恒星演化与核合成(彭秋和)
恒星演化和超新星爆发理论中某些重要问题的核物理问题
（2 $ <）1 #!2 3）" 由此可推论：只有当恒星质量大於某一确定值时
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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，它们的辐
射是由于在形成这些星体的星云在引力收缩过程中，释放的引力势能一部分转化为恒星
内部的热能（星体内部的温度随之增高，但质量太小的星体内部温度低于一千万度），另外
部分则转化为向外的辐射能。当这些星体核心区域物质随着收缩而变为非常致密，物质
简并密度值
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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，其中心温度也不
会再升高。因而其中心温度始终低于氢燃烧的点火温度。除了可能出现%D，EF，G-，G 等
轻核之间的某些不能作为重要能源的核反应外，这些恒星内部不能点燃前述能源序列中
等热核燃烧阶段［"］。它们基本上都是由放热核反应组成，作为恒星强大辐射的能源。其
中氢、氦、碳、氧各核燃烧都是由同类原子核之间的聚变核反应，而氖燃烧和硅燃烧则是由
光致裂变反应诱导的核素重新组合。只有当星体中心温度（ !"）高於某种核燃烧的点火温
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南京大学天文学系研究生培养方案草稿-南京大学研究生院
天文学一级学科(0704)研究生培养方案2006年5月修订一、培养目标1.具有扎实的数学、物理基础知识，较高的外语水平和熟练应用计算机的能力，具备一定的教学经验，毕业后能够适应在科研机构或高等院校从事科研和教学工作的需要。
2.硕士研究生要求掌握天文学的基础理论和基本观测事实，了解本专业某一前沿领域的发展方向和研究方法，具备一定的科研或应用能力。
3.博士研究生要求掌握坚实宽广的基础理论和系统深入的专业知识，对研究领域的现状、发展前景和存在问题有比较清晰的了解，能够独立地、创造性地开展科学研究工作。
三、学制硕士生学制为2.5年，博士生一般为3年，提前攻博生5年。
对部分研究生的弹性学制管理按照《南京大学研究生学籍管理规定》及其补充规定执行。
四、课程设置硕士研究生课程分为A、B、C、D四类，其中A类课程为全校公共课，B、C和D类课程分别为一级学科课程、二级学科（专业必修）课程和专业选修课程。
天文系研究生全部课程见下表。
五、培养方式1．对硕士研究生的培养以课程学习为主、学位论文为辅。
(1)硕士研究生须修满32学分，非本学科及同等学力入学者为36学分数的课程。
(2)除A类课程外，须至少修读2-3门B类课程（包括“天文文献阅读”课程）。
(3)天文系“戴文赛奖学金”将主要用于奖励课程学习成绩优秀的研究生。
2．对博士生的培养以学位论文为主、课程学习为辅。
(1)博士研究生在导师指导下须修读2-4门专业学位课程，其中导师讲授课程限1-2门。
(2)博士研究生在导师指导下选择学科前沿课题或有重要应用价值的课题进行研究。
在入学1-1.5年内在全系范围内作开题报告，在正式答辩前3个月内举行预答辩。
(3)为鼓励研究生在高水平的学术刊物上发表研究成果，对博士研究生科研成果的考核试行采用加权论文数的标准（试行期间学校原有考核标准继续有效）。
