核天体物理学
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核天体物理学 及尚待解决的 重大疑难问题 PowerPoint PPT Presentation


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核天体物理学 及尚待解决的 重大疑难问题. 彭秋和 ( 南京大学天文系 ) 2004.11.17. 内容. 引言: 核天体物理学及其重大疑难问题 II. II 型超新星的爆发机制问题 ?? III .我对超新星爆发机制的新观点与新建议 (2004) IV .高速中子星的物理本质 ?? (我的新模型 , 2003 ) V .脉冲星 Glich 的本质 ?? (我的新模型 , 2004 ) VI . 星际 26 Al 天体起源问题 ?? (我的观点 , 1992 — ) VII. 极端超高能宇宙线的天体起源问题 ??  (我的模型 , 2002 )

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核天体物理学 及尚待解决的 重大疑难问题

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核天体物理学及尚待解决的重大疑难问题

彭秋和

(南京大学天文系)

2004.11.17


内容

  • 引言:核天体物理学及其重大疑难问题

    II. II型超新星的爆发机制问题??

    III.我对超新星爆发机制的新观点与新建议(2004)

    IV.高速中子星的物理本质??(我的新模型, 2003)

    V.脉冲星 Glich 的本质??(我的新模型, 2004)

    VI.星际26Al天体起源问题??(我的观点, 1992 —)

    VII. 极端超高能宇宙线的天体起源问题??

     (我的模型, 2002)

    VIII.太阳中微子问题与中微子振荡!


引言核天体物理学及其重大疑难问题


核天体物理学范畴

核天体物理学:

广义:同(理论与实验)核物理学(包括粒子物理学)相关的天体物理研究领域。

狭义:直接核(粒子)物理学理论与实验结果密切相关的天体物理领域。

主要内容:

恒星内部热核燃烧与演化研究

 元素核合成研究

1)宇宙早期核合成研究( A<12 轻元素核合成)

2)12A  70元素核合成(恒星内部热核聚变)

3)重元素(A>70)核合成:

a) 慢中子俘获过程(s-过程);

b) 快中子俘获过程(r-过程);

c) 快质子俘获过程(rp过程)


(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

     超高能宇宙线的天体起源


核天体物理学的重要性与国际状况

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

    的重新确定)致使整个大质量恒星演化研究重新改写之后,

    在美德日等国家大力支持下, 实验核天体物理迅猛发展。

  • 国际会议每至少两、三次以上。近年来天体物理观测

    (例如陨石化学分析、恒星与星系化学元素丰度测定、各

    种手段的空间光谱与X-射线谱线的观测) 获得飞跃发展。


(续)

  • 由于天体内核反应截面的实验不确定性给天体物理理论研究带来相当大的困难与不确定性。例:

    10-4 (1988 以前估计)

  • ~

  • 104 (1988 )

  • 在理论上存在着许多重要疑难问题,有不少则属于天体物理和理

    论物理界共同关注的重大疑难问题。


核天体物理研究机构

西方先进国家核天体物理学的研究历史己在五、

六十年以上。

发达国家几乎都至少有十几个(或二、三十个)研究

小组从事核天体物理学各个不同方面的研究:包括

核天体物理实验、陨石分析、天体(恒星、星系)元

素丰度的测定以及前述各方面的理论研究(包括数

值模拟计算)。

参与研究的单位涉及天体物理学界、核物理学界

以及地学界(陨石分析)。


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


核物理研究所

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。


核天体物理学重大疑难问题

整个天文学和理论物理学共同关注的重大疑难问题有:

  • 超新星爆发机制问题: Δ

    理论上至今仍然无法模拟II型超新星的爆发

     中子星(脉冲星)方面的重大疑难(核天体物理)问题:

    1)高速中子星的起因? Δ

    2)年轻脉冲星Glitch现象产生的物理原因? Δ

  • 星际 26Al的天体起源问题? Δ

  • 极端超高能宇宙线的天体起源? Δ

  • 太阳中微子问题 — 中微子振荡 Δ

    •暴的产生机制?

