恒星的基本知识课件

单击此处编辑母版标题样式,单击此处编辑母版文本样式,第二级,第三级,第四级,第五级,*,*,*,恒星在整个天体物理研究中所处的地位,Why do we study stars?,Stars to the cosmology is like as atoms in physics.To understand the whole universe,it is crucial to understand stars.,Stars,in particularly the Sun,plays a crucial role in our lives,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.,2,典型的恒星参数范围,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,4,1 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,=4,p,R,2,F,F,L R,-2,视亮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,5,视星等,m,(apparent magnitude),定义,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）。,星等值越大，视亮度越低。,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,m,1,和,m,2,的恒星亮度之比为：,F,1,/,F,2,=10,-0.4(,m,1-,m,2),。,6,-26.8,-12.5,-4.4,-1.5,6,18,30,Hubble,Keck Limit,7,1）,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,F,T,4,总的黑体辐射的功率,L,=4,p,R,2,T,4,其中,Stefan-Boltzmann,常数,5.6710,-5,erg cm,-2,s,-1,K,-4,8,Oh,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,9,每一种光谱型可以继续分为0-9十个次型。数字越,小,温度越,高,。太阳的光谱型为,G2,。,10,恒星质量变化范围不太大，绝大多数恒星的质量在0.1,M,到120,M,之间。质量太大（,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,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 星：,R,10-100,R,矮 星：,R,R,中子星：,R,10,5,R,唯一准确知道的恒星半径是太阳半径：,(6.9598,0.0007),10,5,km,恒星的分类(按体积),(,大角星,),(,织女星,),(,木星,),(,五车二,),(,鲸鱼星,),参宿四,(,猎户座,a,星,),12,1.2 赫罗图,为什么想到要做赫罗图？,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。,由黑体谱所满足的,Stefan-,Boltzmann,定律,有,L,=4,p,R,2,s,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。,13,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。,L,T,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),14,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,15,赫罗图上的等半径线,（,L,=4,p,R,2,s,T,4,）,MM,2.5 log(,L,/,L,),5 log(,R,/,R,),10 log(,T,/,T,),即,log(,R,/,R,)8.47,0.2,M,2 log,T,超巨星,巨星半径,R,主序星,白矮星,16,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,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。,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，它们就无法维持热平衡和流体静力学平衡，于是开始演化。,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,),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，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。,20,以氢燃烧（即4,1,H,4,He+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？,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,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,M,pp,链与,CNO,循环核反应的比较,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(,T,e,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（光球）下面却,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,m,4,，,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,。,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 stars,Upper main sequence stars,CNO,循环为主,P-P,链为主,26,不同质量的恒星在主序的寿命不一样。,t,nuc,(,10,10,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%。,q,SC,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。,27,不同质量主序星的演化时标,More mass,More P and T,Faster fusion,Shorter life,Less mass,Less P and T,Slower fusion,Longer life,The relation goes as:,With t,=,10,10,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？,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1,M,恒星的演化为例。演化阶段可以分为,低质量(,M,10,3,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10,10,年，到现在为止，白矮星温度还未降到10,5,以下。,简并,Fermi,气体,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,10,9,6,10,12,G,范围内，但有些磁场或许可以达到,10,15,G,10,16,G（,如,AXP,SGR）,物质平均密度同原子核密度相近，可以达,10,14,g cm,-3,表面温度,T,在1,0,5,-10,10,K，,热辐射主要在,X-,射线（甚至,g,-,射线,）波段,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？,40,