具体办法是，考虑不同学术期刊的影响因子和不同专业研究的特点，将天文学主要学术期刊（Nature、Science除外）分为三档，其中一档期刊包括ApJ, AJ, A&A, MNRAS, Solar Physics, PASP, PASJ, New Astronomy, ICARUS, Celest. Mech. Dyn. Astr., Earth, Moon & Planets等；二档期刊包括ApSS, Adv. Space Res., Science in China, Chinese Science Bulletin, Chinese Physics Letters，ChJAA等；三档期刊包括天文学报、天文学进展、空间科学学报、南京大学学报等。
磁单极存在的天文观测证据和它在天体物理学的重大作用―磁
Lm bLEdd
(b 10 102 )
(爆发瞬间)
超新星爆发以后
超新星爆发瞬间，天体核心物质密度接近或超过原子核密度，聚集 在核心中的磁单极催化核子衰变反应产生的RC光度及其辐射压非常 巨大, 使得包括星体核心在内的整个星体物质(处于高温等离子体状 态)向外抛射。核心区域的磁单极通过电磁相互作用也随着等离子体 物质向外抛射。星体核心区域物质密度急剧下降，核心区磁单数目 也下降，因此RC光度及其辐射压強将会大幅度降低。此后那些抛射 速度低于逃逸速度的物质(包括一些磁单极)开始向星体中心回落。 它使得星体中心的物质密度再次较快地增长。星体核心内的磁单极 仍然持续不断地催化核子衰变产生RC光度和相应的辐射压, 抗拒着 (c) 2 回落物质的坍缩。由于RC光度 Lm s (nB ) , 中心物质密度不仅 不可能趋向于无穷大，而且将会远远低于核密度(否则将出现再次爆 发。残留的星体最后终于会达到某种稳定的平衡状态:它内部核心磁 单极催化核子衰变产生RC光度必定远远低于这个残留星体的 Eddington光度。
II.磁单极存在的天文观测证椐
问题(1983年) ：如果粒子物理学中有关磁单极的观念及其RC效应 是正确的，它会对天体物理学带来什么重要的作用?它们会产生 哪些重要的观测效应? 利用磁单极催化核子衰变反应作为能源, 1985年我们提出了<含磁 单极的超巨质量恒星－类星体与活动星系核模型> ( 替代黑洞模型 )。 星系核心的超巨质量天体在其周围附近区域的引力效应类似于黑洞 . 含有足够数量磁单极的超巨质量天体既无黑洞视界面、也无中 心奇异性, 这是由于磁单极催化核子衰变反应的速率正比于物质 密度的平方.衰变出来的轻子与光子向外发射, 因此中心密度不 可能趋向无穷大.结合粒子物理学中的RC效应,避免了经典广义相 对论的黑洞理论呈现的中心奇异性问题. 2001年，我们的有关论文（ Peng & Chou, 2001, ApJL)明确地提出了 五个主要理论预言。其中三个定量预言被后来的天文观测证实。
恒星致密星彭秋和课件
探测器上引起反应的灵敏度最高。氯探测器无法探测太阳的低能中
7
8
探测结果 — 太阳中微子失踪案
太阳中微子单位: 1 SNU = 1 事例/(秒,1036靶原子)。 理论预言:太阳中微子事件数为 (7.9 2.6) SNU。 1968年公布的实测结果仅有理论值的1/3。 2/3太阳中微子 “失踪”了??
e- 弹性散射,能阈值 > 3MeV); 只对8B高能中微子起反应, 但是对νe、νμ、 ντ 三种中微子都有效。
SNO 测量 太阳 8B 中微子的工作原理
探测结果:
×10+6cm -2 s-1
测得的电子中微子、μ中微子、τ中微子流量为
×10+6cm-2 s-1
计入了中性流弱作用之后，SNO测量的 8B中微子 总流量同标准模型的预 言值 5.05 ± 1.0 × 106 cm-2 s-1 非常一致
为了进一步探测太阳低能中微子流,人们很快地提出了类 似的放射性化学方法— 利用Ga探测器来探测太阳低能 中微子(能阈值:0.233MeV ) :
GALLEX装置(欧美合作)、 SAGE装置(美苏合作)、 GNO装置 (美国、加拿大合作)
Kamiokande(神冈)与Super-Kamiokande(超神冈)
质量很大的主序星例Wolf-Rayet 星， Tc ~ (7 9) 107 K
推论:只有当恒星质量大於某一确定值时
1
M M nuc ~ [E。