  • 奇异星? 裸奇异星?

  • 重元素核合成的r-过程?

  • 许多重要热核反应反应率(截面)的不确定性及其对天体物理过程(例: rp-过程、s-过程、大质量恒星晚期热核演化)的影响?


II. II型超新星的爆发机制问题


一、超新星爆发机制问题

超新星分类

1. 核心坍缩型超新星(SNII、SNIb,、SNIc)

2. 吸积白矮星的热核爆炸型超新星(SNIa)


硅燃烧阶段结束

M≈(12-25)M⊙

大质量恒星热核演化结束

H-包层

H-燃烧壳层

Ne-燃烧壳层

C-燃烧壳层

O-燃烧壳层

Si-燃烧壳层

Fe 核心

T  (3-5)109K

 3109g/cm3

He-燃烧壳层


导致大质量恒星(演化结束时)核心坍缩的主要物理因素

引起SNII( SNIb、SNIc )核心坍缩的首要物理因素是电子俘获过程

(EC)

(光子致使铁原子核碎裂反应只是辅助因素)

引起吸积白矮星坍缩(导致SNIa爆发)主要因素是广义相对论效应。

导致超巨质量恒星坍缩的主要因素是电子对湮灭为中微子对过程


II型超新星核心的坍缩

内核心:同模坍缩

Vr  r

(亚声速区)

外核心:自由坍缩

Vr ~ Vff/2

M内核心~ 0.6 M⊙

内外核心交界面附近:

Vr~ (1/8 –1/4) c (光速)


超新星核心坍缩与反弹

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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(2-4)nuc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。


光裂变反应导致反弹激波的能量损耗

反弹激波的巨大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( 8.8MeV)。

铁族元素的原子核很快地被热光子打碎:

能量耗损率

(1 foe = 1050 ergs )


瞬时爆发机制失效的原因

如果

则激波可以冲出外核心。而且当它完全摧毁外核心的全部铁核以后,初始激波能量只要尚能剩下1%以上的能量(即 1049ergs),残留的激波就可以把整个星幔和大气抛向太空,形成超新星的爆发。

— 瞬时爆发机制。

如果

特则当上述反弹激波尚未穿透外核心之前,激波能量全部都消耗在铁核光致裂解的过程中。它不可能把星幔和大气层吹散。不会导致超新星的爆发。而且由于核心外围的星幔和大气继续问中心坠落,原来向外行进的反弹激波转变成为一个吸积驻激波。也就是说,这种情形下,瞬时爆发机制失败。


结论:

瞬时爆发机制能否成功的关键在于反弹激波能量的大小

以及它的外(铁)核心的质量是否过大?

两种探讨途径;

1)设法增加反弹激波能量 — 例如,为使核心坍缩得更为致密(释放更多的自引力能),人为地选取过小的原子核压缩模量系数 K  130 (核物理实验值 K  210-220)

2)反复地修改大质量恒星爆前演化模型,以图拼命地降低

外铁(核心)质量

— 迄今对所有合理的模型计算而言,

瞬时爆发机制是不成功的 —(铁)核心的质量太大。


为了解释瞬时爆发的困难,Wilson(Bowers, Wilson, 1985)等人提出了中微子的延迟爆发机制。他假定新生中子星在0.5秒内产生大量(1052ergs以上)的中微子流。它同物质相互作用,中微子流的动量冲压导致超新星爆发

中微子延迟爆发机制

本图描述了反弹激波在停止后景象。Rs为激波所在的位置,此处物质以 ~ Vff的速度向下降落(速度接近自由落体)。物质经过激波的减速之后,以较为缓慢的速度经过加热和冷却区向新生中子星的表面运动。R :中微子球半径, Rns :新生中子星的半径。Re: 加热和冷却相平衡处的半径。


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 1052erg 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。这方面研究还在深入之中。

我们这篇论文也己成为最近几年人们探讨奇异(夸克)星的奠基性论

文之一。例如, Keränen et al.,2004, astro-ph/0406448

“ Neutrino emission and mass ejection in quark novae”


中微子延迟爆发机制中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基本粒子

( 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)


最近关于核心坍缩型超新星爆发的争论

  • Buras et al., 2003, Phys. Rev. Lett., 90 No. 24, 241101

    “Improved Models of Stellar Core Collapse and Still No Explosions:

    What is Missing?”

