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AGB 星中的元素核合成

AGB 星中的元素核合成. 厉光烈 （中国科学院高能物理研究所）. 舞 动 的 恒 星. 目 次. 引言 AGB 星及其演化 AGB 星中的元素核合成. 1. 引言.  宇宙大爆炸  天体的演化  元素核合成. 宇宙大爆炸.  谱线红移  背景辐射  原初核合成 ( 氦量 ). 氦量. 温伯格指出：大约是在宇宙形成后 3 分 46 秒内合成 氦的，此即原初核合成。 原初核合成时， n : p =12 : 88  R He ( 氦量 ) =  : p = 24 : 76

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Presentation Transcript

  1. AGB星中的元素核合成 厉光烈 （中国科学院高能物理研究所）

  2. 舞 动 的 恒 星

  3. 目 次 • 引言 • AGB星及其演化 • AGB星中的元素核合成

  4. 1.引言  宇宙大爆炸  天体的演化  元素核合成

  5. 宇宙大爆炸  谱线红移  背景辐射  原初核合成(氦量)

  6. 氦量 • 温伯格指出：大约是在宇宙形成后3分46秒内合成 氦的，此即原初核合成。 • 原初核合成时， n : p =12 : 88  RHe(氦量) = : p = 24 : 76 • 90年代初，理论上给出的 RHe = 0.236 ~ 0.243 与早先 的实验值 RHe = 0.23±0.01大致符合。 • 1995年，实验上测出的RHe = 0.232±0.003，其平均值 在RHe的理论值范围之外，出现新的问题。

  7. 天体的演化  大爆炸以后  恒星的演化及归宿  恒星在赫罗图中的演化轨迹

  8. 大爆炸以后

  9. 原 始 星 云

  10. 恒星的演化及归宿

  11. 恒星在赫罗图中的演化轨迹 • 主序之前恒星的演化 • 主序阶段恒星的演化 • 主序之后恒星的演化  小质量恒星的演化  大质量恒星的演化

  12. 主序前恒星的演化 主序前1M⊙恒星在赫罗图中的演化途径 ——林忠四郎线

  13. 主序阶段的恒星演化 当恒星到达零龄主序时，温度可达到107K以上， 这时恒星内部的氢开始燃烧。随着恒星内部的氢不 断地合成氦，氢的质量不断减少，而氦的质量不断 增加，最终形成一个电子简并的、密度较高的氦核 心，在氦核心的外边缘处是燃烧着的氢壳层。当氢 的质量减少为原来的10%时，恒星中心的氦核心向 内收缩，而外包层向外膨胀，释放氢燃烧所产生的 能量。与此同时，恒星的表面温度下降而光度增加， 恒星结束主序阶段的演化，向红巨星过渡。

  14. 主序之后恒星的演化 — 小质量恒星在赫罗图中的演化途径

  15. 主序之后恒星的演化 — 5M⊙恒星在赫罗图中的演化途径

  16. 主序之后恒星的演化 — 太阳在赫罗图中的演化途径

  17. 元素核合成  氢、氦、碳、氖、氧、硅燃烧  中子、质子俘获及 x过程  宇宙元素丰度

  18. 氢、氦、碳、氖、氧、硅燃烧 3分46秒 ●宇宙大爆炸  合成氢和氦 p+nd+ p+nd+ p+d3He+ d+n3H+ 3He+3He4He+2p (d+d3H+p) p+3H4He+ * 1948年阿尔弗、贝特和伽莫夫提出用宇宙 大爆炸来解释元素核合成起源。

  19. 粒子与宇宙

  20. ●氢燃烧(主序星) 合成氦和氮 *pp 链(第一代恒星) pp I 链: p+pd+e++ p+p+e－ d+ d+p  3He+ 3He+3He  4He+2p pp II 链: 3He+4He7Be+ 7Be+e－ 7Li+ 7Li+p  +8Be  24He

  21. 粒子与宇宙 pp III 链: 7Be+p  8B+ 8B  8Be+e++ 8Be  24He *1938年贝特提出热核反应是恒星的主要能源，因此荣获1967年度诺贝尔物理学奖。