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 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。
太阳和恒星的生命史 —超新星、中子星 与 黑洞
银河系中心发现强大的径向磁场
宇宙中的黑洞及其探测
类星体与活动星系核(包括位于银河系中心的天体)“黑洞模型” 己经流行了将近半个世纪( Lindenbell, Rees, Blandford 等人)。 国际公认的流行观念: 活动星系核心可能存在大质量黑洞 (M ~ ( 106 - 1010 )M⊙ ), 某些密近双星中可能存在恒星级质量黑洞 ( M (5-100) M⊙ ), 黑洞对其外面物质具有极强的引力作用。 天文学家探测黑洞方法： 星系中心或密近双星系统中的黑洞附近物质形成吸积盘和喷流。 物质掉入黑洞附近时， 引力势能 动能 (粒子碰撞) 热能 X 射线辐射 或 引力势能 动能 (在磁场中) 同步辐射 虽然黑洞本身是暗黑而无法直接观测的, 但是天文学家通过对黑洞附近吸积盘的辐射性质的研究来探讨黑洞 的存在与它的性质(质量、转动性质)
类星体与活动星系核“黑洞模型”的主要天文观测证据
1. 动力学证据：在距离银河系中心距离0.1-0.5 pc的区域内发现一 些恒星。通过对这些恒星围绕银河系中心运动的精确观测与分析， 确定了位于银心的中心天体的质量约为4.6106 m⊙ 按照现有的恒星演化理论，如此超巨质量的 “恒星” 非常迅速地演 化成为黑洞。因此，上述在银心附近恒星运动的观测与分析结果被 公认为银河系中心天体“黑洞模型”最强的观测事实。 （我们的模型中天体外的引力性质几乎完全类同于黑洞模型）。 2. 银心中心区域辐射的观测。 在银心中心区域( (5 50) RS ) 探测到大量辐射, 波段从射电直到近红 外，以及x-射线丰富的辐射(因银心方向大量尘埃消光，无法直接探 测光学波段的辐射)。按照黑洞模型, 这些辐射被 “公认”为是由于 外围吸积盘物质被黑洞吸积到黑洞附近,由掉落物质的引力势能转 化为辐射能而发光。在这些报道有关的观测文章中，这些辐射一律 被认为是黑洞存在的有力证据（强磁场将吸积盘物质流阻挡在外）
北京大学博士生导师
理论凝聚态物理
低维半导体物理
凝聚态物理
田光善
凝聚态理论
凝聚态物理
王福仁
超导物理
薄膜器件物理和表面界面分析
凝聚态物理
熊光成
氧化物薄膜物理
高温超导电性
凝聚态物理
杨应昌
磁学
凝聚态物理
叶恒强
晶体结构与缺陷
计算材料学
凝聚态物理
俞大鹏
功能准一维纳
电子显微学
凝聚态物理
张酣
固体结构
超导物理
凝聚态物理
张国义
半导体光电子学
恒星形成、星族合成
天体物理
范祖辉
天体物理
韩金林
致密天体
弥漫介质
天体物理
景益鹏
观测宇宙学
数值天体物理
天体物理
刘晓为
气体星云物理学
天体物理
南仁东
射电天文及技术
活动星系核的VLBI观测研究
天体物理
汪景琇
太阳物理
天体物理中的磁流体过程
天体物理
吴学兵
致密天体吸积理论
活动星系核物理
天体物理
武向平
宇宙学
星系团—引力透镜
生物学（生物技术）
邓兴旺
植物功能基因组学研究
植物基因工程研究
生物学（生物技术）
瞿礼嘉
植物功能基因组学研究
植物基因工程研究
地图学与地理信息系统
方裕
地理信息系统
遥感地理信息系统卫星导航系统软件
地图学与地理信息系统
李琦
空间信息科学工程
数字地球
地图学与地理信息系统
秦其明
遥感图象自动解译
地理信息模型
地图学与地理信息系统
恒星结构及变化讲解
TiO ZrO
(3.0x103-2.0x103K)
S红
极热兰 C线 热兰 兰白
白
白黄
黄
桔
红
WC (4x104-2.5x104K)
(1.15x104-7.7x103K)
(6.0x103-5.0x103K)
(3.6x103-2.6x103K)
WN O
B
A
N线