  • M.Liebendörfer, 2004, arXiv:astro-ph/0405029

    “Fifty-Nine Reasons for a supernova to not Explode”

  • Motizuki, Madokoro and Shimizu,arXiv:astro-ph/0406303

    “Core-Collapse Supernovae Induced By Anisotropic Neutrino Radiation”

     “Prolate explosions caused by globally anisotropic neutrino radiation is the most effective mechanism of increasing energy when the total neutrino luminosity is given”.

    关健问题在于: 各向异性的中微子辐射的起因??

    作者猜测: 超新星的前身星可能是快速旋转的 大质量OB 星(Be 星: P ~ 1 day, V(R) ~200km/s)?但是,M~(10-25) M⊙范围内的Be星的诞生率远比超新星爆发频率要低7个量级。

    作者还猜测,中微子辐射的非各向同性也可能来自强磁场下新生中子星吸积的不对称性或新生中子星内部对流引起的?

    结论:超新星爆发的机制仍然是谜?


III.我对超新星爆发机制的新观点与新建议(Nucler Physics A738(2004)515-518)


现有流行观念: SN核心快速坍缩的开始时刻是由广义相对

论效应决定, 判据为

Mch < Mcore(Fe)

( Mch Ye2 , 随着电子俘获过程的大量进行,Ye↓ , 因而

Mch↓ )。 关键在于:一旦上述条件达到,整个铁核心都

进入快速坍缩阶段,其结果是: Mcore(Fe) 太大,使得瞬时

爆发机制失效。

我的观念:(Nucler Physics A738(2004)515-518)

大质量恒星核心大规模快速坍缩的临界点的判据应修改为:

星体核心内原子核56Ni上电子俘获过程非常迅速,其特征

时标短于流体动力学时标:


超新星核心坍缩与爆发图象的新建议

A) 核心坍缩图像的关键性改变:

上述快速坍缩判据把坍缩中的超新星铁核心划分为快速坍

缩核心和较为缓慢收缩的外核心。满足上述判据的快速坍

缩核心并不是整个铁核心,只是它的一部分(中心部分)。

因而,快速坍缩的铁核心质量明显小于整个铁核心质量。

外铁核心也向内收缩,但其坍缩速度远低于快速坍缩的铁

核心的坍缩速度。

推断:在快速坍缩的铁核心与较为缓慢收缩的外核心之间

存在一个 “真空区”, 其物质密度远远低于内、外两侧。


B)反弹激波冲出坍缩核心

由于快速坍缩铁核心质量明显小于整个铁核心质量, 因而

瞬时爆发机制成功的条件

M外核心 < Eshock/|dE(γ+Fe)/dM|

将被满足。因此反弹激波完全可以沖出整个快速坍缩的

(铁)核心。

这时,向外行进的反弹激波的温度可能仍然非常高,接近

于 1011 K。

此外,在快速坍缩核心刚形成的新生中子星内,经过核

物质-(u,d)两味夸克- (u,d,s)三味夸克的相变, 在非常短(远

小于1秒)时标内将会产生非常强大的中微子流并转移到快

速坍缩核心的外面。(Dai, Peng and Lu, 1995)。

这个中微子流的流量 > 1052 erg/s,中微子的平均能量约为

10 MeV。这个中微子流实际上可以追上外行反弹激波


C)外行激波与中微子流的真空膨胀阶段

在真空区,向外行进的激波中的辐射场以及中微子辐射流都经历 “真空膨胀”过程,其中,它们的总能量分别保持常数: Etot= aT4(4π/3)R3 =const.

