核天体物理课件
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高中物理第十九章原子核7核聚变8粒子和宇宙课件新人教版选修3_5
六、宇宙的演化
宇宙起源于一次大爆炸,这种理论被称为宇宙大爆炸理论。
宇宙大爆炸
温度 1032 K 夸克,轻子状态
温度 1013 ������ 强子时代
温度 1011 ������
温度 109 ������
温度 104������
温度 3 000������
轻子时代
核合成时代
混合电离态
中性氢原子
恒星和星系 七、恒星的演化 恒星的最后归宿是:质量小于太阳质量的 1.4 倍的恒星会演变 成白矮星,即体积很小,质量不太小的恒星;质量大于 1.4 倍小于 2 倍 太阳质量的恒星,会演变成中子星;更大质量的恒星,会演变成“黑洞”。
二、 粒子和宇宙
知识精要 1.粒子的分类 按照粒子与各种相互作用的关系,可以将粒子分为三大类:强子、 轻子和媒介子,如下表所示。
分 参与的相 发现的 类 互作用 粒子
备注
强 强相互作 质子、中子、介子、超 质子是最早发现的强
子用
子
子,强子有内部结构
轻 子
不参与强 相互作用
电子、电子中微子、μ 子、μ 子中微子、τ 子、无内部结构 τ 子中微子
四、发现新粒子
1.新粒子 1932 年发现正电子,1937 年发现 μ 子,1947 年发现 K 介子和 π 介子;以后又发现了质量比质子大的粒子叫作超子。 2.反粒子 实验中发现,对应着许多粒子都存在着质量与它相同而电荷及 其他一些物理性质相反的粒子,叫作反粒子。例如,电子的反粒子是 正电子,质子的反粒子是反质子等。 3.粒子的分类 按照粒子与各种相互作用的关系分为三大类:强子、轻子和媒介 子。
=9.2×1065×4.002 6×1.66×10-27 kg≈6×1039 kg③
原子核物理 ppt课件
Ar
PPT课件
(氩)
40 20
Ca
7
(钙)
二、 原子核的性质
1、 原子核的大小和密度 *原子核的形状和大小：近似为半径R 的球体（重核 呈椭球体）
R=R0A
1/3
R0=1.210-15 m
M *原子核的平均密度： =2. 3 1017kg.m-3 V (地球平均密度=6 103kg.m-3 ）
或 m(u) = 1.073510-3E(MeV)
PPT课件 12
四、原子核的稳定性
*平均结合能：= E/A 平均结合能表示的松紧程度：(图13-1平均结合能曲线）
PPT课件
13
1、轻核（质量数A30）： 较小，原子核结合较松 （除偶偶核外） 2、中等核（质量数A 为40~120）：较大，原子 核结合较紧。 3、重核（质量数A200）： 较小，原子核结合较松； 其中A 209的核都是放射性核素。 *中等核比重核和轻核都稳定。 由此知道获得核能的两种途径：轻核聚变和重核裂变。
一 、原子核的组成与符号表示：
原子核是由质子（proton）和中子（neutron）组 成。质子和中子统称核子（nucleon）。质子与中 子可以互变。
带单位正电荷 质 子 e=1.602×10-19C 质量数为1(mp=1.623 ×10-27kg=1836.1me） 核质子数=核外电子数=原子序数 不带电 质量数为1(mn=1.675 ×10-27kg=1838.6me） 中子数=核质量数－质子数(原子序数)
PPT课件
Ra
(镭 )
1(5.5%)
2(94.45%)
0.186 0.000
222 86
Rn
(氡 )
20
核力与结合能重核裂变核聚变粒子和宇宙讲义课件
和治疗。
03 重核裂变
重核裂变的原理
原子核由质子和中子组成，重核裂变是指重原子核分裂成两个较轻的原 子核，同时释放出巨大能量。
重核裂变的能量释放是由于原子核内部质子和中子之间的相互作用，当 原子核内部的质子数过多时，它们之间的排斥力会超过吸引力，导致原
子核不稳定，最终发生裂变。
重核裂变的发生需要外部能量刺激，如中子的撞击，使原子核达到临界 的体积和质量，从而引发裂变。
间的库仑斥力。
燃烧阶段是反应物在高温高 压下进行持续的聚变反应， 释放出大量能量。
持续燃烧阶段需要维持反应 条件，使得反应能够持续进 行。
核聚变的应用
核聚变可以应用于未来的清洁 能源生产，如热核聚变反应堆 。
核聚变反应堆可以提供几乎无 限的清洁能源，不会产生温室 气体和放射性废物。
目前，科学家正在研究如何实 现可控的核聚变反应，以解决 能源危机和环境问题。
不对称性
核力在质子和中子之间、质子 和质子之间、中子和中子之间 的相互作用是有所不同的。
核力的来源
交换力
核力是由于质子和中子之间交换介子 而产生的。
泡利原理
色禁闭
核力之所以短程，是因为色禁闭现象 ，即夸克带有色荷，在强相互作用下 ，夸克之间的距离越远，色荷的相互 作用越弱。
由于泡利原理，质子和中子在交换介 子时会产生核力，这个力是短程的吸 引力。
核力的作用范围
小范围作用
核力的作用范围非常小，只在原子核尺度内起作用，大约是10^15米。
对称性
由于核力的作用范围非常小，因此核子之间的相互作用不受距离的 影响，只与相对位置有关。
稳定性
由于核力的短程性和对称性，原子核具有很高的稳定性，这也是为 什么原子核能保持在一起的原因。
03 重核裂变
重核裂变的原理
