普通天文學(xué)課件

普通天文學(xué)

緒論天文學(xué)是研究宇宙的科學(xué)。宇宙：四方上下曰宇，往古來(lái)今曰宙。

——《淮南子》宇宙包含了所有的空間、時(shí)間、物質(zhì)和能量。空間尺度：從極小到極大最遙遠(yuǎn)星系銀河系鄰近恒星太陽(yáng)地球人類(lèi)細(xì)胞原子質(zhì)子誇克1026m10-20m10-10m100m1010m1020m地球太陽(yáng)系恒星世界星團(tuán)恒星的演化恒星的形成銀河系宇宙島——銀河外星系活動(dòng)星系星系集團(tuán)最遙遠(yuǎn)的星系時(shí)間跨度：從過(guò)去到將來(lái)向前：太陽(yáng)的過(guò)去、大爆炸、時(shí)間的起點(diǎn)向後：太陽(yáng)的演化、宇宙的未來(lái)宇宙演化的歷史天文學(xué)的研究特點(diǎn)天文學(xué)研究的基礎(chǔ)——觀測(cè)（觀察和測(cè)量） 天文觀測(cè)是一種“被動(dòng)”的試驗(yàn) 觀測(cè)→理論→觀測(cè)距離極遠(yuǎn)時(shí)標(biāo)極長(zhǎng)物理?xiàng)l件極端複雜（溫度、密度、壓強(qiáng)、磁場(chǎng)）天文學(xué)的發(fā)展

天體測(cè)量學(xué)：天體的位置和變化規(guī)律

天文學(xué)的發(fā)展天體的運(yùn)動(dòng)定律與天體力學(xué)天文學(xué)的發(fā)展19世紀(jì)中葉，天體物理學(xué)誕生天體光度和光譜的測(cè)量。觀測(cè)技術(shù)和理論工具飛速發(fā)展。光學(xué)天文學(xué)→射電天文學(xué)、空間天文學(xué)→全波天文學(xué)。量子論、相對(duì)論、原子核物理學(xué)、高能物理學(xué)。

關(guān)於本課程學(xué)習(xí)目的和要求學(xué)習(xí)內(nèi)容成績(jī)測(cè)定聯(lián)繫方式

lixd@仙女座星系，距離300萬(wàn)光年人們?cè)鯓尤パ芯咳绱诉b遠(yuǎn)的天體？第一章恒星的觀測(cè)

§1.1輻射基本知識(shí)§1.2恒星的距離和大小§1.3恒星的星等§1.4恒星的光譜和赫羅圖§1.5雙星和恒星品質(zhì)§1.6天文望遠(yuǎn)鏡§1.1輻射基本知識(shí)1.電磁輻射

人們獲得天體資訊的管道主要有四種：

電磁輻射(electromagneticradiation)

宇宙線(cosmicrays)

中微子(neutrinos)

引力波(gravitationalwave)

電磁輻射是其中最為重要的一種。

LIGOHomestake金礦中微子實(shí)驗(yàn)室電磁輻射是以變化的電磁場(chǎng)傳遞能量、具有特定波長(zhǎng)和強(qiáng)度的波（波動(dòng)性）。

波長(zhǎng)範(fàn)圍：＜0.01?–30m 1?ngstrom=10-10m (波長(zhǎng)λ)×(頻率ν)＝光速c=3×1010cms-1根據(jù)波長(zhǎng)由長(zhǎng)到短，電磁輻射可以分為射電、紅外、光學(xué)、紫外、X射線和γ射線等波段，可見(jiàn)光又可分解為七色光。

電磁輻射由光子構(gòu)成（粒子性）

光子的能量與頻率（或顏色）有關(guān)：頻率越高（低），能量越高（低）。

E=hν,

其中Planck常數(shù)h=6.63×10-27ergs-1

PlanckEinstein大氣窗口(atmosphericwindow)

地球大氣阻擋了來(lái)自空間的電磁輻射的大部分，僅在射電和光學(xué)部分波段較為透明。

不透明度2.黑體輻射（blackbodyradiation）

黑體(blackbody)

能吸收所有的外來(lái)輻射（無(wú)反射）並全部再輻射的理想天體。

黑體輻射

具有特定溫度的黑體的熱輻射。 大部分正常恒星的輻射可以近似地用黑體輻射來(lái)表示。不同溫度黑體的輻射譜Stefan-Boltzmann定律

單位面積黑體輻射的能量F＝σT4

其中Stefan-Boltzmann常數(shù)

σ＝5.67×10-5ergcm-2s-1K-4

Wien定律

黑體輻射最強(qiáng)處的波長(zhǎng)λmax與溫度之間的關(guān)係為

λmax

T＝0.29(cmK)