(2.5x104-1.2x104K)
r = a/sinθ 。
天文单位其实是很小的距离，于是天文学家又提出了秒差 距（pc） 的概念。也就是说，如果恒星的周年视差是1角秒 （1/3600度），那么 它就距离我们1秒差距。很显然，1秒差 距大约就是206265天文单位，同时也等于3.26光年。
3.1 三角视差法 d 1 (3.26光年）
通常有很多方法来确定绝对星等 。比如主星序重叠法。如 果我们认为所有的主序星都具有相同的性质。那 么相同光谱型 的恒星就有相同的绝对星等。如果对照太阳附近恒星的赫 罗图， 我们就可以求出遥远恒星的绝对星等，进而求出距离。
3.3 谱线红移和哈勃定律
人们观测到，更加遥远的星系的光谱 都有红移的现象，也就是说， 星系的光 谱整个向红端移动。根据多普勒效应可 以知道，离我们而去的物体发出的 光的 频率会变低。造成这种现象的原因是： 遥远的系星正在 快速的离开我们。
吸收带强
吸收带弱
2. 赫罗图
1913年美国天文学家赫茨普 龙、罗素各自独立绘出亮星的光 度—温度图，发现大多数恒星分 布在图中左上方至右下方的一条 狭长带内，从高温到低温的恒星 形成一个明显的序列，称为“主 星序”。为了纪念两位科学家作 出的贡献，人们称这种图为赫— 罗图(HR-diagram)。
宇宙暗能量质疑
Lp a m
b 15
m15 是SNIa 光极大后15天内亮度下降的幅度。a和b是两个参数， 由低红移的超新星定出。这就是超新星中的内禀关系。 (理论上并未证明)。 利用这个关系Riess et al. (1998)和Perlmutter et al. (1999)发现宇宙 在加速膨胀，表明宇宙的大量能量以暗能量的形式存在。
韩占文的看法
(我国研究SNIa前身星的专家)
Ia型超新星前身星问题是很多的， 如SNIa爆炸时WD质量可能是sub-Chandrasekhar,可能是 Chandrasekhar，可能是超super-Chandrasekhar。 Philips关系到底能不能外推到高红移处？ 还没有观测到SNIa的残留伴星。 另外Ia型超新星的诞生率理论与观测之间差别太大（理论值远小 于观测值，除非双COWD并合能产生Ia型超新星， 但双COWD并合产生Ia型超新星一直受质疑，只是最近又热了起
讨论
密近双白矮星系统时标问题: 吸积的白矮星质量增长超过Chandrashkar极限质量的时标为 1109年, (5-8)M⊙质量较大恒星演化到白矮星的时标也约为1109年 恒星往往集体形成，双星系统的形成比率大于50%。 密近双白矮星系统所需要的时标 同只有一个白矮星的密近双星系统所需要的时标相差不会太大。 SNIa光极大是否标准烛光? 就我所知,低红移星系中的SNIa的极大光度(绝对星等可以相差 0.5m 以上。 蒋世仰(观测天文学家)去年曾对我说： “最近发现有一个SNIa,它 的极大光度同其它的SNIa相差大于1m”。
7
把Ia型超新星归化为标准烛光
Ia型超新星是吸积的白矮星的热核爆炸形成的( “标准模型”) 最早发现了Ia型超新星具有很好的哈勃图，提出可以 用来测量哈勃常数 Colgate (1979)提出利用将来观测到的红移z=1附近的Ia型超新星可 以用来研究宇宙的减速因子 q0 Phillips (1993)观测研究提出了Ia型超新星的标准烛光关系
天文学研究生培养方案
天文学研究生培养方案一．培养目标1.具有扎实的数学、物理基础知识，较高的外语水平和熟练应用计算机的能力，具备一定的教学经验，毕业后能够适应在科研机构或高等院校从事科研和教学工作的需要。
2.硕士研究生要求掌握天文学的基础理论和基本观测事实，了解本专业某一前沿领域的发展方向和研究方法，具备一定的科研或应用能力。
3.博士研究生要求掌握坚实宽广的基础理论和系统深入的专业知识，对研究领域的现状、发展前景和存在问题有比较清晰的了解，能够独立地、创造性地开展科学研究工作。
