12. Deaths of Stars

The Deaths of Stars
恆 星 的 衰 亡

最 低 質 量 ( < 0.4 M ⊙ ) 恆 星 ( 紅 矮
星 ), 結 構 上 大 規 模 對 流
離 開 主 序 時 , 氫 元 素 幾 乎 全 部
用 罄 , 不 會 演 化 成 巨 星
星 體 冷 卻 , 成 為 黑 矮 星
這 種 恆 星 壽 命 非 常 長 , 比 宇 宙 現 在 年
齡 還 長 , 意 思 是 黑 矮 星 都 還 沒 死 !

低 質 量 (0.4 to 8 M ⊙ ) 恆 星 晚 年
helium shell fusion
Hydrogen shell fusion

低 質 量 (0.4 to 8 M ⊙ ) 恆 星 晚 年 II
• 低 質 量 水 平 分 支 的 巨 星 , 其 核 心 溫 度 可 約 2
億 K, 不 足 以 點 燃 需 要 6 億 K 的 碳 與 氧 的
融 合 反 應 carbon-oxygen core
• 氦 氣 殼 層 融 合 星 體 再 次 膨 脹 。 由 於 有 兩
層 融 合 反 應 , 這 次 體 積 變 得 更 大 , 成 為
asymptotic giant branch (AGB) star
• 一 顆 8 倍 太 陽 質 量 的 AGB 星 , 其 大 小 有 如
火 星 軌 道 , 光 度 達 10 4 L ⊙
• AGB 之 後 , 星 球 成 為 超 巨 星 (supergiant)

Luminosity (L ( )
1. The star shines by
shell hydrogen fusion:
The inert core shrinks
and the outer layers
expand.
3. Core helium fusion
begins with the helium
flash (*).
Horizontal
branch
Redgiant
branch
2. Luminosity increases and
surface temperature decreases,
so the star moves up and to the
right on the H-R diagram (along
the red-giant branch).
Surface temperature (K)
Before the helium flash: A red-giant star

Luminosity (L ( )
4. The star now shines by shell hydrogen
fusion and core helium fusion: The core
expands and the outer layers shrink.
6. Eventually all of the
core helium is used up
Horizontal
branch
5. Luminosity decreases and surface
temperature increases, so the star
moves down and to the left on the H-R
diagram (into the horizontal branch).
Surface temperature (K)
After the helium flash: A horizontal-branch star

7. The star now shines by
shell hydrogen fusion and
shell helium fusion: The
core shrinks and the outer
layers expand.
Horizontal
branch
9. Eventually the star
sheds its outer layers
to form a planetary
nebula.
8. Luminosity increases and surface
temperature decreases, so the star
moves up and to the right on the H-R
diagram (along the asymptotic giant
branch).
Surface temperature (K)
After core helium fusion ends: An AGB star

低 質 量 (0.4 to 8 M ⊙ ) 恆 星 晚 年 III
• Triple-alpha process 對 溫 度 很 敏 感 (e.g., PP
chain rate T 4 ; triple-α T 40 ), 只 要 溫 度 升 高 一
點 , 融 合 速 率 便 急 遽 加 快 一 系 列 的 helium
shell flash (cf 之 前 在 核 心 的 helium flash)
thermal pulses
• 最 後 超 巨 星 外 圍 膨 脹 , 溫 度 下 降 , 電 子 與 離
子 復 合 (recombine), 放 出 光 子 , 加 上 殼 層 氦
閃 發 出 的 光 子 , 光 壓 造 成 物 質 向 外 噴 發 , 冷
卻 而 凝 固 成 塵 埃 。 中 心 熾 熱 星 體 發 光 紫 外 線
游 離 周 圍 氣 體 , 使 其 發 光 , 成 為 行 星 狀 星 雲
(planetary nebula) HR 圖 上 向 左 移 動

• 低 質 量 恆 星 的 外 圍 噴 發 出 行 星 狀 星 雲 , 核 心
則 演 化 成 白 矮 星 。
• 白 矮 星 以 電 子 簡 併 壓 力 平 衡 萬 有 引 力
• 質 量 ( 萬 有 引 力 ) 的 上 限 稱 為
Chandrasekhar limit ( 錢 氏 極 限 ) ~1.4 M ⊙
• 白 矮 星 的 密 度 達 10 9 kg/m 3
• 超 過 此 極 限 , 連 電 子 簡 併 壓 力
也 無 法 抵 擋 引 力 , 核 心 會
繼 續 塌 縮
• Subrahmanyan Chandrasekhar ,
1990 Nobel Prize winner

天 狼 星 (Sirius) 的 伴 星 是 顆 白 矮 星 。
Sirius A (11,000 K), Sirius B (30,000 K)

電 子 簡 併 壓 力 白 矮 星 質 量 越 大 , 直 徑 越 小

Nova ( 新 星 ) close binary containing a white
dwarf. The ordinary companion star fills its
Roche lobe so deposits fresh H onto the WD.

