恒星的核燃烧演化.ppt

恒星的热核演化
彭秋和
(南京大学天文系)
恒星的赫罗(HR)图
通常的主序星, 质量愈大的恒星,中心密度愈低。
恒星的中心温度则是由恒星整体的宏观性质决定的。一般来说,
质量愈大的恒星,其中心温度愈高。例如,对处于稳定氢燃烧阶
段的主序星,其中心温度和密度同恒星质量的关系分别为:
太阳: Tc ~ ×107 K
质量很大的主序星
(例Wolf-Rayet 星M ~(30-50) M⊙的氢燃烧阶段):
Tc~ (7-9) ×107 K
恒星的中心密度与中心温度
恒星内部核燃烧
恒星核能源:放热反应
核反应
大规模热核燃烧点火条件
星体中心温度
核燃烧的点火温度
热核燃烧的点火温度是由核物理的微观性质来决定的,它可以
从入射核的热运动能(考虑隧道效应)大约等于库仑位垒高度的
(-1)10-3来估算
恒星的中心温度则是由恒星整体的宏观性质决定的。一般来说,质量愈大的恒星,其中心温度愈高。
点燃核燃烧的恒星质量下限
推论:只有当恒星质量大於某一确定值时
它才可能点燃相应的热核燃烧。
随着参与反应的原子核的核电荷增长,其间库仑位垒迅速增加, 上式中的Mnuc也随之增加。因而,质量不太大的恒星内部只能点燃某些轻核的热核反应而不能点燃较重原子核的核燃烧。也就是说,它们的核燃烧是不完全的。
电子简并压强在星体热核演化的重要作用
在原始恒星中,小质量恒星的中心密度较高。随着形成恒星的星云
引力收缩, 原始恒星中心温度不断上升的同时,其中心密度也随着
进一步增加。所以, 对于质量太小的恒星(例如,当恒星质量低于
M⊙时),当它们的中心温度尚未上升到氢燃烧的点火温度
(×107K )时, 其物质密度也因星体收缩而远远超过了电子简并
条件的密度值
此后星体内电子简并压强已足以抗拒星体自引力的压缩,恒星不再收缩,其中温度也不会再升高。因而其中心温度始终低于氢燃烧的点火温度。这些恒星内部也不能点燃前述能源序列中的任何核燃烧。这些恒星的光度远远低于以核燃烧为其能源的主序星的光度,这类光度很低的恒星称为褐矮星(Brown Star)
耀星和氦闪
在原始小质量恒星收缩过程中,如果其中心温度 Tc达到H燃烧大规
模进行的点火温度附近时,正好物质密度也接近或达到上述简并密
度,则由于简并物质中的热核燃烧是不稳定的,它将导致局部爆炸
性的H燃烧。不过,它并不会导致整个星体爆炸。近年来在天文观
测上发现某些低光度恒星亮度出现短暂的闪亮,人们认为它正是这
种正在形成的小质量恒星在弱(电子)简并状态下氢燃烧开始点火时
出现的氢闪现象,称为耀星。
对于中、小质量恒星( < (M/M⊙)< ),氢燃烧(灰渣为氦)结
束后核心收缩,温度上升,当温度达到1×108 K (氦燃烧的点火温
度)时,物质密度接近电子简并的临界密度。简并物质中的热核燃烧
是不稳定的,它将导致局部爆炸性的He燃烧—氦闪。此时恒星急
剧膨胀成为体积庞大的红巨星。太阳在50亿年以后会经历这个过程,
体积膨胀到将把火星轨道包含在内。
大质量恒星( (M/M⊙)>)从H燃烧较平稳地转变为He燃烧阶段。
恒星内部的平稳核燃烧
核
燃
烧
核
燃
料
主要
产物
Tnuc
(0K)
ρ
g/cm3
产能率
释能率
(erg/g)
燃烧时标(年)
H
燃烧
1H
4He

(14N)
(CNO)
(1-2)E7
(PP)
> E7
(CNO)
102
T4 (PP链)
(T7=)
(CNO)
(T7=)

E 18
1E12( M⊙)
E10
(1M⊙)
1 E7(15 M⊙)
1 E5 (50 M⊙)
He
燃烧
4He
12C (中小质量恒星)
16O (22Ne)
1-3 E8
103
-
104
T40
(T8=)
12C+16O)
2 E5(T8=)
4 E3(T8=)
(ρ=)
C
燃烧
12C
20-22Ne(23Na)
24-26Mg(27Al)
28Si
E8
(1-2)
E5
T27
(T9=)

E17
12 年
(无对流)
Ne
燃烧
20Ne
16O,24Mg
(Mg-P )
E9
1 E6
T49
(T9=)
1
E17
40 天(无对流)
几年(对流)
O
燃烧
16O
24Mg-32S
(直到铁族元素)
E9
(3-5)
E6
T33
(T9=)

E17
6 天
(对流)
Si
燃烧
24Mg-
32S
铁族
元素
E9
1