原子核由质子和中子组成，重核裂变是指重原子核分裂成两个较轻的原 子核，同时释放出巨大能量。
重核裂变的能量释放是由于原子核内部质子和中子之间的相互作用，当 原子核内部的质子数过多时，它们之间的排斥力会超过吸引力，导致原
子核不稳定，最终发生裂变。
重核裂变的发生需要外部能量刺激，如中子的撞击，使原子核达到临界 的体积和质量，从而引发裂变。
间的库仑斥力。
燃烧阶段是反应物在高温高 压下进行持续的聚变反应， 释放出大量能量。
持续燃烧阶段需要维持反应 条件，使得反应能够持续进 行。
核聚变的应用
核聚变可以应用于未来的清洁 能源生产，如热核聚变反应堆 。
核聚变反应堆可以提供几乎无 限的清洁能源，不会产生温室 气体和放射性废物。
目前，科学家正在研究如何实 现可控的核聚变反应，以解决 能源危机和环境问题。
不对称性
核力在质子和中子之间、质子 和质子之间、中子和中子之间 的相互作用是有所不同的。
核力的来源
交换力
核力是由于质子和中子之间交换介子 而产生的。
泡利原理
色禁闭
核力之所以短程，是因为色禁闭现象 ，即夸克带有色荷，在强相互作用下 ，夸克之间的距离越远，色荷的相互 作用越弱。
由于泡利原理，质子和中子在交换介 子时会产生核力，这个力是短程的吸 引力。
核力的作用范围
小范围作用
核力的作用范围非常小，只在原子核尺度内起作用，大约是10^15米。
对称性
由于核力的作用范围非常小，因此核子之间的相互作用不受距离的 影响，只与相对位置有关。
稳定性
由于核力的短程性和对称性，原子核具有很高的稳定性，这也是为 什么原子核能保持在一起的原因。
sect1_1_天体物理信息_
不同辐射波段的太阳
光学 紫外
X射线
射电
不同辐射波段的银河系
不同波段的旋涡星系M81 不同波段的旋涡星系M81
光学
中红外
远红外
X射线
紫外
射电
辐射机制
电磁辐射的形式有两种：热辐射和非热辐射。 电磁辐射的形式有两种：热辐射和非热辐射。第一种 热辐射 形式，是由物体表面向周围空间发射，在发射过程中， 物体的内能不变化，只要通过加热来维持它的温度， 辐射就能稳定地不断继续下去。因为这种辐射的性质 和特征仅和物体的温度有关，或者说它仅是由组成物 质的原子、分子或正负离子的热运动所决定，所以将 这种辐射称之为热辐射或温度辐射。辐射的第二种形 式，是物体辐射的过程必须依靠其它激发过程获得能 量来维持。这一类辐射的特点是非平衡辐射，不能仅 仅用温度来描述，称之为非热辐射，或非热平衡辐射。
热辐射 所有固体、液体和密 度大的气体都发射这 种辐射。 热辐射的一个基本特 征，是它的辐射具有 连续谱，不同波长的 辐射能随波长连续变 化。大部分天体在可 见光波段范围内的辐 射具有热辐射的性质， 如右图。
基尔霍夫定律
热的、致密的固体、液体和气体产生连续谱； 热的、稀薄的气体产生发射线； 连续辐射通过冷的、稀薄的气体后产生吸收线。 在热动平衡状态下，任何物体的辐射系数和吸收系数的 比值与物体的性质及表面特征无关，这个比值是波长和 温度的一个普适函数。用数学形式表达如下：
电磁辐射由光子构成（粒子性） 电磁辐射由光子构成（粒子性） 光子的能量与频率（或颜色）有关：频率越高 （低），能量越高（低）。动量和能量是其粒 子性的描述。光电效应和康普顿效应 E = hν, hν, 其中Planck 常数h 6.63× 其中Planck 常数h = 6.63×10-27 erg s-1
核天体物理
核天体物理核天体物理是一门研究恒星、星系和宇宙的物理学分支。
它主要研究的对象是恒星的演化、恒星内部物质的运动、核反应以及恒星爆炸等现象。
核天体物理的研究对于我们理解宇宙的形成与演化历史、了解恒星内部运动机制以及探索新的天体物理学现象具有重要意义。
下面将对核天体物理的研究内容、研究方法以及该领域最新的研究进展进行简要介绍。
核天体物理研究的内容主要包括恒星结构和演化、恒星的中心核反应、核物理过程与恒星演化的关系、恒星的爆炸以及宇宙中的星系演化等。
恒星结构和演化的研究是核天体物理学的基础，通过观测和理论模拟的相结合，研究人员能够推断恒星的内部温度、密度和组成等物理性质。
恒星的中心核反应是恒星能量来源的关键，其中的核聚变反应在恒星内部不断进行，使恒星维持着稳定的物质平衡。
核物理过程与恒星演化的关系是核天体物理中的重要研究内容，通过对核物理学过程的研究，可以推断出恒星的年龄、质量和化学成分等。
恒星的爆炸是核天体物理的另一个重要研究领域。
恒星的爆炸可以分为两种类型：超新星爆炸和引力坍缩超新星爆炸。
超新星爆炸是恒星演化的末期，当恒星内部的核燃料耗尽时，恒星的内部会发生坍缩并形成一个致密的中心物体，同时释放出大量的能量和物质。
引力坍缩超新星爆炸是核天体物理学的新的研究领域，它是一种由于中子星或黑洞引力作用于周围物质而引发的爆炸现象。
近年来，核天体物理学取得了多项重要的研究进展。
例如，科学家们通过观测引力波成功探测到了黑洞和中子星的碰撞，并获得了有关引力坍缩超新星爆炸的重要数据。
此外，人们还通过对超新星爆发过程的观测，发现了新型的超新星，如超新星SN 1987A，以及构成快速演化的恒星类别。
这些新的研究成果为我们理解恒星的演化和宇宙的起源提供了重要的线索。
总之，核天体物理是一门研究恒星、星系和宇宙的物理学分支，在我们理解宇宙的演化历史，探索新的天体物理现象方面具有重要的意义。
