《超新星爆发》PPT课件

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1、超新星爆发彭秋和(南京大学天文系)历史上的超新星爆发时间(AD)光度极大星等发现者遗迹185?-8中国天文学家RCW86393-1中国天文学家837?-8?中国天文学家IC4431006-10中/阿天文学家SN10061054-5中/日天文学家CrabNebula1181-1中/日天文学家3C581572-4TychoBraheTycho1604-3KeplerKepler16805?JohnlamsteedCasA1987+2.9IanSheltonSN1987A1054超新星遗迹---蟹状

2、星云(Crab)及其脉冲星(PSR0531)近代超新星研究的序幕1934年Baade&Zwicky在对河外星系的超新星进行系统地观测研究的基础上，在1/3页的短论文中提出了四个完全崭新的重要预言，它不仅正式提出中子星的观念,而且创见性地以超新星为枢纽把它同恒星死亡、中子星、高能宇宙线的起源联系起来。恒星死亡超新星爆发中子星超新星爆发高能宇宙线的起源1942年Gamow利用Urca过程机制来探讨大质量恒星晚期核心坍缩的可能性1960年丘宏义等人首先研究大质量恒星内正负电子对湮灭发射中微子对过

3、程并提出它可能导致超新星爆发。这实际拉开了现代高能天体物理理论研究的序幕。1966年Colgate从流体动力学出发,首次从解析角度探讨了超新星核心坍缩的动力学过程。正式拉开了现代超新星研究的序幕超新星分类与观测特征超新星分类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)超新星分类(2)SN:按照光谱与光变曲线形状的特征来分类I型（Ia,Ib/Ic）—无H线；II型—有H线超新星的观测特征A)光谱光谱H/无H(光极大)SNIISNI光变曲线形状S

4、i(SiII6355,吸收线)/无Si(He线很弱)IILIIPSN1987ASN1987KHe(5876,吸收线)/无HeIaIbIc晚期(6个月以后)光谱:H/无HSNIISNIO/HO/无OSN1987KIb,IcIa(H,O,Ca)(H,Ca)(O,Ca)(Fe,Co)光谱观测的推论1.SNI(a,b,c)爆发前后恒星物质基本上不含氢。其前身星或者为白矮星、或者为WR(Wolf–Rayet)星。(WR星:M主序>30M⊙,Tc(7-9)107K强大星风将氢大气包层(甚至氦包层)全

5、部吹掉)2.SNIa大气中He含量很低。但(外层大气中)Si元素不少。3.SNIb大气中主要成分是He4.SNII爆前恒星外层以H为主,其次为氧(O)。5.SNII+SNIb+SNIc产生大量的氧,而SNIa几乎不产生氧6.SNIa爆炸过程中核合成最后产生并向外抛射大量的FeM(Fe)~(0.6-1.25)M⊙/SNIa但SNII、SNIb、SNIc抛向太空的Fe很少M(Fe)~0.1M⊙/SNIIB)光变曲线光变曲线尾巴衰减规律:Lexp{-t/}放射性元素能源<>~64d(SNI)~

6、90d(SNII-L)~145d(SNII-P)56Ni56Co56Fei8.8d114d1/26.8d77.8d伴随-ray:0.847MeV(99.96%)1.238MeVSN1987A:从光变曲线尾巴的拟合0.075M⊙(56Ni)500天以后:56Co+57Co(1/2=271d)(:0.122MeV(85.6%),0.136MeV)800天以后:44Ti(1/2=4.7年)C)空间分布SNIaSNIbSNII旋涡星系和椭园只出现在旋涡星系或不规则星系星系内均有同恒星

7、形成区(HII区)相联系在旋涡星系中，同旋臂明显相关同旋臂不相关前身星(同光谱特征相结合的推论)双星系统中WR星较大质量主序星吸积白矮星M主序>30M⊙8~104Km/sSNIa:Vmax>104Km/sSNII:一般:Vmax~104Km/sSN1987A:Vmax~3×104Km/s(引力)束缚能:EB~(0.5–1.0)×1051ergs(对各类超新

8、星)爆发总能量:SNIa:E总=Er+EK+EB~1051ergsSNII:中微子暴:E~1053ergs(SN1987A)(核心坍缩成中子星)E总~1053ergsE)爆发频率银河系内肉眼可见超新星爆发频率:q肉眼~1/(400年)(由于银河系内星际介质挡光，绝大多数超新星肉眼看不见)各种统计方法推论q总~(1/25–1/30)年-1SNIa爆发频率:1990年以前认为:qSNIa~qSNII难以克服的矛盾:由M(56Fe)~(0.6–1.25)M⊙/SNIaM(56Fe)<0.1M⊙/