恒星演化的觀測證據(jù)

恒星演化的觀測證據(jù)第1頁/共82頁§3.1主序星的演化

1.恒星演化的基本原理

恒星在一生的演化中總是試圖處于穩(wěn)定狀態(tài)（流體靜力學(xué)平衡和熱平衡）。當(dāng)恒星無法產(chǎn)生足夠多的能量時，它們就無法維持熱平衡和流體靜力學(xué)平衡，于是開始演化。

恒星的一生就是一部和引力斗爭的歷史！第2頁/共82頁Russell-Vogt原理 如果恒星處于流體靜力學(xué)平衡和熱平衡，而且它的能量來自內(nèi)部的核反應(yīng)，它們的結(jié)構(gòu)和演化就完全唯一地由初始質(zhì)量和化學(xué)豐度決定。第3頁/共82頁恒星演化時標(biāo)(1)核時標(biāo)(nucleartimescale)恒星輻射由核心區(qū)（約1/10質(zhì)量）核反應(yīng)產(chǎn)生的所有能量的時間。tn＝E/L＝η△Mc2/L

≈0.7%0.1Mc2/L

≈(1010yr)(M/M⊙)(L/L⊙)-1第4頁/共82頁(2)熱時標(biāo)(thermaltimescale)恒星輻射自身熱能的時間，或光子從恒星內(nèi)部到達(dá)表面的時間。tth＝(0.5GM2/R)/L≈(2×107yr)(M/M⊙)2(R/R⊙)-1(L/L⊙)-1

(3)動力學(xué)時標(biāo)(dynamicaltimescale)如果恒星的內(nèi)部壓力突然消失，在引力作用下恒星坍縮的時間。td＝R/V

≈(R3/GM)1/2≈(27min)(R/R⊙)3/2(M/M⊙)-1/2第5頁/共82頁恒星統(tǒng)計與演化如果相同質(zhì)量的恒星的演化過程基本相同，在H-R圖上恒星的不同類型反映它們處于不同的演化階段。如果恒星的誕生率和死亡率一致，在H-R圖上某一類恒星數(shù)目的多少就反映了恒星在該演化階段所停留時間的長短。第6頁/共82頁2.主序星的演化主序星的性質(zhì)均勻的化學(xué)組成核心H燃燒質(zhì)量范圍:0.08M⊙<M<~100M⊙

質(zhì)光關(guān)系和質(zhì)量-半徑關(guān)系 L~M2.5-4,R~M0.5-1

第7頁/共82頁主序星的演化(1)零齡主序(zeroagemain-sequencestar,ZAMS)剛剛開始核心H燃燒的恒星，在H-R圖上占據(jù)主序帶的最左側(cè)。(2)演化時標(biāo)——核反應(yīng)(41H→4He+γ)

時標(biāo)tn＝η△Mc2/L

≈(1010yr)(M/M⊙)(L/L⊙)-1

≈(1010yr)(M/M⊙)-2.5forM>M⊙or(1010yr)(M/M⊙)-2forM<M⊙第8頁/共82頁不同質(zhì)量主序星的演化時標(biāo)

M(M⊙)30151.00.5tn(yr)2×10610710106×1010第9頁/共82頁主序星的內(nèi)部化學(xué)組成的變化隨著核反應(yīng)的進(jìn)行，核心區(qū)的H元素豐度逐漸減小，直至枯竭，全部轉(zhuǎn)變成He。第10頁/共82頁主序帶：主序星從核心H燃燒開始到結(jié)束在H-R圖上占據(jù)的帶狀區(qū)域演化路徑核反應(yīng)→核心區(qū)粒子數(shù)n↓→P

c↓→核心收縮Rc↓→核心區(qū)溫度Tc↑，核反應(yīng)產(chǎn)能率ε↑→光度L↑→包層壓力P↑→恒星半徑R↑第11頁/共82頁§3.2恒星主序后的演化

低質(zhì)量(M<2.25M⊙)恒星的演化M＝1M⊙恒星(1)脫離主序——亞巨星支(subgiantbranch)H-R圖：恒星逐漸向右脫離主序。內(nèi)部過程：核心H枯竭，體積膨脹。