  22. *CNO循环(第二、三代恒星) Ne－Na Mg－Al 热CNO 此外，还有 循环

  23. ●氦燃烧(红巨星) 合成碳和氧 *3反应  跨越A=5 和8 的质隙 4He+4He8Be  34He12C+ 8Be+4He12C+

  24. 3反应跨越A=5 和8 两个质隙 •  1952年沙尔贝特预言：红巨星的能源来自： •  +   8Be (109 )+   12C • 但未被实验证实。 • 1952年霍伊尔设想： 12C不是处在基态，而是激发态，并 预言激发能为7.68 MeV。 • 福勒等先在12B 的衰变中发现了这个激发态，激发能就 是7.68 MeV，后又在反应: 14N(d, ) 12C*中得到了证实。 • 最重要的是，进一步的实验发现： 12C*既可分裂为 3 个， 又可通过  跃迁回到基态，这使人们终于跨过了不可逾越 的A=5 和8 的质隙。

  25. *12C+4He16O+ * 在第二、三代恒星中， 14N(, )18F(e+, )18O(, )22Ne 22Ne(, n)25Mg  提供中子源，合成比铁重的元素。

  26. ● 碳、氧燃烧 合成氖到硫 * 碳燃烧 12C+12C20Ne+ 12C(，)16O 12C+12C23Na+p 12C+12C24Mg+ E=1.4MeV  0.3MeV 12C+12C16O+2 =1nb  10-8 nb 0.3MeV

  27. * 氖燃烧(过程) 20Ne + 4He 24Mg +  20Ne(,)16O 24Mg + 4He 28Si +  28Si + 4He 32S + 

  28. * 氧燃烧 16O+16O32S+ 16O+16O31P+p 16O+16O31S+n 16O+16O28Si+4He 16O+16O24Mg+24He

  29. ●硅燃烧(e过程) 合成钙到锌 28Si + 74He 28Si + 74He56Ni + 

  30. 中子、质子俘获和 x 过程  中子、质子俘获 合成重元素 *s过程115In(n, )116In …  209B  * r过程254Cf * p过程116Sn(, n)115Sn; 112Ca(p, )113In  散裂反应(x过程)合成轻元素Li、Be、B。

  31. 恒星演化时发生的核反应种类与其质量的关系

  32. 宇宙元素丰度 验证元素核合成理论 * 1957年伯比奇夫妇、福勒和霍伊尔共同提出元素核合成理论(B2HF理论),福勒和预言白矮星的钱德拉塞卡一起获1983年诺贝尔物理学奖。

  33. 一个典型的大质量恒星在 硅燃烧完成后的洋葱状结构

  34. 2. AGB星及其演化  何谓AGB星 AGB星的演化  为何研究AGB星

  35. 何谓 AGB 星 AGB 是渐进巨星分支 (Asymptotic Giant Branch) 的简称，因其在描述恒星演化的赫罗图中的位置非常靠近红巨星分支而得名，处于AGB上的恒星就称为AGB星。 根据AGB星外包层的碳、氧丰度比C/O，可以将其分为两类：一类是 C/O<1 的MS星和S星； 另一类是 C/O>1 的C星。

  36. AGB 星的演化 天文观测及理论研究表明，大部分AGB星是低质量恒星。因此，在这里我们主要介绍质量小于8M⊙（M⊙表示太阳质量）的中、小质量AGB星的演化。  小质量AGB星的演化  中质量AGB星的演化

  37. 小质量AGB星的演化

  38. 中质量AGB星的演化

  39. 红巨星阶段与第一次挖掘 恒星进入红巨星阶段并首次沿红巨星分支攀 登时，随着恒星的膨胀，其对流外包层不断向内 延伸发展，可以深入到中心部位氢燃烧阶段形成 的化学组成变化区域，将氢燃烧阶段生成的产物 搬运到整个外壳和恒星表面。同时，在对流外包 层与辐射的恒星内部之间留下一个明显的化学组 成不连续的区域。这个过程被称为“第一次挖掘”。

  40. 氦 闪 由于小质量星的氦核心是高度电子简并的，因而此时会发生核心的“氦 闪”，即氦燃烧是非稳定的爆炸式燃烧，在短时间内放出大量能量。几次氦闪过后，氦核心内的电子简并状态会自动消失，恒星温度升高、压强增大、体积膨胀。恒星体积膨胀又会使温度下降，进而使热核反应恢复为稳定核反应。这时，恒星已离开红巨星分支，落在赫罗图的水平分支上。在这个过程中，恒星表面的成分没有发生变化。