Nova Herculis 1934 during explosion
(magnitude -3 mag) and 2 months later
(magnitude +12)

Luminosity (L ( )
7. Sun’s age: about
50,000 years older
than Stage 5
6.PN
5. Sun’s age:
12.365 billion years
4. 2nd RG
Age 12.32 Gyr
8. White Dwarf
Age ~100,000 years
older than Stage 7
Sun is
horizontalbranch
star
Sun becomes
a red giant
3. He Flash
12.23 Gyr
1. Today MS
Sun’s age: 4.56
billion years
2. Red Giant
Age 12 Gyr
Surface temperature (K)

中 質 量 (8 to 25 M ⊙ ) 與
大 質 量 (>25 M ⊙ ) 恆 星 晚 年
• 核 心 消 耗 速 度 快 , 收 縮 快 , 點 燃 下 一 級 核 反 應
劇 烈
• 核 心 萬 有 引 力 強 , 連 擠 壓 原 子 的 力 量 都 撐 不 住
原 來 貼 靠 在 原 子 核 外 面 的 電 子 被 擠 進 原 子 核 ,
結 合 成 中 子 ( 中 子 簡 併 狀 態 )
中 子 星 (neutron star)
• 劇 烈 收 縮 造 成 強 力 反 彈 , 把 外 層 爆 發 開
超 新 星 爆 發 (supernova explosion)
• 爆 發 期 間 , 比 整 個 銀 河 系 還 要 明 亮

例 如 Betelgeuse 每 年
損 失 1.7 x 10 -7 M ⊙ ,
物 質 以 10 km/s 速 率
噴 出 , 環 繞 在 星 球 周
圍 達 1/3 光 年 。
超 巨 星 有 強 烈 恆 星 風

中 、 大 質 量 恆 星 演 化 晚 期 結 構
• 外 層 成 為 超 巨 星 , 直 徑 相 當 於 木 星 軌 道
• 核 心 大 小 約 如 地 球 , 有 層 層 核 反 應 (cf 洋 蔥 )

下 一 級 核 融 合 反 應 越 來 越 快 矽 核 融 合 鐵 元 素
鐵 原 子 核 當 中 的 質 子 與 中 子 已 經 縮 得 很 緊 , 進
一 步 核 融 合 無 法 再 釋 放 能 量 鐵 核 塌 縮
(D~3000 km, collapses in 0.1 s)
10 seconds

鐵 核 塌 縮 溫 度 達 5 billion K, 極 高 能 量 的
gamma-ray 光 子 將 鐵 原 子 核 光 分 解
(photodisintegration)
恆 星 花 了 數 百 萬 年 在 主 序 上 , 將 氫 、 氦 融 合 成
鐵 , 然 後 在 不 到 一 秒 內 , 又 將 鐵 元 素 分 解 成 質
子 、 中 子 與 電 子 !
核 心 密 度 急 速 增 大 , 在 塌 縮 後 1/4 秒 , 密 度 達
4 x 10 17 kg/m 3 ( 原 子 核 的 密 度 ), 電 子 與 質 子 結
合 成 中 子 , 放 出 大 量 微 中 子 (neutrinos)。 中 子 簡
併 壓 力 抗 拒 塌 縮
核 心 反 彈 (core bounce)! 超 新 星

位 於 金 牛 座 方 向 的 蟹 狀 星 雲 (Crab Nebula), 距
離 我 們 6000 光 年 , 源 於 AD1054 年 超 新 星 爆 發
( 當 時 中 國 天 官 記 錄 有 詳 細
記 載 , 故 稱 「 中 國 超 新 星 」。
星 雲 本 身 大 小 約 7 光 年 x10 光 年 ,
以 每 秒 1500 公 里 速 率 向 外 膨 脹
西 元 1054 年 七 月 ( 宋
仁 宗 至 和 元 年 五 月 )
金 牛 座 超 新 星 爆 炸 ,
據 記 載 最 明 亮 時 相 當
於 太 白 ( 金 ) 星 的 光
芒 , 長 達 23 天 在 白 天
可 見 , 直 到 1056 年 四
月 ( 宋 嘉 祐 元 年 三 月 )
肉 眼 才 看 不 見 。
http://www.phys.ncku.edu.tw/~astrolab/e_book/history_c/captions/guest_star.html