第12頁/共82頁(2)紅巨星支(redgiantbranch)H-R圖：恒星向右上方攀升成為紅巨星。內(nèi)部過程：核心H枯竭 →Rc↓→

Tc↑

核區(qū)電子簡并→殼層H燃燒→R↑→T↓→在恒星包層，對流傳遞能量→L↑第13頁/共82頁StructureofARedGiant第14頁/共82頁(3)He閃(Heliumflash)H-R圖：恒星攀升到紅巨星支的頂點(diǎn)。內(nèi)部過程：核心He開始燃燒（Tc～108K）→Tc↑（簡并→

Rc不變）→ε↑→Tc↑→(..)→核心He爆燃(△t~minutes,

L~1011L⊙)→電子簡并解除第15頁/共82頁(4)水平支(horizontalbranch)H-R圖：恒星向左下方移動至水平支內(nèi)部過程：核心He（殼層H）燃燒→Rc↑→Tc↓→R↓→T↑第16頁/共82頁(5)漸進(jìn)巨星支(asymptoticgiantbranch)H-R圖：恒星向右上方再次攀升成為紅超巨星內(nèi)部過程：核心He枯竭（CO核）→Rc↓→Tc↑→殼層He和H燃燒→L↑R↑T↓第17頁/共82頁熱脈沖(thermalpulses)H-R圖：恒星移至漸進(jìn)巨星支頂點(diǎn)。內(nèi)部過程：殼層He閃（不穩(wěn)定燃燒）→恒星脈動（熱脈沖）→拋射紅巨星的包層（25%-60%質(zhì)量）→行星狀星云+高溫簡并CO核心第18頁/共82頁(6)行星狀星云的CO核心坍縮成白矮星H-R圖：恒星向左方移動。內(nèi)部過程：核心收縮→T↑行星狀星云向外彌散(7)白矮星冷卻H-R圖：恒星向右下方移動。內(nèi)部過程：白矮星冷卻→黑矮星。第19頁/共82頁低質(zhì)量恒星的一生第20頁/共82頁行星狀星云(planetarynebulae)低質(zhì)量恒星在死亡時拋出的氣體包層，受到中心高溫白矮星的輻射電離而發(fā)光。通常為環(huán)形，年齡不超過~5×104

yr。第21頁/共82頁螺旋星云HelixNebula第22頁/共82頁RingNebula第23頁/共82頁啞鈴星云DumbbellNebula第24頁/共82頁Cat'sEyeNebula第25頁/共82頁沙漏星云第26頁/共82頁蝴蝶星云第27頁/共82頁TheEskimoNebula

第28頁/共82頁2．較高質(zhì)量(M>2.25M⊙)恒星的演化

(1)與低質(zhì)量恒星演化的主要區(qū)別恒星內(nèi)部的H燃燒通過CNO循環(huán)進(jìn)行，內(nèi)部溫度更高，輻射壓對維持恒星的力學(xué)平衡起更大的作用，主序壽命更短。He核不再是簡并的，C和更重元素的燃燒可以進(jìn)行。核心區(qū)核反應(yīng)產(chǎn)生的能量主要以對流的方式向外傳遞。

第29頁/共82頁在H-R圖上演化軌跡恒星內(nèi)部物理過程1.恒星向右方移動成為紅超巨星。核心H枯竭（He核）→殼層H燃燒。2.恒星向左方移動。核心He平穩(wěn)燃燒→Rc↑→R↓→T↑3.恒星向右上方攀升至紅超巨星。核心He枯竭（CO核）→殼層He和H燃燒→R↑→T↓4.恒星向左方移動，然后折向右下方(?)紅超巨星(熱脈沖、超星風(fēng))→行星狀星云+高溫簡并CO核CO核坍縮→高溫白矮星白矮星冷卻→黑矮星(2)中等質(zhì)量（M＝5M⊙）恒星的演化第30頁/共82頁5M⊙恒星的演化第31頁/共82頁中等質(zhì)量恒星的演化第32頁/共82頁(3)高質(zhì)量恒星的演化演化表現(xiàn)：O型星→藍(lán)超巨星→黃超巨星→紅超巨星→超新星第33頁/共82頁恒星內(nèi)部物理過程：核心H枯竭→殼層H燃燒→核心He燃燒→核心He枯竭→殼層He和H燃燒→核心C燃燒→核心C枯竭→殼層C、He和H燃燒→O,Ne,Si燃燒…→Fe核第34頁/共82頁AMassiveStaratTheEndofItsLife第35頁/共82頁核坍縮與超新星爆發(fā)核心核反應(yīng)停止Rc↓Tc↑Fe核光致離解4He光致離解e-+p→n+νe能量損失→Pe↓Rc↓→Tc↑星核坍縮當(dāng)ρc=ρnu，核坍縮停止→激波反彈→殼層拋射→II型超新星爆發(fā)→中子星第36頁/共82頁SequenceofEventsinaSupernovaExplosion第37頁/共82頁TypeIIsupernovae第38頁/共82頁超新星爆發(fā)的數(shù)值模擬第39頁/共82頁(4)特大質(zhì)量恒星的演化星風(fēng)引起的質(zhì)量損失和恒星演化。 高光度恒星通常有很強(qiáng)的星風(fēng)～10-6-10-4