通过研究恒星的结构、演化、核反应以及恒星的爆炸等现象，我们可以更加深入地了解宇宙的运行规律，并推动相关领域的技术和应用的发展。
第、节核聚粒子和宇宙—人教版高中物理选修课件
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第十九章 原子核
知识点 6 宇宙与恒量的演化 1．宇宙的演化 经历了①___强__子___时代 ②__轻__子____时代 ③___核__合__成___时代
之后，随着温度降低逐步组成__恒__星____和星系。
④10万年
2．恒星的演化 宇宙尘埃―万―有―引―力→__星__云__团____―凝―聚→恒星⇒mm<＝1.41m.4～日白2矮m星日中子星
例如21H＋31H―→42He＋10n 2．聚变发生的条件 要使轻核发生聚变，必须使它们的距离达到_1_0_－_1_5_m 以内，核力才能起作用。 由于原子核都带正电，要使它们接近到这种程度，必须克服巨大的_库__仑__斥__力_____， 这就要求原子核具有足够的动能，有一种方法就是把它们加热到很高的温度，温 度高达__几__百__万____开尔文，因此聚变又叫__热__核__反__应____。
第 1 9 章 第 7 、8节 核 聚 粒 子 和 宇宙— 2020- 2021人 教版高 中物理 选修3- 5课件
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第十九章 原子核
知识点 4 发现新粒子 1．新粒子 1932年发现了__正__电__子____，1937年发现了___μ_子____，1947年发现了K介子
和π介子及以后的超子等。 2．粒子的分类 按 照 粒 子 与 各 种 相 互 作 用 的 关 系 ， 可 将 粒 子 分 为 三 大 类 ： __强__子____、
m>2m日黑洞
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第十九章 原子核
思考辨析
『判一判』
(1)核聚变时吸收能量。
(×)
(2)核聚变平均每个核子放出的能量，比裂变反应中平均每个核子放出的能
量大。
(√)
(3)实现核聚变的难点是地球上没有任何容器能够经受如此高的温度。( √ )
第十九章 原子核
知识点 6 宇宙与恒量的演化 1．宇宙的演化 经历了①___强__子___时代 ②__轻__子____时代 ③___核__合__成___时代
之后，随着温度降低逐步组成__恒__星____和星系。
④10万年
2．恒星的演化 宇宙尘埃―万―有―引―力→__星__云__团____―凝―聚→恒星⇒mm<＝1.41m.4～日白2矮m星日中子星
例如21H＋31H―→42He＋10n 2．聚变发生的条件 要使轻核发生聚变，必须使它们的距离达到_1_0_－_1_5_m 以内，核力才能起作用。 由于原子核都带正电，要使它们接近到这种程度，必须克服巨大的_库__仑__斥__力_____， 这就要求原子核具有足够的动能，有一种方法就是把它们加热到很高的温度，温 度高达__几__百__万____开尔文，因此聚变又叫__热__核__反__应____。
第 1 9 章 第 7 、8节 核 聚 粒 子 和 宇宙— 2020- 2021人 教版高 中物理 选修3- 5课件
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第十九章 原子核
知识点 4 发现新粒子 1．新粒子 1932年发现了__正__电__子____，1937年发现了___μ_子____，1947年发现了K介子
和π介子及以后的超子等。 2．粒子的分类 按 照 粒 子 与 各 种 相 互 作 用 的 关 系 ， 可 将 粒 子 分 为 三 大 类 ： __强__子____、
m>2m日黑洞
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第十九章 原子核
思考辨析
『判一判』
(1)核聚变时吸收能量。
(×)
(2)核聚变平均每个核子放出的能量，比裂变反应中平均每个核子放出的能
量大。
(√)
(3)实现核聚变的难点是地球上没有任何容器能够经受如此高的温度。( √ )
核天体物理
核天体物理
核天体物理是研究宇宙中的核反应、星体形成和演化等现象的学科。
它涉及研究恒星的能量来源、恒星内部的物理过程以及恒星的演
化轨迹。
它还研究了宇宙中的各种天体，如超新星、中子星和黑洞等。
研究核天体物理需要深入了解原子核物理学和天体物理学，以及宇宙
中复杂的物理过程。
这个学科的发展对于理解宇宙的起源和演化过程
具有重要意义，也对于研究新的能源和核技术有着重要的影响。
核天体物理强调研究恒星内部的核反应，这些反应是恒星能量的主要
来源。
通过研究核反应的性质和速率，我们可以了解恒星能量释放的
机制。
此外，核天体物理还研究恒星的结构和演化轨迹，以更好地理
解它们的进化过程。
恒星内部的物理过程对于恒星的能量产生和释放
起着重要作用，因此研究恒星内部的核反应对于理解恒星的演化和宇
宙的演化非常重要。
核天体物理还涉及研究宇宙中其他的天体，例如超新星爆发和中子星
产生的过程。
超新星是恒星爆发的末期阶段，它们释放出巨大的能量