  41. 形成 AGB 星 对于中等质量的恒星，由于其核心的氢燃烧主要是CNO循环，生成的氦核心不是简并的。因此它们不会发生核心“氦闪”，而是直接经历平稳的氦燃烧过程。当恒星核心的氦基本燃尽时，其中心变为碳氧核心，其能量主要由核心外的氦燃烧壳层提供，而原来的氢壳层的燃烧几乎熄灭。此时，恒星质量已经由于星风作用损失了10%，恒星进入 AGB 演化阶段，成为一颗AGB星。

  42. 早期 AGB 阶段 刚形成的AGB星，氦燃烧壳层位于星体的 深层处，燃烧层并不太薄。随着燃烧的进行， 碳氧核心质量增大，氢氦双燃烧壳层逐渐向外 推移，氦壳层越来越薄。氦燃烧释放的大量能 量使恒星富氢的外包层因受热而向外迅速膨胀， 恒星表面温度降低、星体光度增加。在赫罗图上， 它从AGB的初始点逐渐向右上方的最高点演化， 这个阶段称为早期AGB阶段。

  43. 第二次挖掘 在早期AGB阶段，所有质量大于3.5 M⊙的中 等质量星，由于星体剧烈膨胀而逐步变冷，最终 使氢壳层的燃烧熄灭，于是恒星内只剩下一个氦 燃烧壳层。这时，氦壳层以内的碳氧核心继续向 内收缩，而氦壳层以外的恒星外壳向外膨胀。碳- 氧核心内电子发生简并，对流外包层越过氢氦不 连续区，深入到原来氢壳层的区域，将氢壳层燃烧 生成的灰烬（主要是 4He 和 14N）搬运到恒星外壳， 这就被称为“第二次挖掘”。

  44. 第一、二次挖掘图示

  45. 热脉冲AGB阶段 随着恒星的膨胀，其碳氧核心的质量逐步增 加，当它的外缘接近外包层底部时, 恒星进入热脉 冲AGB 阶段。此时，壳层氢燃烧会因背景温度低于 107 K 而熄灭。这使得AGB星释放的能量大为减 少，星体表面停止膨胀而转向收缩。然后，恒星 将重复以下过程：失控薄层氦燃烧 — 点燃壳层氢 燃烧 — 星体大气包层急剧膨胀、光度急剧增加 — 氢、氦壳层燃烧熄灭——大气包层收缩、光度急剧 下降——再次点燃壳层氦燃烧。这种周而复始的循 环过程就是热脉冲。

  46. 热脉冲图示

  47. 氢、氦和碳-氧壳层图示

  48. 第三次挖掘 恒星在最初几次热脉冲里，其温度的变化幅度不太大。随着脉冲数的增加，热脉冲振幅增大，在壳层氦燃烧产能率达到极大时，燃烧区外面出现短时间的对流壳层。在其后的脉冲过程中，对流壳层非常接近于富氦的中间壳层，随着对流外包层的向内推移，富氦的中间壳层区与外包层巨大的温度梯度将导致内外物质发生急剧对流，对流速度会超过外包层膨胀速度，这种对流将内部壳层氦燃烧中的产物（3α反应合成的12C和在氦燃烧壳层中通过慢中子俘获过程产生的重元素）带到大气包层，甚至带到恒星表面。这个过程被称为“第三次挖掘”。

  49. 结束AGB阶段的演化 除了“第三次挖掘”以外，热脉冲AGB阶段的 另一个特征是“星风质量损失” — 在最后几次热脉 冲当中，星体外包层由于过度膨胀，以至于恒星依 靠自引力作用无法将最外面的部分物质拉回，这些 物质在星风作用下被带到星际空间。“星风质量损 失” 引起了恒星包层质量的缩小，而被星风带走的 那部分物质会在恒星周围形成一个向外扩张的行星 状星云。在最后一个热脉冲中，恒星包层最终被完 全剥光，呈露出已演化成白矮星的恒星内核。这时 恒星结束AGB阶段的演化。

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