M⊙yr-1

如沃爾夫-拉葉(WR)星。演化過程 O型星→藍(lán)超巨星→（紅超巨星）→WR星→Ib/Ic型超新星+中子星/黑洞第40頁/共82頁高質(zhì)量恒星的一生第41頁/共82頁(5)超新星(supernovae)和超新星遺跡(supernovaremnants)II/Ib/Ic型超新星—高質(zhì)量恒星在演化末態(tài)發(fā)生的劇烈爆炸。

星系M51中的SN1991T第42頁/共82頁特征：

光度L～107-1010

L⊙， Lf/LI～108

爆發(fā)能E～1047-1052ergs-1（99%中微子，1%動能，0.01%可見光）膨脹速度v～103-104kms-1

產(chǎn)物：

膨脹氣殼（超新星遺跡）+致密天體（中子星或黑洞）SN1998aqinthegalaxyNGC3982第43頁/共82頁

歷史超新星

爆發(fā)時間(AD)光度極大星等發(fā)現(xiàn)者遺跡185?-8中國天文學(xué)家RCW86393-1中國天文學(xué)家837?-8?中國天文學(xué)家IC4431006-10中/阿天文學(xué)家SN10061054-5中/日天文學(xué)家CrabNebula1181-1中/日天文學(xué)家3C581572-4TychoBraheTycho1604-3KeplerKepler16805?JohnlamsteedCasA1987+2.9IanSheltonSN1987A第44頁/共82頁分類：I型（Ia,Ib/Ic）—無H線；II型—有H線光變曲線不同第45頁/共82頁爆發(fā)機(jī)制：Ia超新星爆發(fā)：雙星系統(tǒng)中，吸積白矮星中的C爆燃。Ib/Ic,II型超新星爆發(fā)：大質(zhì)量恒星的核坍縮。第46頁/共82頁TWOTYPESOFSUPERNOVAESupernovaTypeTypeIaTypeIIMaximumLuminosity3x109

L⊙3x108

L⊙SpectrumNoHlinesLinesofmanyheavyelementsHydrogenlines

ParentStarWhitedwarfinbinarysystemMassivestarTriggermechanismMasstransferfromcompanionCollapseofironcoreExplosionmechanismThermonuclearexplosionofC/OcoreironReboundshockfromneutronstarsurface:neutrinopressureLeftbehindNothingNeutronstarDebrisMostlyironAllkindsofelements第47頁/共82頁超新星1987A1987.2.23爆發(fā)于LMC(d=170,000ly)，是人類自望遠(yuǎn)鏡發(fā)明以來第一顆憑肉眼發(fā)現(xiàn)的超新星。前身星：Sanduleak--69°202，B3I型藍(lán)超巨星M~20M⊙，L~105

L⊙，T~16,000K，R~40R⊙第48頁/共82頁超新星1987A的光變曲線第49頁/共82頁在爆發(fā)前1.8-3小時，日本Kamioka和美國IMB的的探測儀測量到19個中微子超新星1987A的中微子探測超新星爆發(fā)的大部分能量被中微子帶走→中微子輻射能5×1053

ergs→輻射5×1058個中微子→爆發(fā)前20小時地球上每m2有5×1014個中微子穿過第50頁/共82頁超新星1987A的遺留物：環(huán)狀星云SN1987AinX-ray第51頁/共82頁環(huán)狀星云的結(jié)構(gòu)第52頁/共82頁超新星遺跡超新星爆發(fā)拋出的大量物質(zhì)在向外膨脹過程中與星際物質(zhì)和磁場相互作用而形成的氣體星云。強(qiáng)射電輻射和高能輻射源（同步加速輻射，激波加熱）。年齡≤~105

yr形態(tài)分類： 殼層型（輻射主要來自纖維狀的球形殼層和星際氣體的相互作用）。 混合型（輻射來自遺跡整個區(qū)域，并且由中心的脈沖星提供能源）。第53頁/共82頁CrabNebula-OpticalandX-ray典型的超新星遺跡第54頁/共82頁TychoNebula

