高能天体物理前沿鸟瞰(下)

 中子星的质量有一个上限,其值大约在3个太阳质量左右.质量大于上限的星,引力坍缩后不能形成稳定的中子星,而将形成黑洞.黑洞是引力非常强的空间范围,其中的光也不能逃离黑洞.黑洞的可能存在,象中子星一样,也是三十年代就预言了.同样,它也是直到六十年代才受到重视,成为天体物理中最常见的名词之一.     

邮票上的物理学史(65)--天体物理学:恒星及其演化

天体物理学的研究对象,按照其尺度可以分为四个层次:行星和行星系(特别是太阳系)、恒星、星系和宇宙.天文学的历史表明,对每个层次的认识都经历了积累观测资料、归纳经验规律(数学模型)、建立理论体系(物理模型)三个阶段.这个类似三部曲的认识过程在对太阳系的认识中表现得最为典型,三部曲的每一部都有自己的主人公:第谷、开普勒和牛顿.在这个三部曲中,归纳经验规律处于重要地位,它既是观测和资料积累的目的,又是建立模型和理论的起点.下面我们将按照这一线索,介绍我们对另外三个层次的认识和有关的邮票.     

邮票上的物理学史(66)--天体物理学:恒星及其演化(续)

1967年,剑桥大学卡文迪什实验室的射电天文学家休伊什领导一个小组,研制了一台射电望远镜,以观测小角直径射电源的行星际闪烁现象.和其他射电望远镜相比,它的特点是时间分辨率达到0.1 s,能够记录快速变化的信号(当时不知道有发射快变信号的射电源,为了平滑掉噪声,普遍将接收机设计成只能接收经过几 s积分的平均信号).休伊什让他的研究生贝尔(女)负责观测和分析数据.贝尔做事是极其认真细致的.     

奇异星物理发展中的一个故事

 １９３２年查德威克发现中子后才半个月,朗道就提出了中子星的概念。两年后,Ｂａａｄｅ和Ｚｗｉｃｋｙ甚至已经正确地预言了中子星可以在超新星爆发过程中产生。而真正的观测发现却要到３０多年以后,即直到１９６７年发现脉冲星,才确认它为中子星。与此形成对照的是,１９６４年盖尔曼提出质子、中子由夸克（ｕ、ｄ）组成之后,虽然夸克星在１９６９年前后曾有人讨论过,１９７１年Ｂｏｄｍｅｒ还曾触及奇异星（这是由几乎等量的ｕ、ｄ和ｓ３种夸克组成的致密星体）,但真正的重要进展要到１９８４年,那时威滕（Ｐｈｙｓ．     

新星和超新星

 当你仰望夜空,是否为那静谧的星空所倾倒你是否为那发出淡淡蓝光的星星所陶醉。其实,星空并不安静,星光并不微弱。那看似微弱的星星内部大都正进行着剧烈的热核反应以维持自身的存在。我们的太阳,也跟它们一样在不断与死亡做斗争。可是你知道50亿年后,太阳燃料快耗尽时它的情形吗?现在就让我通过对一般恒星晚年的介绍来简单说一下太阳晚年的情形吧。一、新星有时在空中原来看不见星的地方,会突然出现一颗很亮的星。亮度在几天内迅速增加,在达到极大之后又逐渐减弱。几年或几十年后,星星会慢慢消失。这就是新星,也叫客星。它的得名源自于古时观测技术的落后。     

超新星研究的科学意义

 恒星(变星)渡过它漫长的一生到晚期临终时,不是默默无闻的,而往往要发生一次巨大的自我爆发,爆发时把大量物质抛向星际空间,释放出大量能量,而它的亮度会骤然增加几千万倍,甚至几十亿倍,随后又慢慢暗淡下去(一般用肉眼观察亮度持续时间在6个月以上)。宇宙中这种壮观无比的爆发恒星称为超新星。超新星是恒星世界中活动最剧烈的星体,也是物理学和天文学研究的重要前沿课题之一。     

“天体物理与相关物理前沿研讨会”暨“陆埮星”命名仪式在南京举行

2012年2月23日,是紫金山天文台陆埮院士八十寿诞辖鹕教煳奶ü阊Ы缤?牵头举办"天体物理与相关物理前沿"研讨会暨庆祝陆埮院士八十华诞活动。     

超新星(续)

超新星爆炸是发生在宇宙空间中极为壮观、丰富多彩和引人入胜的重要现象,涉及许多有趣的、尚待探索的物理学研究领域和天体物理学及宇宙学若干相关分支的重要应用.本文试图描述超新星现象研究在各方面的重要意义,提供基本观测事实和理论框架信息以及介绍我们正在从事的部分相关研究工作.     