和物质，对宇宙中的元素合成和演化过程有着重要影响。
而中子星是
一种非常致密的天体，它们由恒星爆发过程中残留下来的物质形成，
具有非常高的密度和强磁场，对于理解恒星演化和黑洞形成等问题也
非常重要。
总的来说，核天体物理是研究核反应、恒星形成和演化等现象的学科。
它对于理解宇宙的起源和演化过程有着重要意义，也对于研究新的能
源和核技术有着重要的影响。
通过深入研究核反应和恒星内部的物理
过程，我们可以更好地理解恒星的能量来源和释放机制，进而揭示宇
宙的奥秘。
高三物理核聚变粒子和宇宙(课件)
E1.75M 9 eV
发生聚变的条件:
使原子核间的距离达到10-15m 实现的方法有:
1、用加速器加速原子核； 不经济 ２、把原子核加热到很高的温度；
108～109K 聚变反应又叫热核反应
核聚变的利用——氢弹
弹体
三种炸药：
普通炸药
小 型
普通炸药
爆炸
铀235 外壳
原
子 Ｕ235 裂变
弹
氘、氚、重 氢化钾等
根据所给数据,计算下面核反应放出的能量:
2 1H3 1H 4 2He0 1n
氘核的质量：mD＝2.014102u 氚核的质量：mT＝3.016050u 氦核的质量：mα＝4.002603u 中子的质量：mn=1.008665u
m m D m T (m m n )0.0188u8
E m 2 c 0 .01 9 8.3 5 8 M 1 4 eV
A．
B．
C．
D．
核聚变普遍存在于宇宙中
第十九章 原子核 第八节 粒子和宇宙
一、“基本粒子”不基本
1995美国费米国家加速器实验室 证实了顶夸克(Top Quark)的存在
二、发现新的粒子
强子 轻子（共12种） 媒介子
强子分类
分类
粒子名称
介子
、 、 K介子等
自旋 整数
玻色 子
重子
核子 超子
质子、中子及其反粒子 ΩΣΛΞ超子及反粒子
宙 时 各大 间 处爆 的 同炸 零 时是 点 产在
生无 限 的 宇
五、恒星的演化
粒 子 物 理 和 宇 宙 学 殊 途 同 归
17．(2004天津) 中子内有一个电荷量为+2e/3 的上夸克和两个 电荷量为的 -1e/3 下夸克，一简单模型是三个夸克都在半径为 r 的同一圆周上，如图1所示。图2给出的四幅图中，能正确表 示出各夸克所受静电作用力的是:
发生聚变的条件:
使原子核间的距离达到10-15m 实现的方法有:
1、用加速器加速原子核； 不经济 ２、把原子核加热到很高的温度；
108～109K 聚变反应又叫热核反应
核聚变的利用——氢弹
弹体
三种炸药：
普通炸药
小 型
普通炸药
爆炸
铀235 外壳
原
子 Ｕ235 裂变
弹
氘、氚、重 氢化钾等
根据所给数据,计算下面核反应放出的能量:
2 1H3 1H 4 2He0 1n
氘核的质量：mD＝2.014102u 氚核的质量：mT＝3.016050u 氦核的质量：mα＝4.002603u 中子的质量：mn=1.008665u
m m D m T (m m n )0.0188u8
E m 2 c 0 .01 9 8.3 5 8 M 1 4 eV
A．
B．
C．
D．
核聚变普遍存在于宇宙中
第十九章 原子核 第八节 粒子和宇宙
一、“基本粒子”不基本
1995美国费米国家加速器实验室 证实了顶夸克(Top Quark)的存在
二、发现新的粒子
强子 轻子（共12种） 媒介子
强子分类
分类
粒子名称
介子
、 、 K介子等
自旋 整数
玻色 子
重子
核子 超子
质子、中子及其反粒子 ΩΣΛΞ超子及反粒子
宙 时 各大 间 处爆 的 同炸 零 时是 点 产在
生无 限 的 宇
五、恒星的演化
粒 子 物 理 和 宇 宙 学 殊 途 同 归
17．(2004天津) 中子内有一个电荷量为+2e/3 的上夸克和两个 电荷量为的 -1e/3 下夸克，一简单模型是三个夸克都在半径为 r 的同一圆周上，如图1所示。图2给出的四幅图中，能正确表 示出各夸克所受静电作用力的是:
高中物理第19章原子核7核聚变8粒子和宇宙课件新人教选修3_5
【解析】 轻核聚变时，必须使轻核之间距离达到 10－15 m，所以必须克服 库仑斥力做功，A 正确；原子核必须有足够的动能，才能使它们接近到核力能发 生作用的范围，实验证实，原子核必须处在几百万摄氏度下才有这样的能量， 这样高的温度通常利用原子弹爆炸获得，故 B、C 正确 E 错误；在太阳内部或其 他恒星内部都进行着热核反应，D 错误．
3．条件 (1)轻核的距离要达到_1_0_－_1_5__m__以内． (2)需要加热到很高的__温__度__，因此又叫___热___核__反___应． 4．优点 (1)轻核聚变__产___能___效__率___高_． (2)地球上__聚___变__燃___料_的储量丰富． (3)轻核聚变更为__安___全__、___清__洁_． 5．约束方法 _磁___约__束__和惯性约束．
5．重核裂变与轻核聚变的区别
重核裂变
轻核聚变
放能 重核分裂成两个或多个中等 两个轻核结合成质量较大的原子
原理 质量的原子核，放出核能 核，放出核能
放能 聚变反应比裂变反应平均每个核子放出的能量要大 3～4 倍
多少
核废料 聚变反应的核废料处理要比裂变反应简单得多
处理难度
主要原料是氘，氘在地球上的储量