因此, 中微子流中的中微子、激波中的光子平均能量降低规律为

ε~ kT  (Ri/Rf)3/4 (kTi); Ti ~ 1011K, (Ri/Rf) < 1/20,

 Tf ~ 1011K, kTf <1MeV

激波波阵面后的热光子、中微子流中的中微子的平均能量降到1MeV以下,不能击碎铁原子核(即不会发生光致裂变反应和中微子诱导核裂变反应)。但是,凭着辐射压及中微子同铁原子核之间的相干散射产生的冲压,将整个星体外层(包括铁核心的外层、星幔和大气包层)急剧地吹爆,形成超新星爆发。


D)超新星的爆发

中微子在原子核上的相干散射截面为

 ~ 1.610-44(sinθW)4 A2 (Eν/MeV)2 cm2

θW: Weinberg 角

A: 原子核的原子量

凭借辐射压及中微子同铁原子核之间的相干散射

产生的冲压,将整个星体外层(包括铁核心的外层

星幔和大气包层)急剧地吹爆,形成超新星爆发

(Q.-H. Peng, 2004, Nuclear Physics A738, 515)

我们正在组织具体的数值模拟计算,初步的计算

表明,按这种模式,超新星的确能够爆发。


IV. 高速中子星的物理本质 (我的新模型, 2003)


高速中子星问题

  • 94颗高速脉冲(单)星的空间速度分布

  • V (km/s) 脉冲星数 所占百分比

    100 71 3/4

     300 36 38%

     500 14 15%

     1000 5 5%

  • 约10%的 高速脉冲星v  800 – 1000 km/s!为什么?

  • 前身星(大质量主序星): v ~ (20 – 50) km/s

  • 超新星不对称的爆发或发射(辐射或中微子)导致非常巨大的 “kick”??

  • 迄今四大类模型(包括利用中微子振荡理论, 大多要求1015-1016高斯的超强磁场),均未成功。这是35年来脉冲星研究中尚未解决的重大疑难问题之一。


NSV(超流涡旋中子体)中微子喷流火箭模型(彭秋和, 2003, 在25屆IAU大会中 “年轻脉冲星”会议上的口头报告)

  • 模型的基础: 1980-1982年间,彭秋和等人曾提出新生中子星内处

    于超流(高量子态)涡旋运动的中子体系会不断发射中微子。这种效

    应不仅会使中子星自转减慢(Peng et al. 1982;支持我们理论的文献见

    Malov,2001)。从此出发,我们进一步提出,由于中微子的左旋不对

    称性质,中微子喷流的反冲导致了新生脉冲星的加速。其主要结果:

     加速时标:200-300 years

  • 中子星能够达到的最大速度同它的初始周期紧密相关

    Vmax 1000 km/s 当 P0 < 0.7 ms

    Vmax>100 km/s 当 P0< (2-3)ms

    Vmax > 2500 km/s 当 P0 ~0.4ms

  • 加速方向沿中子星自转轴方问,Crab PSR 和 Vela PSR的观测

    正好同模型预言相一致。


中子星的加速曲线

V(Km/s)

P/P0


V. 脉冲星 Glich 的本质(我的新模型, 2004)


年轻脉冲星的Glitch现象

  • 脉冲周期平稳地增长背景上偶然地脉冲周期会突然变短(周期变

    化幅度为10-6-10-10),随后较之前更迅速地变慢,持续直到恢复过去的

    周期增长率。这种现象称为Glitch现象。

    Vela PRS 和Crab PSR, 3-4年出现一次。

    后来陆续发现更多的脉冲星出现微Glitch现象(周期变短幅度低于

    10-12)。迄今己观测到19颗Glitch 脉冲星。其中, Vela PSR 已呈现

    11次glitch现象,PSR1737-30呈现了 9次glitch现象。

P

Glitch:脉冲周期突然变短现象

glitch

t


脉冲星 Glitch物理原因的研究

  • 1. 星震模型(Baym, 1969); 2.核(心)震模型(Pines et al., 1972);