硕士生、博士生的学制一般为三年，直博生4-6年，硕博联读生5年。
对部分研究生的弹性学制管理按照《南京大学研究生学籍管理规定》及其补充规定执行。
四．课程设置硕士研究生课程分为A、B、C、D四类，其中A类课程为全校公共课，B、C和D 类课程分别为一级学科课程、二级学科（专业必修）课程和专业选修课程。
天文系研究1．对硕士研究生的培养以课程学习为主、学位论文为辅。
(1)硕士研究生须修满32学分，非本学科及同等学力入学者为36学分数的课程。
(2)除A类课程外，须至少修读2-3门B类课程（包括“天文文献阅读”课程）。
(3)天文系“戴文赛奖学金”将主要用于奖励课程学习成绩优秀的研究生。
2．对博士生的培养以学位论文为主、课程学习为辅。
(1)博士研究生在导师指导下须修读2-4门专业学位课程，其中导师讲授课程限1-2门。
(2)博士研究生在导师指导下选择学科前沿课题或有重要应用价值的课题进行研究。
在入学1-1.5年内在全系范围内作开题报告，在正式答辩前3个月内举行预答辩。
(3)为鼓励研究生在高水平的学术刊物上发表研究成果，对博士研究生科研成果的考核试行采用加权论文数的标准（试行期间学校原有考核标准继续有效）。
具体办法是，考虑不同学术期刊的影响因子和不同专业研究的特点，将天文学主要学术期刊（Nature、Science除外）分为三档，其中一档期刊包括ApJ, AJ, A&A, MNRAS, Solar Physics, PASP, PASJ, New Astronomy, ICARUS, Celest. Mech. Dyn. Astr., Earth, Moon & Planets等；二档期刊包括ApSS, Adv. Space Res., Science in China, Chinese Science Bulletin, Chinese Physics Letters，ChJAA等；三档期刊包括天文学报、天体物理学报、天文学进展、空间科学学报、南京大学学报等。
两类超新星
24
超新星1987A的中微子探测
超新星爆发的大部分能量被中微子带走
→ 中微子辐射能 5×1053 ergs → 辐射 5×1058个中微子
→ 爆发前20小时地球上每平方米有 5×1014个中微子穿过 在爆发前1.8-3小时， 日本Kamioka和美 国IMB的的探测仪 测量到19个中微子
• This was the first time neutrinos were detected from an astronomical source other than the Sun.
SN1987A: 从光变曲线尾巴的拟合 0.075 M⊙(56Ni) 500天以后: 56Co + 57Co ( 1/2 =271d) ( : 0.122 MeV (85.6%), 0.136 MeV ) 800天以后: 44Ti ( = 4.7 年 )
C) 空间分布
SN Ia
旋涡星系和椭园 星系内均有 在旋涡星系中， 同旋臂不相关
• 前身星： Sanduleak -69°202，B3 I型蓝超巨 星M ~ 20 M⊙，L ~ 105 L⊙，T ~ 16,000 K，R ~ 40R⊙
21
Don`t care!
超新星1987A的光变曲线
Unusual type II Supernova
22
• Progenitor (Blue supergiant) was a much smaller star than usually responsible for Type II explosions. • Smaller stars are denser, so more energy was required to lift the atmosphere, and this resulted in a slower brightening and fainter peak luminosity.