[合作探讨] 氢弹是核武器的一种，其杀伤破坏因素与原子弹相同，但威力比原子弹大 得多，但要使氢弹内发生轻核聚变反应必须有极高的温度和足够大的碰撞几率． 探讨 1：怎样才能引发氢弹爆炸？ 【提示】 首先由普通炸药引爆原子弹，再由原子弹爆炸产生的高温高压
引发氢弹爆炸． 探讨 2：为什么轻核的聚变反应能够比重核的裂变反应释放更多的核能？ 【提示】 因为很轻的原子核比较重的原子核的核子平均质量更大，聚变
成质量较大的原子核能产生更多的质量亏损，所以平均每个核子释放的能量就 更大．
核物理学的课件
核物理学的课件核物理学是自然科学中一个极为重要的分支，它研究了原子核内部的结构、性质以及核反应等现象。
在今天的学习和研究中，核物理学的课件起到了关键作用。
本文将探讨核物理学的课件的内容和重要性，以及如何制作和使用这些课件。
**一、核物理学的基础**在讨论核物理学的课件之前，让我们首先了解核物理学的基础知识。
核物理学是研究原子核的科学，它涵盖了核结构、核衰变、核反应和核能等内容。
这些知识对于理解原子核的性质以及核能的应用至关重要。
**二、核物理学的课件内容**核物理学的课件通常包括以下内容：1. **核结构**：课件会介绍原子核的构成，包括质子和中子的组成以及它们在核内的排列。
这部分内容通常包括原子序数和中子数的解释。
2. **核反应**：课件会详细介绍核反应的类型，包括裂变和聚变。
裂变是原子核分裂为两个或更多较小核的过程，而聚变则是两个或更多较小核融合成较大核的过程。
3. **核衰变**：课件会解释核衰变的概念，包括α、β和γ衰变。
这部分内容通常包括核衰变的数学表达式和速率。
4. **核能**：课件会涵盖核能的产生和应用，包括核反应堆的工作原理和核能的优点和风险。
5. **实际应用**：课件可能还包括核物理学在医学、能源生产和科学研究领域的实际应用示例。
**三、核物理学课件的重要性**核物理学的课件在教育和研究中扮演着重要的角色，具有以下重要性：1. **知识传递**：课件是教师向学生传递知识的工具，能够将复杂的核物理概念以清晰、逻辑的方式呈现给学生。
2. **互动学习**：现代核物理学课件通常包括图像、动画和互动元素，提高了学生的参与度，有助于更好地理解抽象概念。
3. **多媒体支持**：课件可以包含视频、音频和模拟实验，帮助学生更好地理解实验室操作和核反应的过程。
4. **自主学习**：学生可以通过核物理学的课件进行自主学习，根据自己的节奏和需求来掌握知识。
5. **跟踪进度**：教师可以使用课件来跟踪学生的进度和理解程度，从而提供有针对性的支持和指导。
核天体物理2
E)爆发频率
• 银河系内肉眼可见超新星爆发频率: • q肉眼 ~ 1/(400年)
(由于银河系内星际介质挡光，绝大多数超新星肉眼看不见)
• 各种统计方法推论 q总 ~ (1/25 –1/30) 年-1 • SN Ia 爆发频率:
1990年以前认为 : qSNIa ~ qSNII
各种质量恒星的演化表
m=M/M⊙ 主序星阶段
主序后阶段
归宿
非常小 质量星
小质 量星
<0.07
0.07 0.5
1.1
中等 2.2 质量 恒星 (5-6)
(8-9)
不能点燃H燃烧(无主序阶段) Tc<1.0107 K, ρc>103 g/cm3 褐矮星
下半主序:PP链;光度低;Tc,Te 低; L M2 ; 主序时标>109年;
但 SNII、 SNIb、SNIc 抛向太空的Fe很少 M(Fe) 0.1 M⊙ /SNII
SN Ia
C) 空间分布
SN Ib
SN II
旋涡星系和椭园 星系内均有 在旋涡星系中， 同旋臂不相关
只出现在旋涡星系或不规则星系 同恒星形成区(H II区)相联系
同旋臂明显相关
前身星 (同光谱特征相结合的推论)
中/日天文学家 3C 58
Tycho Brahe Tycho
Kepler
Kepler
John lamsteed Cas A
Ian Shelton SN 1987A
1054超新星遗迹
---蟹状星云(Crab)
及其脉冲星(PSR0531)
近代超新星研究的序幕
• 1934年Baade & Zwicky在对河外星系的超新星进行系统地观测研 究的基础上，在1/3页的短论文中提出了四个完全崭新的重要预 言，它不仅正式提出中子星的观念,而且创见性地以超新星为枢 纽把它同恒星死亡、中子星、高能宇宙线的起源联系起来。 恒星死亡 超新星爆发 中子星
核物理与粒子物理导论课件13核天体物理学基础
从地球的角度看，宇宙的演化可以分为四个阶段： 原初核合成和原子的形成(约106年)； 星系凝聚(约20亿年)； 恒星核合成； 太阳系的形成(约50亿年
§13.1 大爆炸及其实验依据
二十世纪最重大的发现之一，就是宇宙的膨胀。这一现象
是哈伯在分析遥远星系的光谱时发现的。由遥远星系发出的光 谱线，相对于地球上同样光源发出的谱线，向长波方向移动， 这就是所谓的“红移”现象。与多普勒效应相类似，“红移”表明 了光的发射体以一定的速度相对于地球远去。哈伯分析了星系 后退的速度，并得到了哈伯定律：
上面的估算中，假定了宇宙有一个年龄的起点t=0，此时宇 宙的半径R=0。这就是说，宇宙膨胀的观点必然导致一个时间
的奇异点，在这个点上宇宙的所有物质（能量）被压缩在极小
的范围内，导致无穷大的能量密度。这就是所谓大爆炸的产生
点。为了分析方便，我们假定13.1-3式中的k=0 。在紧随大爆