    3.超流涡丝随机滑动模型(Anderson and Ruderman,1984);

    4. 中子超流涡丝-质子超导磁通管扭缠模型

    (Ruderman, Zhu and Chen, 1998)

    迄今均未成功。

    这是脉冲星(中子星)自发现(1967)以来尚未解决的重大疑难问题之一。

    我们相应的研究工作:

  • 各向异性的中子超流涡旋的磁偶极辐射 –– 中子星的加热机制

    (Peng, Huang & Huang, 1980 ; Huang, Lingenfelter, Peng and Huang, 1982)

  • 原理: 3P2中子Cooper对具有磁矩,在回旋运动中它产生(x-射线)辐射。被中子星物质吸收而使中子星加热。

  • 彭秋和, 2004, “脉冲星周期突变的3P2中子超流涡旋相振荡模型”


Glich现象的物理原因

  • 3P2中子超流状态的相变温度:

    kT= n(3P2 )  0.05 MeV, T5.8×108K:

    随着中子星的冷却,T, 当 T= T 时,

    正常中子流体相  3P2中子超流涡旋态的相变

    3P2中子超流涡旋的磁偶极辐射—产生(x-射线)辐射。被中子星物质

    吸收而使中子星加热。

    对年轻脉冲星,超流涡旋量子数很高,磁偶极辐射很强,使中子星

    加热率超过中子星的冷却率,反而使温度上升。一旦温度回升到

    T > T 时,则3P2中子超流涡旋态立即消失。

    3P2中子超流涡旋态 正常中子流体相

    一旦中子超流相返回正常中子流体相之后, 内部快速旋转的整个中子流体系统将通过较强的耦合作用带动外部慢速旋转的壳层使它突然加快旋转导致了中子星整体磁球(包括壳层)的转动突然加快,呈现出Glitch现象。


 年轻脉冲星的多次反复 Glitch的原因

上述相变振荡过程及其相关物理过程反复发生与出现:

3P2 NSV产生磁偶极辐射(X-ray)

加热中子星内部

温度上升达到相变温度Tλ(3P2(n))

从3P2中子超流状态经历突然相变返回正常中子(Fermi)状态

Glitch

(由于某些冷却物理过程) 温度下降

在非常短的时间间隔内温度下降到相变温度Tλ(3P2(n))以下

再次相变到3P2SNV

由于上述相变反复

3P2NSV 态 正常中子(Fermi) 流体3P2 NSV

的时间间隔Δt非 常短,而且贮藏在短暂过渡的中子经典湍流涡旋

状态中的角动量仍然非常高,因而下一次 3P2 NSV 的涡旋量子数

n2(3P2(n)),也很高,但它低于上一次 3P2 NSV 的涡旋量子数 :

n2(3P2(n)) < n1(3P2(n))

—— 年轻脉冲星反复出现多次Glitch现象(非周期性)