河北师大核天体物理课件01恒星的热核演化
量抛射物质; 慢中子过程核合
成重元素(中子源:13C)
白矮星 +
行星状 星云
上半主序:CNO循环;光度高 Tc,Te高; L M4 对流核心;无表面对流区
燃 烧 产 物 以 28Si,32S,36Ar,40Ca 为 主 ，
其富中子同位素的丰度很低。
4.0
2.0E7
0.1
(Tp<5.0 )不完全硅燃烧: 抛出许多末燃的28Si,32S,36Ar,40Ca
(Tp>5.0) 完 全 硅燃烧:核素
按NSE分布
爆炸性核燃烧条件(1)
1)热核燃烧的速率非常快，以致于热核燃烧的时标(tnuc)短于星体
M > 12 M⊙ 的恒星:
经历从氢,氦，碳，氖，氧燃烧直到硅燃烧的完全核燃烧过程。
某些质量范围的恒星的核燃烧点火过程相当复杂:
M ~ (0.5-2.2) M⊙ 内的恒星:
在核心氢燃烧结束后的引力收缩过程中，其中心温度虽然可以上 升到氦燃烧的点火温度(1.0×108K), 但这时物质密度也增加到简并 密度值附近(称为弱简并)。简并物质中的核燃烧在热力学上是极剧 不稳定的。这些恒星核心氦燃烧的点火是具有较为局部猛烈爆炸性 质的(但它还不至于使整个星体爆炸)，它将使恒星的光度呈现短时 间的猛烈闪耀，称为氦闪。氦闪之后，恒星核心在更高的温度下进 行较平稳的氦燃烧。
峰值温度 峰值密度 燃烧时 (109 K) (g/cm3) 标 (秒)
0.03
1.0E3 10
3.0
1.0E4 - 1.0E5
0.72
1.8
1E5
1.4
- 2.3
1.3
5.5E5
0.6
- 3.0
1.1
AGB星中的元素核合成
AGB星中的元素核合成AGB 星是一类恒星的最后阶段，也称为红巨星。
AGB 代表“超巨分支星”(Asymptotic Giant Branch)，是恒星演化的末期阶段。
在 AGB 阶段，恒星的核心开始进行核合成过程，将轻元素合成为更重的元素。
AGB星的核心主要由氢、氦、碳、氧和其他轻元素组成。
在核心温度和密度的影响下，核反应开始发生，导致更多的元素核合成。
核合成是通过核反应来改变原子核的核子组成以及释放能量的过程。
在AGB星的核心核合成过程中，其中最重要的是碳氮氧循环（CNO循环）和三重-α反应。
碳氮氧循环是一种从氦到碳之间的核反应链，它主要发生在核心温度高于15百万开尔文时。
该循环包括三个关键的反应：碳12与氢发生核反应形成氮14，氮14与氢发生核反应形成氧16，氧16与碳12发生核反应形成氮14，从而形成反应闭环。
在碳氮氧循环中，氢不参与反应，因此可以持续进行。
三重-α反应是AG星核心产生重元素的另一种重要核反应。
它是指通过将三个α粒子（即氦的原子核）聚集在一起形成碳12的反应。
三重-α反应的速率取决于核心温度和密度。
在AGB星核心温度超过100百万开尔文时，三重-α反应速率会显著增加，从而导致更多的碳12核生成。
除了碳氮氧循环和三重-α 反应，AGB 星的核心还通过其他核反应来合成更重的元素。
这些核反应包括氦闪（helium flash）和碳燃烧。
在氦闪中，恒星的核心温度上升，氦开始燃烧，释放出大量的能量。
碳燃烧是在核心密度增加时发生的一种反应，使恒星的核心温度升高，促进更多的核反应。
在AG星的核心合成过程中，逐渐产生了一系列更重的元素，如氧、镁、铝、硅、钙、钛、铁、镍等。
这些重元素将在恒星的外层包裹物质中进一步进行核合成。
综上，AGB星的核心核合成过程是通过核反应将轻元素合成为更重的元素。
碳氮氧循环和三重-α反应是核合成的主要机制，同时还包括其他核反应如氦闪和碳燃烧。
这些核反应产生了丰富的重元素，为宇宙中元素的多样性提供了基础。
宇宙早期的核合成过程
宇宙早期的核合成过程宇宙的起源是一个广受科学家们关注的话题，而宇宙早期的核合成过程则是理解宇宙演化的关键。
本文将深入探讨宇宙早期的核合成过程，从宇宙大爆炸到宇宙中元素的形成等方面展开讨论。
1. 宇宙大爆炸理论宇宙早期的核合成过程始于宇宙大爆炸。
