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1、1什么是恒星？恒星：由炽热气体组成的、能自身发光的球状或类球状天体。A star can be defined as a body that satisfies two conditions:(a)it is bound by self-gravity;(b)it radiates energy supplied by an internal source.第1页/共40页2典型的恒星参数范围参数参数太阳太阳恒星恒星半径半径R =7 10 8 m10 2 10 2 R 质量质量M =2 10 30 kg10 1 10 2 M 优秀温度优秀温度（Teff）Teff,=5770 K10 3 10
2、5 K光亮度光亮度（Luminosity）L =3.810 26 W105 106 L 化学成分化学成分Z =0.02 103 5 Z 第2页/共40页3太阳是及其普通的一颗恒星 太阳在我们的生命中扮演着非常关键的角色:核反应 能量+气候(季节)生活;合成元素(C,O,N)在空气中和我们人类的身体里都可以找到第3页/共40页41 恒星的光度Inverse Square Law of Light光度L(luminosity)：单位时间内辐射的总能量，是恒星的固有量(总的辐射功率)。亮度F(brightness)：在地球上单位时间单位面积接收到的恒星的辐射量。L=4pR2 F,F L R-2 视亮
3、度的大小取决于三个因素：天体的光度 天体离我们的距离 星际物质对辐射的吸收和散射 第4页/共40页 视星等视星等m(apparent magnitude)定义o古希腊天文学家Hipparcos(喜帕恰斯)在公元前150年左右首先创立的表征恒星亮度的系统（1等星-6等星）。o星等值越大，视亮度越低。o天文学家在此基础上建立了星等系统。星等差1等，其亮度差2.512倍，星等相差5等的天体亮度相差100倍。星等分别为m1和m2的恒星亮度之比为：F1/F2=10-0.4(m1-m2)。第5页/共40页6-26.8-12.5-4.4-1.561830Hubble,Keck Limit第6页/共40页71
4、）有效温度(The Effective Stellar Temperature)恒星的光球辐射近似可看为绝对黑体辐射，利用Stefan-Boltzmann 公式确定的温度为恒星的有效温度。单位面积黑体辐射的功率 FT 4 总的黑体辐射的功率 L=4pR 2 T 4 其中Stefan-Boltzmann常数 5.6710-5 erg cm-2s-1 K-4 第7页/共40页8Oh,Be A Fine Guy(Girl),Kiss Me!按照恒星光谱中最为明显的吸收线的类型（物理原因），通常把恒星划分为7种主要的光谱类型。早型星晚型星中型星恒星的光谱型恒星的光谱型第8页/共40页9光谱型 表面温度
5、(K)颜色 特征谱线 O 25,000蓝紫强电离He线，重元素多次电离线，无氢线。B11,000 25,000蓝白中性He线，重元素一次电离线，很弱的H线A7,50011,000白强H线，重元素一次电离线（如 Ca+）F6,000 7,000黄白重元素一次电离线，弱H线和中性金属线G5,000 6,000黄强重元素一次电离线，中性金属线K3,500 5,000红橙强中性金属线，重元素一次电离线M 60 M）的恒星动力学不稳定，质量太小（0.08 M）的恒星无法点燃氢燃烧。恒星的质量分布恒星的质量分布第10页/共40页11根据体积的大小可以把恒星分成以下几类：超巨星：R 100-1000 R巨
6、星：R 10-100 R矮 星：R R中子星：R 105R 唯一准确知道的恒星半径是太阳半径：(6.95980.0007)105 km恒星的分类恒星的分类(按体积按体积)(大角星)(织女星)(木星)(五车二)(鲸鱼星)参宿四(猎户座a a星)第11页/共40页121.2 赫罗图为什么想到要做赫罗图？1.由观测能够确定出的恒星的两个最基本的内禀性质为恒星的光度 L 和恒星的有效温度。2.由黑体谱所满足的Stefan-Boltzmann 定律有 L=4pR2s T 4 因为恒星的寿命远远大于人类一生的寿命，人们也不得不从大量的恒星样品中进行统计分析，给出恒星演化的某些重要信息。第12页/共40页1
7、3丹麦天文学家E.Hertzsprung(赫茨普伦)和美国天文学家H.R.Russell(罗素)创制了恒星光度-温度分布图。LT恒星的分布？赫罗图的横坐标也可用恒星的光谱型、色指数；纵坐标也可用恒星的绝对星等表示。Ejnar Hertzsprung(1873-1967)Henry Norris Russell(1877-1957)第13页/共40页恒星在赫罗图上的分布特征恒星在赫罗图上的分布特征主序星白矮星红巨星蓝超巨星太阳附近：90%主序星 9%白矮星 1%红巨星第14页/共40页 赫罗图上的等半径线（L=4p pR2s s T 4）MM2.5 log(L/L)5 log(R/R)10 lo
8、g(T/T)即log(R/R)8.470.2 M2 log T 超巨星巨星半径R主序星白矮星第15页/共40页恒星的性质，尤其是恒星的光度和表面温度，非常强地依赖于恒星的质量，H-R 图中不同位置的点对应着不同质量的恒星。高质量的恒星明亮且高温，位于主序带的上部。低质量的恒星黯淡且低温，位于主序带的下部。对赫罗图的解释对赫罗图的解释H-R 图中不同位置的点对应着不同年龄的恒星。质量越大的恒星寿命越短，越早脱离主序。第16页/共40页17恒星在赫罗图上的演化 恒星的一生就是一部和引力斗争的历史！恒星在一生的演化中总是试图处于稳定状态（流体静力学平衡和热平衡）。当恒星无法产生足够多的能量时，它们就