炸之后，可以想象只有能量极高的粒子以光速运动,E=pc=hc/λ
鞍状的弯曲空间。Λ是天体常量，在这里的讨论中可以略
去。
如果宇宙从t=0开始就以匀速膨胀，即dR/dt为常量，则13.11式可改写为d=vt。按目前的哈伯常量，可以推出宇宙的年
龄。这当然只是一个上限。由于过去宇宙膨胀速度比现在大 （哈伯常量H比现在的大），因此宇宙的实际年龄应当比15Ga 小一些。
H = 1 dR R dt
(13.1− 2)
利用广义相对论，可以导出H的时间依赖关系：
H2
=
(dR / dt)2 R2
=
8πG
3
ρ(t) −
kc 2 R2
+
Λ 3
(13.1− 3)
其中G是牛顿引力常量，ρ是宇宙的平均质量能量密 度，它是随时间变化的。k是由基本时空几何决定的参量： k=0对应“平缓”的空间；k=+1对应“封闭”的空间；k= -1对应
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Wave function solutions:
Continuity condition…
Wave intensity in interior region: (after very tedious algebra)
calculated
experimental
|A‟|2 |F‟|2
Ecm (MeV)
ቤተ መጻሕፍቲ ባይዱ[very low energies, zero angular momentum]
“Gamow factor” e-2
George Gamow (1904-68)
“astrophysical S-factor”
cross sections
S-factors
Formal reaction theory: Breit-Wigner formula
• Nobel prize to Ray Davis (2002)
Ray Davis (1914-06)
(ii) g-ray astronomy •radioactive („live”) 26Al has bee observed in the Galaxy [see image on right] 26 •T1/2( Al)=720,000 years; time scale of Galactic chemical evolution: 109 years • from photon intensity: 1-2 solar masses of 26Al in Galaxy • conclusion: nucleosynthesis is ongoing
Supernova shock wave reaches gas previously ejected by central star
Debris from explosion
NASA (R. Kirshner and B. Sugerman)
core collapse supernovae release an energy of (1-2)x1051 erg [1 erg=6.2x105MeV]
A simple example in 1 dimension
Wave function solutions:
Continuity condition:
Transmission coefficient:
(after lengthy algebra, and for the limit of low E)
Resonance phenomenon: radial wave function for varying potential depth V0
Res
Macroscopic analogy: Tacoma Narrows Bridge (1940)
Transmission through the Coulomb barrier
are questions!”
Les Demoiselles d‟Avignon - 1907
15 Key Questions in Nuclear Astrophysics
From: J. Jose & C. Iliadis, “The Unfinished Quest for the Origin of the Elements”, review article submitted to Reports on Progress in Physics (2011)
neutrons Willy Fowler (1911-95) • Suess & Urey, Rev. Mod. Phys. 28, 53 (1956) • Lodders, Astrophys. J. 591, 1220 (2003)
Foundation of modern theory of nuclear astrophysics:
theo=8x10-48 cm2 [Ecm=0.5 MeV]
• 1 ampere (A) proton beam; dense hydrogen gas target (1020 protons/cm2) How long, on average, do you have to wait for 1 reaction to occur?
Cross sections
