Stars III. Stellar Evolution

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, ， （仅需了解简并 压不依赖于温度； Chandra 极限概念）， （仅需了解 “ 探照灯 ” 模型原理）， ， 4.5 （需了解引力红移）

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.

In units of 10^6 years

Free-fall timescale Maoz p.32

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.

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·M Θ : 9.0E9 yrs 2.2 · M Θ : 5.0E8 yrs 15 · M Θ : 1E7 yrs GB (5-6) life-times: 1.0 · M Θ : 1.0E9 yrs 2.2 · M Θ : 3.8E7 yrs 15 · M Θ : 1.5E6 yrs (6-10) Iben 1967, ARAA

Schematically Overview

The evolutionary end points of stars with different masses shown as a function of central density 电子简并压 中子简并压 BH

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（ pp  CNO), 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

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

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。

大质量的恒星演化 >10M ʘ 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。

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。

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。

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 g cm -3 。 巨大的引力能被壳层吸收产生核塌缩型超新星。

超新星爆发的能源引力能。在整个塌缩过程中引力能 释放， 白矮星到中子星 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 个, 每个 ~30MeV) ，只要 一小部分被壳吸收, 就足够的能量抛出壳层：

超新星辐射的能量： 壳的动能 SN 1987A 测量到高能的中微子辐射， 20 个中微子 ~30MeV

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

stellar evolution: Summary

Homework: Textbook of D. Maoz, P.108, 1, 9,10