9、无法维持热平衡和流体静力学平衡，于是开始演化。第17页/共40页18恒星演化通常要经历：核心氢燃烧的主序星阶段(Main Sequence)核心氢燃烧枯竭后的红巨星阶段(Red Giant Branch)核心氦燃烧枯竭后的渐进巨星支阶段(Asymptotic Giant Branch)热脉冲形成行星状星云和白矮星；或者进入碳主序 大质量恒星形成洋葱结构 经历氦闪或不经历氦闪进入核心氦燃烧的水平支阶段(He core flash and Horizontal Branch)第18页/共40页19主序星（Main Sequence）从赫罗图可以看出，绝大多数恒星位于从左上方到右下方的对角线窄带内，
10、这条带常称为主星序，其中的恒星称为主序星，它们占恒星总数的（80-90）%。太阳便处在主序带上。第19页/共40页20以氢燃烧（即4 1H4He+26.73 MeV，的热核反应序列）为其主要的能量来源，较长期地稳定在主星序附近。太阳内部每秒都有7750万吨的氢在这种核爆炸过程中转化为氦。热核反应的条件是什么？热核聚变反应是否为自然界中最有效的产能方式？第20页/共40页21碳氮氧循环(CNO cycle)主序星内部氢的热核反应具体又分为两种质子一质子反应链（p-p链）平稳核燃烧第21页/共40页22恒星内部的核反应速率对温度十分敏感，因库仑位垒的关系CNO需要更高温。1.1 Mpp链与链与CN
11、O循环核反应的比循环核反应的比较较第22页/共40页23大约在1.11.3 M 处可将主序分为上半主序与下半主序，它们的性质截然不同：存在着所谓的“表面对流区”，质量愈小的恒星表面对流区向内延伸得愈深。由于小质量恒星氢燃烧速度较为缓慢，它们停留在主序（氢燃烧）的寿命也很长，而且质量愈小，主序寿命愈长。下半主序星(Lower main sequence stars)的质量较小，光度较低，质光关系大致为 L M 2，表面温度较低(Te 6000 K)，其中心温度也较低(2.0 10 7 K)，氢燃烧以pp链为主。除了质量非常小的恒星外，它们核心区处于辐射平衡状态，即不出现对流核心。但它们表面层（光
12、球）下面却第23页/共40页24上半主序星(Upper main sequence stars)的质量较大，光度很高，质光关系大致为 L m4，表面温度大多数都超过1万度，而中心温度高达两、三千万度以上，核心氢燃烧是所谓的CNO循环反应链为主的氢燃烧核反应序列。这些大质量恒星的热核燃烧核心处于大规模的对流状态，但都没有表面对流。由于CNO循环热核燃烧的速率远高于p-p链，因而上半主序星的主序寿命相当短。第24页/共40页25不同质量的恒星在主序时结构不一样M 0.3 M Red Dwarf Stars Lower main sequence starsUpper main sequence s
13、tarsCNO 循环为主P-P 链为主第25页/共40页26不同质量的恒星在主序的寿命不一样。tnuc (1010 yr)(M/M)(L/L)-1恒星辐射掉由核心区核反应产生的所有能量的时间，即恒星消耗掉核心区域核反应燃料而离开主序阶段的时间其中为H He的产能效率 0.7%。qSC为能够提供核反应的燃料在恒星总质量中所占的比例，10%。由此可给出核反应的时标显然恒星的质量越大，在主序阶段的寿命越短。第26页/共40页27不同质量主序星的演化时标M(M)30151.00.5tnuc(yr)2106107101061010More massMore P and TFaster fusionSho
14、rter lifeLess massLess P and TSlower fusionLonger lifeThe relation goes as:With t=1010 yrs,MS life for the Sun问大质量、高光度的O、B型星在主序阶段只可以停留几百万到几千万年，而低光度、小质量的K、M型星则可停留几千亿或几万亿年的原因是什么？第27页/共40页28(1)亚巨星支(2)红巨星支(3)He闪(4)水平支(5)渐进巨星支(6)行星状星云与白矮星在此以1M恒星的演化为例。演化阶段可以分为低质量(M 103 g cm-3，物质全部处于压力电离状态。电子气体处于简并（退化）状态，而
15、原子核并不处于简并状态。除表层外，内部物质一般可能处于晶格点阵状态，无核能源，内部残存的热能靠热传导向外转输。表面薄层存在对流，但能量损失失速率不大，计算表明为其热量耗散时标1010年，到现在为止，白矮星温度还未降到105以下。简并Fermi气体第37页/共40页38中子星热光度非常小半径为10公里质量 1.4 M具有强磁场，通常在109 6 1012 G 范围内，但有些磁场或许可以达到1015 G 1016 G（如AXP,SGR）物质平均密度同原子核密度相近，可以达 1014 g cm-3表面温度T 在105-1010 K，热辐射主要在X-射线（甚至g-射线）波段第38页/共40页39中子星表层大气非常薄，约几米厚，密度约为（10-4-1）g cm-3。中子星表面约有不足1公里厚的壳层，它是由铁或更重元素组成的晶格点阵结构。在壳层下面就逐渐向内过渡到中子超流区（其中质子只占质量的5%左右，同时存在等量的自由电子），从外向内首先是各向同性的S-波超流区，再往内是各向异性的p波超流区。中子星的核心（半径约1公里）的状态目前仍不清楚。如何来研究？第39页/共40页40感谢您的观看！第40页/共40页