根据现行的宇宙学理论，宇宙大约在138亿年前由一个极度高密度、高温的奇点膨胀而成。
宇宙大爆炸释放出巨大的能量和物质，为宇宙的进一步演化打下了基础。
2. 热核反应在宇宙早期，高温和高能量的环境促使了热核反应的发生。
热核反应是指轻原子核之间相互融合形成重元素核的过程。
首先是氘核和质子融合成为氦-3核，接着氦-3核与氘核结合形成氦-4核，再经过一系列的反应，最终形成了丰度较高的氢和氦元素。
这一过程在宇宙早期扮演了至关重要的角色。
3. 核丰度与宇宙年龄之间的关系宇宙早期的核合成过程对宇宙的元素丰度产生了深远的影响。
通过观测宇宙背景辐射，科学家发现宇宙中氢和氦的丰度约占总质量的98%，而其他重元素的丰度相对较低。
这与宇宙大爆炸后的早期核合成过程密切相关。
通过计算和模拟，科学家还能够利用宇宙元素丰度的观测数据来推测宇宙的年龄。
4. 化学元素的形成除了氢和氦之外，宇宙早期的核合成过程还为后续的化学元素形成提供了基础。
在宇宙大爆炸后，天体中心形成了重元素的来源——恒星。
恒星核心的高温和高压条件使得核聚变反应继续进行，形成了更重的元素，例如碳、氧、铁等。
这些重元素随着恒星的演化和超新星爆发等过程释放到宇宙中，为后续的星系和行星系统的形成提供了必要的物质基础。
总结：宇宙早期的核合成过程是宇宙演化的基石，通过宇宙大爆炸及其后续的热核反应，宇宙中的氢和氦元素得以形成。
宇宙中其他重元素的形成则源于恒星的聚变反应。
对于理解宇宙的演化和结构具有重要意义。
通过研究宇宙元素丰度的观测数据，科学家还可以推测宇宙的年龄。
宇宙早期的核合成过程是一个引人入胜的科学课题，并有助于揭示宇宙的奥秘。
恒星的核燃烧演化
dt
核燃烧单位质量物质在1秒钟内释放的核能
恒星的热核演化
• • • • 太阳 太阳内部主要热核反应— PP反应链(H-燃烧) 太阳中微子问题 CNO循环(中、大质量主序星内部H-燃烧)
太阳
< > < 1 g/cm3 R地球 6370 公里 从很远处看, 太阳是一个黄色的矮星
太阳状况
Tc≈(1.4-1.5)×107 K ρ c≈(50-100) g/cm3
(续)
太阳内部每秒钟都有7,750万吨的氢在这种热核爆 炸过程中转化为氦, 正是由于这种热核燃烧维持 着太阳巨大的光度。 太阳内部大规模的热核燃烧已经持续了45亿年。 估计它还可以这样稳定地再燃烧50亿年左右。 在恒星世界中太阳是一个普通的恒星。
恒星内部热核燃烧与演化
一颗恒星的演化史本质上就是它内部核心区域的 热核(燃烧)演化史。大质量恒星演化进程将先后经 历一系列热核燃烧阶段: H燃烧 (稳定核燃烧, 主序星): 核合成主要结果: 4 1H 4He 1. PP反应链---- Tc< 1.6107 K 小质量恒星 : M < 1.1 M⊙ 对太阳(⊙), 稳定燃烧 100亿年
He燃烧阶段的关键疑难问题
核反应12C(α,γ)16O 的截面???不确定性达到3倍。 σα,γ(12C)的 截面因子 S0=S(Eeff=0.3MeV) a) 如果选取 S0 = 0.10 MeV-barn (1975-1988 国际推 荐值)则He燃烧结束后 核产物12C 的丰度超过30%以上， M > 8 M⊙ 的中，大质量恒星核心区将会先后发生 C燃烧,Ne燃烧和O 燃烧。 b) 如果选取 S0 = 0.39 MeV-barn (德国 Mester大学实验测定值) 或 S0 = 0.28 MeV-barn (美国Caltech研究小组测定值) 则至少对 M > 20 M⊙ 的大质量恒星，He燃烧之后，12C 的丰度 低于8%，在恒星核心收缩的过程中，这些少量的12C将随之而 燃烧光，不构成一个单独的核燃烧阶段。也就是说，它将越过 C、Ne(它总伴随着C燃烧)燃烧阶段而直接进入O燃烧阶段。
旋涡星系厚度测定的两种方法
(引入) 1
1
(诱导) 1
( 自洽)