g
[unit: 1 barn=10-28 m2] experimental experimental
Ecm (MeV)
Ecm (MeV)
•Why does the cross section fall drastically at low energies? • Where is the peak in the cross section coming from?
COMPTEL map of 1.8 MeV photon intensity
Pablo Picasso (1881-1973)
Guernica - 1937
“Computers are useless. They can only give you answers. What is needed
Larger mass: larger T and P in core faster nuclear energy generation larger luminosity faster fuel consumption shorter lifetime
Teff (K)
C. Iliadis, Nuclear Physics of Stars, Wiley-VCH (2007)
Credner & Kohle, Sternwarte Bonn
Supernova 1987A in LMC (a small galaxy nearby)
Brightest exploding star seen in 400 years
Explosion of massive (blue supergiant) star
|A‟|2 1 ^ |F‟|2 T
[change of potential depth V0: changes wavelength in interior region] “Resonance phenomenon” E (MeV)
A resonance results from favorable wave function matching conditions at the boundaries!
Dumbbell nebula (M27)
2. Nuclear Reactions
Definition of cross section:
Unit: 1 barn=10-28 m2
Task#1: consider 1H + 1H 2H + e+ + n (first step of pp chain) at Elab=1 MeV
(i) Solar neutrinos •first direct test of how Sun generates energy was performed by detecting solar neutrinos [from 8B decay] at the Homestake gold mine, SD • disagreement of predicted and measured neutrino flux: “solar neutrino problem” [giving later rise to discovery of neutrino oscillations]
Hertzsprung-Russell diagram, a key to stellar evolution
Heavy lines: major nuclear burning stages in stellar core
Cat‟s Eye nebula (NGC 6543)
Evolution of star mainly determined by its mass:
What are “partial widths”?
probability per unit time for formation or decay of a resonance (in energy units)
For protons/neutrons:
A partial width can be factored into 3 probabilities: C2S: probability that nucleons will arrange themselves in a “residual nucleus + single particle” configuration [“spectroscopic factor”] probability that single nucleon will appear on nuclear boundary [“dimensionless reduced single particle width”; Iliadis, NPA 618, 166 (1997)] probability that single nucleon will penetrate Coulomb and centripetal barriers [“penetration factor”; strongly energy-dependent! see later]
Hans Bethe (1906-2005)
How do other stars produce energy? How do they evolve?
