小质量恒星的演化.ppt

白矮星的质量—半径关系 与主序星迥然不同 压力（非相对论） dP/dR ~ P/R ~ρ5/3/R ~ M5/3/R6 引力 g~ρM/R2~ M2/R5 白矮星质量越大，其半径越小 ! R/RSun = (M/MSun)0.8 质量增加，引力增加比简并压力增加快 随着白矮星质量增大，其半径减小，电子被积压在更小的空间内，简并电子气运动变成相对论性的 → 当质量增大，引力比压力增大得更快 → 白矮星质量上限（引力 压力） 对He白矮星， Mch≈1.44 M⊙ 对C / O白矮星，Mch≈1.4 M⊙ g ~ρM/R2~ M2/R5 钱德拉塞卡Chandrasekhar极限质量 dP/dR ~ρ4/3/R ~ M4/3/R6 1932，朗道预言，1935 钱德拉塞卡计算 1983诺贝尔物理学奖 3。小质量双星的演化 小质量恒星演化最明显复杂性来自于双星系统 同为主序恒星时，双星的相互影响可能很小 质量较大恒星先离开主序膨胀，其外层物质能够穿越界定双星各自引力范围的分界线而流入质量较小伴星，并加快其演化 质量较大恒星首先演化为白矮星，与质量较小恒星组成一个由白矮星和“正常恒星”组成的双星系统 质量较小恒星也离开主序而膨胀，其物质又返流到白矮星（原质量较大恒星） 3.1 激变变星 Cataclysmic Variables (CVs) 白矮星与（演化的）恒星[红巨星]构成的相接双星 白矮星通过吸积伴星的物质产生紫外和X射线辐射（吸积盘辐射） 在密近双星中，伴星充满洛希（Roche）瓣进行物质交流 3.2 新星 Novae 白矮星通过吸积盘源源不断地吸积伴星物质，富氢物质堆积在白矮星表面，形成一个H的包层或“海洋”。当其温度上升到氢能燃烧时就导致吸积白矮星表面的失控热核反应 (H?He)，即产生新星 激变变星是新星的前身星progenitor 新星：白矮星表面爆发性的氢燃烧 尽管只观测到许多激变变星的一次新星爆发，但其一生中可能会经历多次新星爆发 对于一个激变变星系统，新星再发周期~105 年 银河系每年产生约 50 颗新星，但由于星际消光每年发现仅 2-3 颗新星 新星的观测特征 在几天到几星期内亮度增加致其视星等减小7-16星等，然后缓慢下降，经几个月或几年回复到原先状态 辐射主要在光学和紫外波段 爆发时的能量释放率 ~ 1045-1046 erg s-1 抛射约10-5-10-3 M⊙ 的物质，抛射物质速度~100-5000 kms-1 光变曲线 Nova Herculis 武仙座1934 爆发时星等为3m ? 两个月后星等为12m ? 40年后向外抛射物质的半径达0.05光年 Nova Cygni 天鹅座1975 爆发时星等为2m ? 爆发后降为15m ? The ejected envelope is visible as a limb-brightened shell expanding away from the binary at speeds of a few hundred to a few 103 km/s Nova Cygni 1992 (HST) 双星 再发新星（recurrent novae） 观测到不止一次类似新星爆发的激变变星 典型的爆发间隔约10-100年（观测到的！） 同心圆knots T Pyxidis (罗盘座) 新星爆发间隔约20年 当吸积白矮星的质量达到钱德拉塞卡（~1.4太阳质量）极限，白矮星开始坍缩升温，内部C和O的爆燃产生Ni-56?衰变产能 整个星体被炸光，释放巨大能量，其残骸以~104 kms-1的速度向外膨胀 超新星爆发的极大光度达~3×109L⊙ 两颗白矮星并合?（1个）超亮Ia SN？ 3.3 Ia 型超新星 Type Ia supernova (SN) 热核爆炸超新星 Ia 型超新星又称（吸积白矮星的）热核爆炸超新星 Ia 超新星爆发所释放的能量相当于太阳在100亿年主序生涯中所发能量之和的100倍 短时间内光度可达太阳的100亿倍，可能亮过其所在星系本身 类似银河系大小的星系大约每100年发生一次Ia型超新星爆发 Type Ia Supernova 1994D in NGC 4526 SN1998aq in NGC3982, Ia, 18.4mag SN1998bu in NGC3368, Ia, 13mag Ia 型超新星光变曲线的特征 超新星爆后大约20天光度达到最大值 然后光度开始衰减： 大约第一个月快速衰减：Ni-56(? Co-56) 衰变率； 然后缓慢衰减：Co-56 (?Fe-56) 衰变率 产生了宇宙中的大部分铁 测量遥远宇宙距离！ HB星和主序星的比较 HB恒星非常类似于主序恒星（结构、行为） M