锦屏深地核天体物理实验(JUNA)地面实验进展

锦屏深地核天体物理(JUNA)实验项目将利用中国锦屏深地实验室(CJPL)的良好条件,在天体物理伽莫夫能量窗口开展核天体关键反应$^{25}{\rm{Mg}}({\rm{p}},{\rm{\gamma}})^{26}{\rm{Al}}$、$^{19}{\rm{F}}({\rm{p}},\alpha)^{16}{\rm{O}}$、$^{13}{\rm{C}}(\alpha, {\rm{n}})^{16}{\rm{O}}$和$^{12}{\rm{C}}(\alpha,{\rm{\gamma}})^{16}{\rm{O}}$的直接测量,为理解恒星演化和元素起源提供新的数据。目前,已经在地面上对加速器装置、束流稳定性、靶、探测器以及电子学进行了系统的测试。地面实验内容包括高纯锗探测器效率刻度,$^{25}{\rm{Mg}}({\rm{p}}, {\rm{\gamma}})^{26}{\rm{Al}}$在304 keV的共振强度测量,$^{19}{\rm{F}}({\rm{p}}, \alpha)^{16}{\rm{O}}$的截面测量,聚乙烯作为慢化体的中子探测器的设计、加工和效率刻度,靶的设计和稳定性检测等。JUNA项目整体进展顺利,地面实验已取得一系列关键进展和初步成果。在不远的将来,JUNA项目将有序开展地下实验,完成设定目标,也将促进更广泛的国际合作,助力于天体演化中的若干重大科学问题的解决。     

恒星氦燃烧关键反应12C(α,γ)16O天体物理S因子及其反应率

恒星氦燃烧阶段3α反应和12C（α,γ）16O反应相互竞争,两者的反应率共同决定了氦燃烧结束后12C与16O的丰度比,该比值是大质量恒星后继演化以及伴随的元素核合成过程的初始条件。目前,氦燃烧12C（α,γ）16O反应起始T₉=0.2处,天体物理模型要求的反应率的精确度要低于10%,然而尚未有实验或理论给出满足要求的结果。最为直接和可靠地获取12C（α,γ）16O反应率的方法,就是尽可能往低能区测量其天体物理S因子,然后通过理论外推到感兴趣的能区。为此基于经典的R-矩阵理论,建立了适用于低能核反应的多道、多能级的约化R-矩阵理论来拟合几乎所有可用的16O系统的实验数据。配合使用协方差统计和误差传播理论,拟合外推得到了客观的、内部自恰的和唯一性好的12C（α,γ）16O反应天体物理S因子。总的外推S因子STOT（0.3 MeV）=162.7±7.3 keV·b,理论上首次给出达到恒星演化与元素核合成模型的最低要求的S因子。基于计算给出的全能区的S因子,数值积分给出了温度位于0.04 6 T₉ 6 10的12C（α,γ）16O天体物理反应率。在T₉=0.2处,推荐的反应率为（7.83 ±0.35）×10-15 cm3mol-1s-1。During stellar helium burning, the rates of 3α and the 12C(α,γ)16O reaction, in competition with one another, determine the relative abundances of 12C and 16O in a massive star. The abundance ratio is the beginning condition of the following nucleosynthesis and star evolution of massive stars, which are extremely sensitive to the rate of 12C(α,γ)16O reaction at T₉=0.2. The most direct and trustworthy way to obtain the reaction rate of the 12C(α,γ)16O reaction is to measure the S factor for that reaction to as low energy as possible, and to extrapolate to energies of astrophysical interest. Based on a new multilevel and multichannel reduced R-matrix theory for applications in nuclear astrophysics, we have obtained an accurate and self-consistent astrophysical S factor of 12C(α,γ)16O, by a global fitting for almost all available experimental data of 16O system, with the coordination of covariance statistics and error-propagation theory. The extrapolated S factor of 12C(α,γ)16O was obtained with a recommended value STOT (0.3 MeV)=162.7±7.3 keV·b. And the reaction rates of 12C(α,γ)16O for stellar temperatures between 0.04 6 T₉ 6 10 are provided. At T₉=0.2, the reaction rate is (7.83 ±0.35)×10-15 cm3mol-1s-1, where stellar helium burning occurs.