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一 元素的起源 二 相关的科研工作 －叠加与分解方法在核天体物理中的应用 三 物理学院天体物理学科简介 葱头模型 Figure 8.18 Schematic structure of a supernova progenitor star. 引言：AGB星及其热脉冲 ●40年代，人们在研究球状星团的HR 图时，发现在红 巨星支（RGB ）附近存在着另外一个分支。它们在赫 罗（HR ）图上与红巨星分支很靠近，被称作渐进巨星 支（Asymptotic Giant Branch ），或简称AGB星。 ●中、小质量恒星（0.5-8M⊙），当它们核心内的氦基 本燃尽之后，其核心收缩成为具有通常白矮星大小一样 的致密的碳、氧简并核，在它的外面通常形成双燃烧壳 层：由内向外分别有氦燃烧壳层与氢燃烧壳层。这时恒 星进入AGB演化阶段，成为一颗AGB星。随着燃烧的 进行（C-O核心质量增大）它们逐渐向外推移。 ●当它的氢燃烧壳层向外推移到相当程度时，壳层氢燃 烧会熄灭，星体表面将停止膨胀而转向收缩，由于氦燃 烧（3 α反应）产能率对温度的极其敏感性（产能率同 温度的40次方成正比），它的温度与产生的光度都急剧 上升，不仅将外围邻近的氢包层底部已经熄灭的壳层氢 燃烧再度点燃，而且它将使整个大气包层急剧地向外膨 胀。这种周而复始几乎循环的过程称为热脉冲。这时的 恒星处于AGB星的热脉冲阶段（简记为TP －AGB ）。 ●一旦热脉冲振幅增长到足够大，热脉冲过程中氦燃烧 壳层与外部包层巨大的温度梯度导致内外物质急剧对 流，它产生在观测上最重要的影响： 12 将内部壳层氦燃烧中核燃烧产物： C和在氦燃烧壳 层中通过慢中子俘获过程（s-过程）合成的重元素借助 物质对流带到恒星表面（称为的“第三次挖掘”），使得 人们可以观测到大量的富碳以及重元素超丰的红巨星 （例：MS,S,R型星和碳星）。 13 ●这种内外混合将使氢燃烧壳层中产生的 C不断地进 入到内部的氦燃烧壳层中去，通过核反应 13C （α，n ） 16O 过程所需要的重要中子源。 ●TP －AGB星在最后几次热脉冲时，由于星体大气包 层膨胀幅度太大，以至于星体自身引力不可能将它们 再拉回而呈现为AGB星大量抛射物质，物质损失率可 达10-4 M⊙/年。 最后一次热脉冲将把星体包层全部剥光，只呈露 中心的白矮星。 重元素核合成理论 重元素是指比铁族元素还重的元素（Ａ＞60 ）。 1957年，Burbidge，Burbidge,Fowler,Hoyle等人 （B2FH理论）在核天体物理方面作出了开创性的工 作：中子俘获在重元素核合成方面起主导作用。中 子俘获有两种不同的、彼此独立的过程：r- （快中 子俘获）过程和s- （慢中子俘获）过程。 r-过程主要发生在爆炸的天体物理环境中，如超新 星爆发； s-过程发生的场合则是AGB星热脉冲阶段的He燃烧 壳层 在r-过程和s-过程中，种子核俘获中子形成重元素。 种子核主要是56Fe 。 13 16 ●假定恒星内有中子源（如 C （α, ｎ） O ），则这 些中子的热运动将导致中子俘获过程的发生。设原子核 （Z ，A ）稳定（不发生β衰变），则中子俘获过程为： （Z, A ）＋n→（Z, A+1 ）+ γ 若（Z, A+1 ）也稳定,则继续俘获中子: （Z, A+1 ）＋n→（Z, A+2 ）+ γ 若（Z，A ＋2 ）不稳定，则有两种可能： 1 β-衰变,平均寿命为τβ， τβ在1m～10yr之间; 9 2 继续吸收中子,特征时标为τ , τ ～10 /n