高溫黑體主要輻射短波，低溫黑體主要輻射長(zhǎng)波。

不同輻射波段的太陽(yáng)光學(xué)紫外X射線射電不同輻射波段的銀河系不同波段的旋渦星系M81

光學(xué)中紅外遠(yuǎn)紅外X射線紫外射電不同溫度天體的輻射OmegaCentauriSunAdim,youngstar(shownhereinred)nearthecenteroftheOrionNebulaRhoOphiuchiPlanck定律 溫度為T(mén)的單位面積黑體，在單位時(shí)間、單位頻率內(nèi)、向單位立體角發(fā)射的能量為平方反比定律

單位面積接收到的輻射強(qiáng)度

F與光源距離d的平方成反比

F∝d-23.電磁波譜

Kirchoff定律

熱的、緻密的固體、液體和氣體產(chǎn)生連續(xù)譜； 熱的、稀薄的氣體產(chǎn)生發(fā)射線； 連續(xù)輻射通過(guò)冷的、稀薄的氣體後產(chǎn)生吸收線。

恒星形成區(qū)M17中的熱氣體輻射譜太陽(yáng)光譜原子結(jié)構(gòu)和譜線的形成原子結(jié)構(gòu)：原子核+圍繞原子核旋轉(zhuǎn)的電子（雲(yún)）。（量子化的）電子軌道的大小反映了原子能態(tài)的高低。當(dāng)電子從高能態(tài)躍遷到低能態(tài)，原子釋放光子，產(chǎn)生發(fā)射線；反之產(chǎn)生吸收線。吸收或發(fā)射的光子能量為hν＝En2-En1吸收線的產(chǎn)生過(guò)程氫原子光譜（波長(zhǎng)單位：nm）Lyman線系n1=1Balmer線系n1=2Paschen線系n1=3Brackett線系n1=4Pfund線系n1=5n2=2121.63102.6656.3497.2486.11875595.0434.112824050693.8410.2109426307460┆∞91.2364.782114602280氫原子光譜譜線與恒星的化學(xué)成分

不同元素的原子具有不同的結(jié)構(gòu)，因而有不同的特徵譜線。通過(guò)比較太陽(yáng)光譜和實(shí)驗(yàn)室中各種元素的譜線，可以確定太陽(yáng)大氣的化學(xué)成分。按品質(zhì)計(jì)，70%H,28%He和2%重元素。按數(shù)目計(jì)，90.8%H,9.1%He和0.1%重元素。4.譜線位移

Doppler譜線位移

(Dopplershift)

由於輻射源在觀測(cè)者視線方向上的運(yùn)動(dòng)而造成接收到的電磁輻射波長(zhǎng)或頻率的變化。 遠(yuǎn)離（接近）觀測(cè)者輻射源發(fā)出的電磁輻射波長(zhǎng)變長(zhǎng)（短），稱(chēng)為譜線紅移（藍(lán)移）。

譜線致寬

在沒(méi)有外界因素的影響時(shí)，原子的譜線的自然寬度非常窄。Doppler致寬 輻射源內(nèi)部原子的無(wú)規(guī)熱運(yùn)動(dòng)輻射源的整體運(yùn)動(dòng)（如轉(zhuǎn)動(dòng)）造成譜線致寬。SpectralInformationfromStarlight

ObservedSpectralCharacteristicInformationProvidedPeakfrequencyorwavelengthofcontinuousspectraTemperature(Wien'slaw)LinespresentComposition,temperatureLineintensitiesComposition,temperatureLinewidthTemperature,turbulence,rotationspeed,density,magneticfieldDopplershiftLine-of-sightvelocity§1.2恒星的距離和大小

1.恒星距離的測(cè)定

(1)三角視差法(trignometricparallax)

利用三角法測(cè)量恒星的距離

基線越長(zhǎng)，可測(cè)量的恒星距離越遠(yuǎn)。

D=B/sinρ周年視差(annualparallax)

以地球軌道半長(zhǎng)徑作為基線測(cè)量恒星的距離。 周年視差ρ是恒星相對(duì)於地球軌道半長(zhǎng)徑所張的夾角。

通過(guò)測(cè)量恒星在天球上（相對(duì)於遙遠(yuǎn)的背景星）相隔半年位置的變化而測(cè)得。恒星的距離通常以秒差距

(parsec)

或光年

(lightyear)

作為單位。令a

=1AU為平均日地距離（1天文單位），d為恒星的距離，則

1秒差距是周年視差為1″的恒星的距離。1秒差距(pc)=3.086×1018釐米(cm)=3.26光年(ly)=206265天文單位(AU)

最近的恒星

αCentauriProxima

ρ=0.76″d=1.3pc（4.3ly）Barnard星ρ=0.55″

d=1.8pc(6.0ly)限制

由於受到地球大氣擾動(dòng)的影響，周年視差的精確測(cè)量受到限制。地面望遠(yuǎn)鏡的角分辨本領(lǐng)一般不超過(guò)0.01″Hipparcos衛(wèi)星（1989年8月發(fā)射） 的角解析度達(dá)到0.001″， 測(cè)量了約100萬(wàn)顆恒星的距離。

