔合的库仑位垒被克服。熔合反应 产生的辐射使星体的外层扩张100~1000倍,表层的能量密 度和温度因此会降低,成为红巨星。8Be不稳定,平衡时》e 的含量约是H4x103倍。 12C在765MeV处有一个激发态。Be+a→2C反应释放 的能量是745MeV。加上所处温度下体系的动能,足以使共 振核反应发生。 C+He->O+y(0=7.16 Mev, er=3.57 Mev) l6O+He-y2Ne+y(Q=4.73 MeV, Er=4.47 Mev) Ne+He>Mg+y(0=9.31 Mev, eb=5.36Mev)
温度1-2 x 108K（现在进行H燃烧的太阳的内部温度是约 107K）, 熔合的库仑位垒被克服。熔合反应 产生的辐射使星体的外层扩张100~1000倍，表层的能量密 度和温度因此会降低，成为红巨星。 8Be不稳定,平衡时8Be 的含量约是4He的4 x10-3倍。 BeHeHe →+ 844 12C在7.65MeV处有一个激发态。 反应释放 的能量是7.45MeV。加上所处温度下体系的动能，足以使共 振核反应发生。 Be α C 8 →+ 12 MgHeNe γ )MeV36.5,MeV31.9( NeHeO γ )MeV47.4,MeV73.4( OHeC γ )MeV57.3,MeV16.7( B 420 24 B 416 20 B 412 16 =+→+ = +→+ = = +→+ = = Q E Q E Q E
1C+p→3N+y CNO循环的作用是协 13N→ 3C+e++助将环境中的质子消耗 掉,把它们转变成中子 C+p→4N+y 和正电子,使He的含量 4N+p→>15O+y 增加;同时,循环中的 某些核素也会反应到更 150-15N+e++ 重的核。 1C+p→2C+4He
HeCpC eNO ν OpN γ NpC γ eCN ν NpC γ 15 412 e 15 15 14 15 13 14 e 13 13 12 13 +→+ ++→ +→+ +→+ ++→ +→+ + + CNO循环的作用是协 助将环境中的质子消耗 掉，把它们转变成中子 和正电子，使He的含量 增加；同时，循环中的 某些核素也会反应到更 重的核
当He燃烧开始减弱时,引力坍缩又开始了。只要星体质量 足够大,就可以达到足够高的温度(约10K),使2C和 160燃烧: C+"2C→2Ne+4He或Ne+p 1°O+"°O、38Si+He或3P+p 产生靠近质量数60的原子核的最后过程是Si燃烧。但此时由 于库仑势垒太高,直接的熔合反应难于发生,主要靠α俘获 反应产生更重的核: 281 He→32S+y
当He燃烧开始减弱时，引力坍缩又开始了。只要星体质量 足够大，就可以达到足够高的温度（约109K），使12C和 16O燃烧： HeSiOO 或 pP HeNeCC 或 pNe 1616 428 31 1212 20 4 23 +→+ + +→+ + 产生靠近质量数60的原子核的最后过程是Si燃烧。但此时由 于库仑势垒太高，直接的熔合反应难于发生，主要靠α俘获 反应产生更重的核： 428 32 SHeSi +→+ γ
重核素的形成 对于A>56的原子核,熔合和带电粒子俘获反应不再是有 利的形成方式,产生机制主要是中子俘获反应。 宇宙中的某些地方存在这样极强的中子源 B衰变 n俘获 B衰变 °Cu=C C 慢过程 NN一时N TNIHNiTNi Col"Col 快过程 图13-5从5Fe开始的快(r)过程和慢(s)过程 (慢过程中的虚线表示达到Cu的另一种可能的途径; 快过程可以有许多别的可能性(取决于衰变寿命和中子流强),图中只画出了一种)
2．重核素的形成 对于A>56的原子核，熔合和带电粒子俘获反应不再是有 利的形成方式，产生机制主要是中子俘获反应。 ≈ n σvnr >< 宇宙中的某些地方存在这样极强的中子源
