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超 新 星 与中 子 星 彭秋和 (南京大学天文系) 历史上的超新星 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 超新星爆发 ?高能宇宙线的起源 1942年Gamow利用Urca过程机制来探讨大质量恒星晚期核心坍缩的可能性 1960年丘宏义等人首先研究大质量恒星内正负电子对湮灭发射中微子对过程并提出它可能导致超新星爆发。这实际拉开了现代高能天体物理理论研究的序幕。 ?1966年Colgate 从流体动力学出发,首次从解析角度探讨了超新星核心坍缩的动力学过程。正式拉开了现代超新星研究的序幕 超新星分类 两类超新星的主要特征 大质量恒星核心坍缩的主要原因 电子俘获过程 :引起 超新星核心坍缩的关键过程 重要原子核电子俘获的密度阈值 广义相对论引力坍缩的临界密度 核心坍缩型超新星爆发机制 超新星的瞬时爆发机制(1) 随着星体坍缩的进行，星体中心的密度迅速增长。一旦它达到原子核密度(2-4)?nuc (?nuc = 2.8?1014 g/cm3) 以上，核子的非相对论简并压强超过了电子的相对论简并压强，物质状态方程 P ? ?? 中的多方指数?=5/3, 变成了稳定的系统，不再坍缩。但由于惯性，直到中心密度达到 时，内核心的坍缩才完全中止。而内核心外围的物质却继续以超音速坍塌，它们猛烈地撞击在突然停止坍缩的坚硬的内核心上，因而在内核心外不远处立即产生一个很强的向外行进的反弹激波，其能量高达 Eshock ~ 1051-52 ergs。 这巨大的能量是由星体核心在坍缩过程中释放出的自引力势能转化而来的。激波波阵面后的温度上升到 1011K 以上，平均热运动能量高达 10 MeV, 超过了56Fe 平均每个核子的结合能( 8.8 MeV)。铁族元素的原子核很快地被热光子打碎: 中微子延迟爆发机制 中微子延迟爆发机制中两个尚未解决的关键问题 1)???新生的高温中子星能否在非常短的时标内产生如此巨大的中微子流?产生如此强大的中微子流的具体物理过程是什么? (?凝聚的中微子发射? 核物质向(u,d)夸克物质的转化? 均未成功) 2)?即使在极短时标内出现了强大的中微子流，它们同物质相互作用究竟能否产生如此强大的向外冲压，导致超新星的爆发，而且爆发物质向外的初始速度高达 104 km/s 左右，爆发总动能否达到 1049 erg? 我们的研究 :巨大中微子流如何在瞬间产生? 1995年，我们南京大学研究小组(Dai Z. Peng Q. and Lu T. ApJ., 1995,440:815)提出了由超新星坍缩核心形成的高温中子-质子星内相继出现的核物质-(u,d)两味夸克-(s,u,d)三味夸克的相变过程 u + e- ? d +?e , u + e- ? s +?e , u + d ? u + s 将在短于1微秒的时标内产生大量中微子流，其平均能量为10MeV左右，总能量达 以上。这种相变过程导致星体核心区出现负熵梯度引起内外物质的Schwarshild对流将使这强大中微子流向外输送,迅速抵达中微子球表面。 我们提出的这种机制大大有利于中微子延迟爆发机制。在我们的初步探讨中，我们用理想Fermi气体作为夸克系统的最简单模型。很快地，印度德里大学的一个研究小组在我们研究的基础上，进一步计入了夸克之间相互作用，发现中微子流量将更加增强1/4左右。目前这方面研究还在深入之中。 SNII仍然未解决的关健问题 中微子流能否激活强大的向外激波? 迄今仍然也是悬案。人们不仅考虑了己知各种粒子( e-, e+, p, n, ?, ?0，?,?以及 16O等原子核)同中微子的相互作用，而且还探讨了在致密等离子体中，中微子振荡有可能引起这种相互作用的增强。但上述中微子流仍然无法产生如此强大的冲压。也就是说，即使中微子延迟爆发机制，迄今卜在理论上人们也仍然无法自洽地实现超新星的爆发(向外爆发总动能达到 1049 erg 以上。 我们新近的探讨:电荷屏蔽效应对电子俘获过程以及坍缩核心质量影响的研究 同太阳内不同, 超新星内电子俘获过程是当电 子的Fermi 能超过电子俘获的能阈值时，Fermi 面附近的电子打入原子核而发生的。在这种情形下，电荷屏蔽效应从三方面对电子俘获过程有着重要影晌:1)降