Glitch现象的消失

脉冲星相继两次glitch的时间间隔基本上是由处于 3P2 NSV相状态下

由 3P2 NSV (磁偶极辐射)的x – ray加热率同中子星(由于其它物理因

素)的冷却率之间的竞争来决定的。随着上述相变过程反复进行,

3P2 NSV 的涡旋量子数逐渐降低,因而3P2 NSV 的x – ray加热率也

愈来愈低。当这种加热率一旦低于中子星的冷却率,3P2 NSV 状态

不再返回正常中子流体状态上述中子体系的相振荡就立即停止。

此后,那些年龄较老的脉冲星不再会呈现Glitch现象。按照Lyne

(2000)的统计研究,周期 P > 0.7s的脉冲星没有探测到Glitch。

在上述相振荡过程中,经典中子湍流涡旋状态同中子超流涡旋态的

相互转变过程中,每一个经典湍流涡旋同某个超流量子涡旋的相互

转化却是随机进行的。因此,相继两次Glitch的幅度与时间间隔并

不存在严格的规律或遵循周期或准周期关系。但是可以推断,在多

次glitch之后,相继两次Glitch的时间间隔会逐渐变长、Glitch的幅

度也会出现下降的趋势。


V I. 星际26Al天体起源问题(我的观点, 1992 —)


星际26Al天体起源问题

1982-1984, 空间卫星探测到较强的、源自星际26Al 衰变(电子俘获)

的宇宙γ-射线流,由此估算存在于银河系星际空间中的放射性元

素 26Al (1/2  7.2×105年)的总量约为 2M⊙。

不断提供这种星际放射性元素 26Al 的天体源泉是什么类型天体?

曾是20世纪最后15年内国际关注的重大疑难问题之一。

国际理论界倾向于星际26Al来自II型超新星,新星,WR星和大质量

主序星各种模型。(26Al核合成途径通过rp过程中的Mg-Al循环)

但是,从核物理实验进展来重新审查,都存在着严重的矛盾:

Mg-Al循环关键的核反应分支比

按通常原理, 以前错误推断为10-4, 1988年实验发现为104, 相差 8 个

量级。由此断定, 新星、WR星和大质量主序星不可能是星际26Al

的主要源泉天体(彭秋和,1995)。


产生星际26Al 的SNIa模型

1995年卫星探测结果 有利于来自于超新星。在理论上,仍呈现合成

过多的27Al和44Ti的矛盾。

1992年彭秋和曾提出过一种与国际采用的rp过程不同的核合成途径:

并提出相应的SNIa型超新星抛射星际26Al的模型。

最近,北京原子能研究院姜山研究小组赴日本进行核物理实验,证

实了上述产生26Al的预言,他们己在北京建立了相应的设备,进一

步研究这个核反应。我们正在进一步合作研究(SNIa、SNII模型)。

同时, 1992年彭秋和同上海原子核研究所合作,对碳,氧核燃烧( 晚

期大质量恒星关键的两个核反应)( 12C+12C 和 16O+16O)的 核反应率

进行了研究,我们发现目前国际上迄今仍采用的这两个热核反应率

仍然是七十年代以前的外推估计值,它们分别高估了(3-4) 和 (7-10)

倍[何建华、杨锦睛、彭秋和, 1992]。这个结果必定对大质量恒星演

化和超新星理论有重要影响。近年国际上也怀疑这些核反应率。


20Na

0.446s

18Ne

1.675s

19Ne

17.3s

20Ne

18F

109.8m

19F

17F

64.5s

14O

70.6s

15O

122s

16O

18O

17O

13N

9.96m

14N

15N

12C

13C


VI I. 极端超高能宇宙线(UHECR)的天体起源问题(我的模型, 2002)


≈ 2.75

≈ 3.1


“GZK 截断 (cutoff) ”(Greisen-Zatsepin-Kuz'min, 1966)

由于γ-π产生过程

宇宙射线(CR)中, 高能(E > Ecut )的质子将严重地损失

能量, 使得高能宇宙射线的传播距离 D  50 Mpc

因此,GZK断言,宇宙射线中不会出现能量高于Ecut的

超高能粒子(质子)。

但是,观测并未呈现GZK截断。不仅如此,观测

发现,E > 1020eV的 UHECR的流量仍然相当高。


极端超高能宇宙线的能量与流量

  • E(eV) >1019 >4×1019 >1020

  • N(E) 581578

  • (Exposure: m2 s  sr (AGASA记录, 到 2000年5月)

  • N(E) ~ 24 , E > 1020 eV (直到 3·1020 eV)