质量数A 图13-6aN对A的依赖关系 dNA∞o1Y1-GAM=0 dt Fe的丰度不是由慢过程决定的,它比慢过程给出的值要高的多, 因此在A≈60附近∞N出现高峰
Fe的丰度不是由慢过程决定的，它比慢过程给出的值要高的多， 因此在A≈60附近σN出现高峰， A 1 1 d 0 d A A AA N N N t ∞σ σ − − − =
94203:46PM s process rp process Stellar evolut°or r process Big Bang Fig. 3.2 synthesis at various sites The dec d the capture reaction 在靠近中子幻数的地方,B衰变的寿命变得特别短,中子 的增加立即转化为质子的增加,于是在快过程中出现了 沿N=50、82和126的直线
在靠近中子幻数的地方， β衰变的寿命变得特别短，中子 的增加立即转化为质子的增加，于是在快过程中出现了 沿 N=50 、82 和126的直线
3恒星的演化 维里定理( virial theorem),对于一个开放的引力束缚系 统,内部平均动能与引力势能之间满足关系: 2T+9=0 (13.3-4) E=T+9 dB=-d(T+Q2)=dT (133-5) 如果初始星体的质量小于0.1M,则由于电子简并形成的对外的压力 足以抵抗引力坍缩,星体终止于冷却的电子、质子和a粒子的混合体。 如果初始星系的质量大于0.1M,将达到107K,使氢燃烧点火。核 反应释放的能量补充了星体表面释放出去的能量,系统形成平衡。氢的 燃烧可以持续很长的时间。比如在太阳中氢燃烧已进行了5X109年,并 且还会继续5ⅹ109年。质量较大的系统核心的密度较高,氢的燃烧更 快
3. 恒星的演化 维里定理（virial theorem）, 对于一个开放的引力束缚系 统，内部平均动能与引力势能之间满足关系： T =Ω+ 02 − )43.13( TB =Ω+−= d)(dd T − )53.13( E = T + Ω 如果初始星体的质量小于0.1 Mʘ, 则由于电子简并形成的对外的压力 足以抵抗引力坍缩，星体终止于冷却的电子、质子和α粒子的混合体。 如果初始星系的质量大于0.1 Mʘ, Tc将达到107K，使氢燃烧点火。核 反应释放的能量补充了星体表面释放出去的能量，系统形成平衡。氢的 燃烧可以持续很长的时间。比如在太阳中氢燃烧已进行了5 x 109年，并 且还会继续5 x 109年。质量较大的系统核心的密度较高，氢的燃烧更 快
~如果初始质量大于025M。,核心的氢烧完之后,引力坍缩使兀可以达 到ηoK,核心处氦燃烧点火(而周围还是氢燃烧)。这种燃烧、坍缩、再 燃烧的过程继续下去,按照初始质量的不同而产生不同的后果。质量大于4 M。的星体,核心的氦消耗之后发生碳燃烧,导致0、Ne和Mg的核心。质量 大于10M的星体可以燃烧O、S等,直到形成Fe的核心。这时星体的结构 就象一个洋葱,从里到外依次是Fe、Si、Ne、O、C、He、H等。外层的燃 烧使Fe的核心越来越大,引力的作用最终会打破电子简并的抗衡作用,造成 急剧的坍缩,引起超新星爆发。巨大的能量在爆发中被释放出来,将外层的 大量物质(多达14M)抛射到星际空间。剩下的部分将变成中子星,或者 在质量特别大的情况下变成黑洞。 超新星爆发发生在差不多一秒钟的极短时间内,它在爆发中释放的能量 比在此前整个星体演变期中释放的能量还多。爆发后的几天内,超新星将巨 大的星际空间照亮。对于质量较小达不到Fe的核心的星体,最终的形成白矮 星,即由电子简并支撑的由较轻原子核和电子构成的等离子体核心。白矮星 形成过程中,也会将一部分物质抛向星际空间。中子星也是一种燃烧的残余 物,只不过它的电子简并已被打破,支撑它的是中子的简并。而黑洞则是被 引力完全控制的奇异天体现象。 燃烧和坍缩过程中被抛射到星际空间的H、He等,会成为新的星体的原材 料,进入又一个循环。每一次循环都会留下一个质密的星体,并使重元素逐 渐增加