SOlar and Heliospheric Observatory (SOHO)
Solar system abundances
Continuity condition…
Wave intensity in interior region: (after very tedious algebra)
calculated
experimental
|A‟|2 |F‟|2
Ecm (MeV)
ቤተ መጻሕፍቲ ባይዱ[very low energies, zero angular momentum]
“Gamow factor” e-2
George Gamow (1904-68)
“astrophysical S-factor”
cross sections
S-factors
Formal reaction theory: Breit-Wigner formula
• Nobel prize to Ray Davis (2002)
Ray Davis (1914-06)
(ii) g-ray astronomy •radioactive („live”) 26Al has bee observed in the Galaxy [see image on right] 26 •T1/2( Al)=720,000 years; time scale of Galactic chemical evolution: 109 years • from photon intensity: 1-2 solar masses of 26Al in Galaxy • conclusion: nucleosynthesis is ongoing
Supernova shock wave reaches gas previously ejected by central star
Debris from explosion
NASA (R. Kirshner and B. Sugerman)
core collapse supernovae release an energy of (1-2)x1051 erg [1 erg=6.2x105MeV]
A simple example in 1 dimension
Wave function solutions:
Continuity condition:
Transmission coefficient:
(after lengthy algebra, and for the limit of low E)
Resonance phenomenon: radial wave function for varying potential depth V0
Res
Macroscopic analogy: Tacoma Narrows Bridge (1940)
Transmission through the Coulomb barrier
are questions!”
Les Demoiselles d‟Avignon - 1907
15 Key Questions in Nuclear Astrophysics
From: J. Jose & C. Iliadis, “The Unfinished Quest for the Origin of the Elements”, review article submitted to Reports on Progress in Physics (2011)
neutrons Willy Fowler (1911-95) • Suess & Urey, Rev. Mod. Phys. 28, 53 (1956) • Lodders, Astrophys. J. 591, 1220 (2003)
Foundation of modern theory of nuclear astrophysics:
theo=8x10-48 cm2 [Ecm=0.5 MeV]
• 1 ampere (A) proton beam; dense hydrogen gas target (1020 protons/cm2) How long, on average, do you have to wait for 1 reaction to occur?
Cross sections
g
[unit: 1 barn=10-28 m2] experimental experimental
Ecm (MeV)
Ecm (MeV)
•Why does the cross section fall drastically at low energies? • Where is the peak in the cross section coming from?
COMPTEL map of 1.8 MeV photon intensity
Pablo Picasso (1881-1973)
Guernica - 1937
“Computers are useless. They can only give you answers. What is needed
Larger mass: larger T and P in core faster nuclear energy generation larger luminosity faster fuel consumption shorter lifetime
Teff (K)
C. Iliadis, Nuclear Physics of Stars, Wiley-VCH (2007)
Credner & Kohle, Sternwarte Bonn
Supernova 1987A in LMC (a small galaxy nearby)
Brightest exploding star seen in 400 years
Explosion of massive (blue supergiant) star
|A‟|2 1 ^ |F‟|2 T
[change of potential depth V0: changes wavelength in interior region] “Resonance phenomenon” E (MeV)
A resonance results from favorable wave function matching conditions at the boundaries!
Dumbbell nebula (M27)
2. Nuclear Reactions
Definition of cross section:
Unit: 1 barn=10-28 m2
Task#1: consider 1H + 1H 2H + e+ + n (first step of pp chain) at Elab=1 MeV
(i) Solar neutrinos •first direct test of how Sun generates energy was performed by detecting solar neutrinos [from 8B decay] at the Homestake gold mine, SD • disagreement of predicted and measured neutrino flux: “solar neutrino problem” [giving later rise to discovery of neutrino oscillations]
Hertzsprung-Russell diagram, a key to stellar evolution
Heavy lines: major nuclear burning stages in stellar core
Cat‟s Eye nebula (NGC 6543)
Evolution of star mainly determined by its mass:
What are “partial widths”?
probability per unit time for formation or decay of a resonance (in energy units)
For protons/neutrons:
A partial width can be factored into 3 probabilities: C2S: probability that nucleons will arrange themselves in a “residual nucleus + single particle” configuration [“spectroscopic factor”] probability that single nucleon will appear on nuclear boundary [“dimensionless reduced single particle width”; Iliadis, NPA 618, 166 (1997)] probability that single nucleon will penetrate Coulomb and centripetal barriers [“penetration factor”; strongly energy-dependent! see later]
Hans Bethe (1906-2005)
How do other stars produce energy? How do they evolve?
SOlar and Heliospheric Observatory (SOHO)
Solar system abundances