Gum Nebula
是 全 天 空 最 大
的 超 新 星 遺 骸 ,
來 自 11,000 年
前 的 超 新 星 爆
發 。
Gum Nebula 直 徑 超 過 2300 光 年 , 跨 越 天 空
60 度 , 離 我 們 最 近 的 部 分 只 有 300 光 年

Cassiopeia A 超 新 星 遺 骸 , 離 我 們 10,000 光 年 。
地 球 應 該 於 300 年 偵 測 到 爆 發 事 件 , 但 歷 史 並
無 記 載
X 射 線 影 像
電 波 影 像

歷 史 上 的 超 新 星
• (200 萬 年 前 OB association in Scorpius-
Centaurus, 當 時 離 地 球 < 150 光 年 , 曾 發 生
超 新 星 爆 發 )
• 1054AD 中 國 超 新 星
• 1572 Tycho supernova
• 1604 Kepler supernova
• 下 一 個 ?
Chandra SN1604
Chandra SN1572

SN 1987A 位 於 銀 河 系 鄰 近 的 星 系 Large
Magellanic Cloud 當 中 , 原 來 是 不 起 眼 的 星
體 , 於 1987 年 2 月 爆 發 時 耀 眼 異 常

Image and text copyright © Akira Fujii
王 為 豪 拍 攝
http://www.astrographics.com/GalleryPrintsIndex/GP1614.html

The Expanding Crab Nebula
1973 to 2001

超 新 星 的 種 類
• 單 一 大 質 量 恆 星 衰 亡 後 , 核 心 變 成 超 新 星
Type II supernovae
• 光 譜 裡 有 明 顯 氫 線
• 最 亮 時 達 絕 對 星 等 -17 等 , 光 度 變 暗 有 急 緩
• Semi-detached 雙 星 系 統 中 白 矮 星 可 能 藉 由
吸 積 伴 星 物 質 , 造 成 核 心 碳 融 合 , 而 引 發
超 新 星 爆 發
Type Ia supernovae
• 光 譜 裡 沒 有 氫 線
• 最 亮 達 M~ -19 等 , 之 後 緩 緩 (1 年 ) 變 暗

Supernova Type I Type II
來 源
光 譜
接 近 Chandrasekhar
極 限 的 白 矮 星 吸 積
老 年 恆 星 附 近
沒 有 氫 氣 , 有 很 多
其 他 元 素 譜 線
大 質 量 恆 星 演 化
的 結 果
年 輕 恆 星 附 近
主 要 為 氫 氣
極 亮 星 等 -19 to -20 -17
全 部 爆 發 能 量 5 x 10 43 joules 10 44 joules
噴 發 出 的 質 量 0.5 M ⊙ 5 M ⊙
噴 發 速 率 10,000 km/s 5,000 km/s

超 新 星 爆 發 的 能 量 來 源
• 以 一 個 1.4 M ⊙ ,R=15 km 的 星 體 為 例
( 也 就 是 中 子 星 ) 塌 縮 成 R~0 km
• E grav = GM/R = 6.6 x -11 N m 2 /kg 2 x (1.4 x
2 x 10 30 kg) 2 / 15 x 10 3 m = 4 x 10 46 joules
• So, sufficient to power a SN.

發 現 超 新 星 ──
比 對 星 系 影 像
超 新 星 爆 發 早 期 光 譜 (Filippenko 1997, ARAA 35, 309)
Useful web reference
http://www.arikah.com/encyclopedia/Supernova

• Ia 型 超 新 星 能 量 來 自 核 融 合 , 爆 發 產 生
多 種 radioactive isotopes , e.g., nickel 衰 變
成 cobalt
• 目 前 已 經 觀 測 到 ( 別 的 星 系 中 ) 超 過 幾
千 顆 超 新 星
• 銀 河 系 當 中 應 該 每 36 年 有 顆 Type Ia SN,
每 44 年 有 顆 Type II SN
• 那 麼 每 個 世 紀 應 該 有 約 5 顆 超 新 星 才 對 …
Q: 為 什 麼 沒 有 看 到 那 麼 多 呢 ?