如果初始质量大于0.25 M ʘ, 核心的氢烧完之后，引力坍缩使 TC可以达 到10 8 K，核心处氦燃烧点火（而周围还是氢燃烧）。这种燃烧、坍缩、再 燃烧的过程继续下去，按照初始质量的不同而产生不同的后果。质量大于 4 M ʘ的星体，核心的氦消耗之后发生碳燃烧，导致 O 、Ne 和Mg的核心。质量 大于10 M ʘ的星体可以燃烧 O 、Si等，直到形成Fe的核心。这时星体的结构 就象一个洋葱，从里到外依次是Fe 、Si 、Ne 、 O 、 C 、He 、 H等。外层的燃 烧使Fe的核心越来越大，引力的作用最终会打破电子简并的抗衡作用，造成 急剧的坍缩，引起超新星爆发。巨大的能量在爆发中被释放出来，将外层的 大量物质（多达1.4 M ʘ）抛射到星际空间。剩下的部分将变成中子星，或者 在质量特别大的情况下变成黑洞。 超新星爆发发生在差不多一秒钟的极短时间内，它在爆发中释放的能量 比在此前整个星体演变期中释放的能量还多。爆发后的几天内，超新星将巨 大的星际空间照亮。对于质量较小达不到Fe的核心的星体，最终的形成白矮 星，即由电子简并支撑的由较轻原子核和电子构成的等离子体核心。白矮星 形成过程中，也会将一部分物质抛向星际空间。中子星也是一种燃烧的残余 物，只不过它的电子简并已被打破，支撑它的是中子的简并。而黑洞则是被 引力完全控制的奇异天体现象。 燃烧和坍缩过程中被抛射到星际空间的 H 、He等，会成为新的星体的原材 料，进入又一个循环。每一次循环都会留下一个质密的星体，并使重元素逐 渐增加
§134宇宙中的中微子 1.太阳中微子丢失 找到的高能量的太阳中微子只有预计的约40%。 中微子可能有质量,这样就会导致三种中微子之间的相互转化,电中微子 的减少可能是它们部分转化成了其它中微子的结果。 2.中微子质量问题 m/m≤16×103,m/m≤24x103,m、./m≤2×102 v,(t=e v,(O)cosa +e- v,(O)sina (v ( 0)cos2a-v(0)cosasina)+e /(v, (0)-v()sin a cos a) (e-i cosa+e-iE sin 2 a),(0)+sin a cos a(e-iE/ - -Et/)y(0) P(V>v)=sin 2a[1-coS(E,-EIt/h (134-10) 2
§13.4 宇宙中的中微子 1．太阳中微子丢失 找到的高能量的太阳中微子只有预计的约40% 。 中微子可能有质量，这样就会导致三种中微子之间的相互转化，电中微子 的减少可能是它们部分转化成了其它中微子的结果。 2．中微子质量问题 2 τν 3 μν 5 ν e 102/,104.2/,106.1/ e μ τ − − − mm ×≤ mm ×≤ mm ×≤ )74.13( cos( (cossin)0()sin )0() )cossin)0()0(()sincos)0(cos)0(( )( cos)0( sin)0( / 2 / 2 / / / 2 / 2 / 1 / 1 2 2 1 1 2 1 2 − = + + − = − + − = + − − − − − − − − e tiE tiE tiE tiE e tiE e tiE tiE tiE e e ee e e et e α να αα ν ν αανα αανν ν αναν μ μ μ μ h h h h h h h h cos(1[2sin ]/) )104.13( 21 )( 12 2 P μ νν e =→ α −− tEE h −