  • (P.L. Biermann(2001))

  • 最高的两次超高能事件为:

  • 3.2×1020 eV (由 Fly‘s Eye 探测到)

  • 2.1×1020 eV (由 AGASA探测到)

流量: F( E>1020 eV) ~ 1 particle· (km)-2(100yr)-1

~ (1-3)×10-20 particles· cm-2sec-1 ~ 4×10-30 GeV-1 ·cm-2· sec-1


极端超高能宇宙线的天体起源是当前最令人迷茫的理论课题之一

已经提出的超高能宇宙线天体起源模型大致有:

  • ISM - SN模型: 超新星爆发抛射的能量较高的带电粒子在星际介质中被加

    速。粒子可加速到100 Z TeV (TeV =1012eV)

    b) wind - SN模型: 超新星爆发抛射的能量较高的带电粒子注入到该超新星爆发前

    的前身星的强大星风中被加速。粒子可加速到100 Z PeV 以上。 (PeV =1015eV)

    它可能对直到 3×1018 eV的各种能量的高能宇宙线都有重要贡献。

    具体加速机制为Fermi加速,激波加速和等离子体湍动加速的联合作用。

    c)射电星系的热斑模型:(Hillas, A.M., Ann. Rev. Astron. Astrophys. 22 (1984) 425; Biermann, P.L.& Strittmatter, P.A., ApJ., 322(1987)643)

    问题:距银河系50Mpc以内的有效射电星系仅有 M87 一个星系,难以说明极端超

    高能宇宙线基本各向同性的分布。为此,作者假定该射电星系的磁场达10-2gauss,

    高于通常射电星系磁场强度估计值的103倍,难以接受。

    d)新生毫秒脉冲星(高速旋转、强磁场)的高速星风被磁重联方式(类似于太阳耀斑)

    加速(Blasi et al., 2000)

    e)铁质小行星同中子星碰撞模型(C. Litwin and R. Rosner, 2001)

    以上都是Bottom-Up模型


粒子物理学模型

  • Top-Down 模型

  • 宇宙早期对称性破缺产生topological defects, superheavy relic particles, 这些粒子的衰变产生高能粒子。

  • 致命缺点: 流量太低, 而且, 不确定因素太多。

  • 高速旋转的含磁单极超巨型天体的加速机制 (Peng, 2002)

    利用大统一理论下磁单极可催化核子衰变、产生高能正电子、μ、

    π介子等。随星体高速旋转的磁场产生感应电场,它使正、负电子

    加速到非常高能量,再通过一系列粒子物理过程,产生高能质子。

    在上述感应电场作用下、继续加速到1020eV以上。

    这种模型下极端超高能宇宙线的流量可以符合观测。

    — A toy model (磁单极难以实验验证)


VIII. 太阳中微子问题与中微子振荡


太阳中微子问题

1968年, Davis 公布太阳中微子首次探测结果,发现实测中微子流量

只有理论预言值的1/3。此后30多年,太阳中微子问题成为全世界最

为关注的重大科学疑难问题之一。2001年6月,SNO 和 S-K联合探

测实验公布,才以 “中微子振荡”肯定性实验解决太阳中微子问题。


各种探测器探测结果:太阳中微子部分消失


SNO(太阳中微子探测站)关键性实验

SNO( 8B高能中微子):

S-K (8B高能中微子):

2001年6月公布实验结果:

探测实验至少表明了:电子型的高能8B中微子在穿越太阳内部物质

和日地空间的飞行过程中确实有一部分转化为μ中微子或τ中微

子。即中微子振荡现象确实存在。太阳中微子问题在原则上解决。


SNO 测量 太阳 8B 中微子的工作原理

×10+6cm -2 s-1

×10+6cm-2 s-1

探测结果:

测得的电子中微子、μ中微子、τ中微子流量为

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

Ahmad et al. Phys. Rev. Lett.89 (2002) 011302


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