第55頁/共82頁天鵝圈CygnusLoop第56頁/共82頁P(yáng)uppiesA

脈沖星第57頁/共82頁恒星初始質(zhì)量(M⊙)演化結(jié)局<0.01行星0.01<M<0.08褐矮星0.08<M<0.25He白矮星0.25<M<8CO白矮星?8<M<12ONeMg白矮星?12<M<40超新星→中子星?M>40超新星→黑洞?不同質(zhì)量恒星的演化結(jié)局第58頁/共82頁第59頁/共82頁3.恒星演化與元素合成

宇宙元素豐度

元素粒子數(shù)相對豐度（%）H（1個核子）90He（4個核子）9Li族（7.1個核子）0.000001C族（12個核子）0.2Si族（23.8個核子）0.01Fe族（50.2個核子）0.01中等質(zhì)量元素（63個核子）0.00000001重元素（>100個核子）0.000000001第60頁/共82頁宇宙中的各種元素是如何形成的？宇宙元素豐度第61頁/共82頁2.原初元素—H,He和少量的Li,B,Be，形成于宇宙大爆炸初期。3.恒星內(nèi)部的核合成(nuclearsynthesis)燃燒過程產(chǎn)物溫度(K)最小質(zhì)量(M⊙

)H燃燒He2×1070.1He燃燒C,O2×1081C燃燒O,Ne,Na,Mg8×1081.4Ne燃燒O,Mg1.5×1095O燃燒Mg-S2.0×10910Si燃燒Fe峰元素3.0×10920恒星演化與元素合成第62頁/共82頁比Fe峰元素更重元素的形成—中子俘獲

反應(yīng)(Z,A)+n→(Z,A+1)+γβ衰變：(Z,A+1)→(Z+1,A+1)+e-+1)慢過程(s-process)中子俘獲過程比β衰變慢發(fā)生在恒星內(nèi)部，形成→209Bi（鉍）元素。2)快過程(r-process)中子俘獲過程比β衰變快發(fā)生在超新星爆發(fā)，形成→251Cf（锎）元素。第63頁/共82頁§3.3恒星演化的觀測證據(jù)

1.星團(tuán)(starcluster)及其H-R圖恒星在天空中的分布有聚集成團(tuán)的現(xiàn)象。第64頁/共82頁形態(tài)不規(guī)則大小～6-50ly質(zhì)量～102-103

M⊙恒星密度～0.1-10M⊙ly-3

ρ/ρ0～10-50空間分布銀道面附近Z<200pc成員星年輕、中等年齡恒星昴星團(tuán)（Pleiades）疏散星團(tuán)(openclusters)第65頁/共82頁TheM7OpenStarClusterinScorpius

第66頁/共82頁形態(tài)球形或扁球形大小～60-300ly質(zhì)量～104-107

M⊙恒星密度～1-100M⊙ly-3ρ/ρ0~50-103空間分布以銀心為球心的球狀分布，d≤35kpc成員星年老的、貧金屬恒星OmegaCentauri球狀星團(tuán)(globularclusters)第67頁/共82頁P(yáng)eeringintotheCoreoftheGlobularClusterOmegaCentauribyHST第68頁/共82頁星團(tuán)的H-R圖昴星團(tuán)（Pleiades）OmegaCentauri第69頁/共82頁(2)星團(tuán)H-R圖和理論H-R圖的比較

星團(tuán)中的恒星具有相同的距離、年齡和初始化學(xué)組成，但成員星的質(zhì)量不同，因而演化的速度有快有慢。星團(tuán)中的恒星按照質(zhì)量大小的次序先后脫離主序。

第70頁/共82頁星團(tuán)的演化模擬結(jié)果第71頁/共82頁不同星團(tuán)在H-R圖上的分布赫氏空隙星團(tuán)在H-R圖上脫離主序點(diǎn)(turn-offpoint)的位置反映了它們的年齡和距離第72頁/共82頁2.脈動變星(pulsatingvariables)

星體發(fā)生有節(jié)律的、大規(guī)模運(yùn)動而使亮度發(fā)生變化的恒星。

(1)

造父變星(Cepheidvariables)周期性脈