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StarsIII. Stellar Evolution
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内容要求• 鉴于本科生同学未预修《量子力学》、《统
计力学》和《广义相对论》,如下章节仅作为选修内容:
Sections 4.2.1, 4.2.2 , 4.2.3 (仅需了解简并压不依赖于温度; Chandra 极限概念),
4.4.2 (仅需了解“探照灯”模型原理), 4.4.3 , 4.5 (需了解引力红移)
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Three kinds of timescales
• The nuclear timescale how long it takes the reservoir of nuclear energy in the
star to be released. (see last section) [main sequence]
• Kelvin-Helmholtz timescale (or thermal timescale) how long it takes for thermal energy produced in the
center of the star to work its way out via energy transport; or how long the energy release lasts from gravitational contraction. (see last section)
• The free-fall timescale (or dynamical timescale) how quickly the star mechanically adjusts to changes.
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In units of 10^6 years
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Free-fall timescaleMaoz p.32
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Post-MS evolution
The formation and subsequent collapse of condensations in the ISM, the contraction of protostars towards the MS will be discussed in Section IV.
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Evolutionary paths in the HRD up to the point where He burning sets in. The shade of the line segments indicates the time spent in the corresponding phases.
MS (1-3) life-times:1.0·MΘ: 9.0E9 yrs
2.2·MΘ: 5.0E8 yrs
15·MΘ: 1E7 yrs
GB (5-6) life-times:1.0·MΘ: 1.0E9 yrs
2.2·MΘ: 3.8E7 yrs
15·MΘ: 1.5E6 yrs (6-10)
Iben 1967,ARAA
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Schematically Overview
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The evolutionary end points of stars with differentmasses shown as a function of central density
电子简并压
中子简并压
BH
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随着核收缩,核心温度和密度迅速提高,核外包层的温度也将提高,核合成反应率相应提高( ppCNO), 物质向外推。恒星半径迅速增大,壳温度降低,外壳对流主导。随着半径的增大恒星的对流层不断向内扩张— Hayashi 线—红巨星支。
Red giant phase
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He 燃烧 :
大质量星, He 核不简并, He 燃烧在流体静力平衡条件下进行。
小质量, He 核简并, He flash, 40% 核在几秒钟燃烧,直到简并被破坏。主要燃烧对温度很敏感但简并压对温度不敏感,不稳定,不膨胀,温度上升,核燃烧 runaway.
Horizontal branch
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AGB (asymptotic giant branch ) phase
在中心 He 燃烧结束后,中心 C-O 核,外面有 He 燃烧包层和H 燃烧包层, C-O 的核外温度升高,反应加快,光度升高,外壳膨胀,有效温度降低,外壳全对流。 Hayashi 线更高光度短, 超巨星。随着壳层的温度的进一步降低,形成分子甚至尘埃,在辐射的作用下,强的物质损失的风。
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大质量的恒星演化
>10Mʘ 的恒星演化特点:1.在形成 Fe 核前,核心电子非简并,核合成平稳进
行2.光度接近于 Eddington 光度,整个演化过程光度
变化不大。在 HR 图上水平方向上来回,在核心核燃烧阶段慢,在壳燃烧阶段快,中心收缩加热,壳膨胀,有效温度降低;核心核合成快,中心热,壳收缩。
3.在整个演化过程中,包括主序质量损失重要。质量损失没有很好理解,大质量恒星演化主要不确定性。
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大质量恒星的在核心氦燃烧结束后紧接着 C 燃烧,包层 He 燃烧 . 在中心 C 燃烧结束后, O 燃烧, C 在壳燃烧, He 燃烧在更外层… ;类似洋葱的结构。
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重元素燃烧开展很快 :1) 核产能率低, 2) 温度高中微子损失重要。
形成 Fe 核之后,中心的核燃烧结束,没有能量来源,电子简并,当 Fe 核质量超过 Chandrasehkar质量(1.46M)时,核塌缩。
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二类过程使塌缩过程加快: Maoz p.83
a. 重元素的电子俘获( neutronization );
b. 简并压强对温度不敏感,温度升高到一定程度,Fe 光离解吸收能量 (photodisintegration) 。
和部分电离区类似, , 压强上升没法抗衡引力,进一步塌缩。随着密度增高,核电子俘获中子化过程重要,吸热,粒子数目减少,压强进一步降低。直到中心密度高到中子简并压支持引力:密度 1015g cm-3 。
巨大的引力能被壳层吸收产生核塌缩型超新星。
56 413 4 (-100MeV)Fe He n
a 4 / 3
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超新星爆发的能源引力能。在整个塌缩过程中引力能释放,
1.5
0.01 20kmc
c c
M M
R R R
白矮星到中子星
253
gravE 3 10 ergc
c
GM
R
52nuclE 7Mev 2 10 ergc
H
M
m
其中核反应吸收的能量
其余的能量大部分以中微子的形式从核辐射出来( 中子化过程会产生中微子 1057 个 ,每个 ~30MeV) ,只要一小部分被壳吸收 ,就足够的能量抛出壳层:
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超新星辐射的能量:
51shell,bind
( )E 5 10 ergc c
c
GM M M
R
51radE 3 10 ergSN SNL
壳的动能 2 52
kin
1E 10 erg
2 envcM M v
10MM
SN 1987A测量到高能的中微子辐射, 20 个中微子 ~30MeV
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A note: 引力红移• 牛顿引力下的引力红移(弱场)• 广义相对论下的引力红移
Maoz, p.97
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stellar evolution: Summary
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Homework: Textbook of D. Maoz, P.108, 1, 9,10