当密度波是自洽时:。一旦星系盘物质出现了(表现为螺旋形式的旋 臂的) 密度波,那么，这种由星系动力学(以及流体动力学)方程组 和引力Poisson 方程共同支配的密度波(星系的旋涡图样(spiral pattern))就会自洽地在较长时间内存在。
测定Face-on星系厚度的方法II
赵应和、彭秋和、胡涛，2006， A new method to determine the thickness of non- edge-on disk galaxies Astronomy & Astrophysics, 452 (2006)451-457
基本方程
（5）
扰动引力势（3）
其中
( x)为Gamma函数，Jm ( x)为Bessel函数。
对于无限薄盘，解简化为Kalnajs（ 1971）年的结果，
V1 (r , , t ) 2 GAe
i[t m ln( r )]
1 m2 2
（6）
密度波自恰理论（1）
无限薄盘的密度波理论:
2 ( ) J 0 ( r ) S ( )d 0
G (r )[1 P(r , )]
1 P( r , ) ( , ) J 0 (r , )S ( )d (r ) 0
( , ) 1
1 (1 / )2
流体动力学方程组 引入 引入扰动引力势（1 ） 扰动密度（ 1） 无碰撞Boltzmann方程 引力Poisson方程 诱导 诱导引力势（ 2 1 ） 4 G
诱导 引入 按照Lin-Shu(1964)自洽密度波理论： 1 / 1 R 1
核天体物理学
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 12 16
C O
(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。
恒星的葬礼
恒星的葬礼编者按：超新星研究在科学家的不断尝试中蹒跚前进，至今仍然扑朔迷离，也正是由于它如此难以捉摸，才吸引了众多科学家为之痴迷。
彭秋和教授就是其中之一。
有关超新星研究的困境和魅力要压缩在这几千字中，实在太过困难，文中提到了好几份有关论文，就是希望与所有求知若渴的读者分享他当年读到这些文章的欣喜和收获，也希望有更多的人投入这个领域。
小时候，我就已经知道夜空中大多数星星都是离我们极为遥远的恒星，当时，只是好奇它们为何会如此明亮。
真正系统地学习过理论物理之后，才逐渐懂得，原来是恒星内部大规模剧烈的热核燃烧止它们闪闪发亮。
过去，天幕中也有突然出现的叫亮星星，我国古人以为这是偶尔光临夜空的“客人”，不过，现在我们知道，那是一小部分恒星在死亡之前发出的最后光芒上世纪50年代，火学教材只是简单地描述了超新星爆发的现象，因为当时全球学术界对爆发原因的研究还处在猜测阶段，可以看到的研究文献也不多。
到80年代，科学研究突飞猛进，各种新发现和新理论层出不穷，让人应接不暇。
两篇精彩的文章：1986年“恒星演化和核合成”国际讲习班上，美国优秀天文学家乌斯理(StanEWoosley)的超新星系列文稿，和1990年美国物理学家贝特(HansBethe)撰写的有关Ⅱ型超新星爆发理论的评述性文章(虽然长达80多页，但其中的物理观念阐述得相当清晰)，让我感受到超新星神秘的魅力，转而投入探讨Ⅱ型超新星爆发机制的研究。
超新星(以下简称SN)爆发是恒星世界中已知的最剧烈的罕见现象除太阳外，恒星通常距离地球太遥远，人们只能在夜空中看到它们发出的微弱星光。
肉眼看来，只有银河系内爆发的超新星，才有可能在几天或几个月内显得格外明亮。
可惜肉眼可见的超新星实在太少，所以有时候不免会羡慕占人：著名的清官包拯(公元999年－1062年)，一生中可能看到过两次非常叫亮的超新星这两次爆发相隔48年，公元1006年(宋真宗时期)出现的超新星，最亮时几乎可以同半个月亮相比，不仅能照出人影，还可借它的星光鉴物，甚至阅读；公元1054年(宋仁宗在位时)出现的超新星，最亮时也可与金星媲美，而且连续23天闪耀在天幕上，就连阳光都遮掩不了它的光芒。