三角測(cè)距法只適用於近距離 （≤30-500pc）的恒星。 2.恒星的自行(propermotion)

恒星在天球上的視運(yùn)動(dòng)有兩種成分：地球和太陽(yáng)的運(yùn)動(dòng)引起的相對(duì)運(yùn)動(dòng)和恒星的真實(shí)視運(yùn)動(dòng)。後者稱(chēng)為恒星的自行，代表恒星在垂直於觀測(cè)者視線方向上的運(yùn)動(dòng)。

恒星的真實(shí)運(yùn)動(dòng)速度可以分解為橫向速度（自行）和視向（或徑向）速度兩個(gè)分量。

自行大的恒星通常是近距離恒星，但自行小的恒星並不一定是遠(yuǎn)距離的。

Barnard星是具有最大自行的恒星，在22年內(nèi)自行達(dá)227″（10.3″/yr）

→橫向速度=88km/s3.恒星大小的測(cè)定

(1)方法

直接測(cè)量法：Michelson干涉法、掩食法（僅對(duì)距離近、體積大的恒星適用）。

間接測(cè)量法

根據(jù)Stefan-Boltzmann定律，恒星的光度L=4πR2σT4,通過(guò)測(cè)量恒星的光度L和表面溫度T就可以得到它的半徑R

其中R⊙=7×1010cm,T⊙=5770K。

(2)結(jié)果

根據(jù)恒星體積的大小可以把它們分成以下幾類(lèi)： 超巨星R~100-1000R⊙

巨星R~10-100R⊙

矮星R~R⊙

恒星的大小分佈為：

10-5R⊙(中子星) 103

R⊙(超巨星)

§1.3恒星的星等

1.恒星的光度和亮度光度L(luminosity)：天體在單位時(shí)間內(nèi)輻射的總能量，是恒星的固有量。

亮度F(brightness)：在地球上單位時(shí)間單位面積接收到的天體的輻射量。 視亮度的大小取決於三個(gè)因素：天體的光度、距離和星際物質(zhì)對(duì)輻射的吸收和散射。

2.視星等m(apparentmagnitude)定義古希臘天文學(xué)家Hipparcos在西元前150年左右首先創(chuàng)立的表徵恒星亮度的系統(tǒng)（1等星-6等星）。星等值越大，視亮度越低。天文學(xué)家在此基礎(chǔ)上建立了星等系統(tǒng)，定義星等相差5等的天體亮度相差100倍，即星等每相差1等，亮度相差(100)1/5=100.4≈2.512倍。星等分別為m1和m2的恒星亮度之比為

F1/F2=10-0.4(m1-m2) m1－m2=－2.5log(F1/F2)

或m=－2.5log(F/F0)，其中F0為定標(biāo)常數(shù)。部分天體的視星等(2)恒星的溫度和顏色

RigelBetelgeuse

(3)

視星等的種類(lèi)視星等的測(cè)量通常是在某一波段範(fàn)圍內(nèi)進(jìn)行的。根據(jù)測(cè)量波段的不同，視星等可以分為目視星等、照相星等和光電星等，在全波段測(cè)量得到的星等稱(chēng)為熱星等。UBV測(cè)光系統(tǒng)。

U(ultraviolet)-紫外波段星等

B(blue)-藍(lán)光波段星等

V(visual)-可見(jiàn)光波段星等ubvy測(cè)光系統(tǒng)。UBV濾光片的透光率

色指數(shù)(colorindex)—在不同波段測(cè)量得到的星等之差，如U-B,B-V等。由於天體的顏色和輻射譜的形狀取決於表面溫度的高低，色指數(shù)的大小反映了天體的溫度。

StellarColorsandTemperaturesCOLORINDEXSURFACETEMPERATURE(K)Bintensity/VintensityBmagnitude–Vmagnitude1.3-0.2830,0001.00.010,0000.550.656,0000.211.73,0003.絕對(duì)星等M(absolutemagnitude)

天體位於10pc距離處的視星等，它實(shí)際上反映了天體的光度。

對(duì)同一顆恒星：

F10/Fd=(10/d)-2 M－m=－2.5log(F10/Fd)=5－5logd(pc)

對(duì)不同的恒星：

M1－M2=－2.5log(L1/L2) M－M⊙=－2.5log(L/L⊙)

其中L⊙=3.86×1033ergs-1,M⊙=4.75m

距離模數(shù)(distancemodulus)：m-M

d=10(m-M+5)/5光度與絕對(duì)星等之間的關(guān)係10,00010010.010.0001-5.25-0.25+4.75+9.75+14.75光度L/L⊙絕對(duì)星等§1.4恒星的光譜和赫羅圖

1.恒星光譜(spectrum)典型的恒星的光譜由連續(xù)譜和吸收線構(gòu)成。2.恒星光譜的形成恒星的連續(xù)譜來(lái)自相對(duì)較熱、緻密的恒星內(nèi)部。

吸收線來(lái)自較冷、稀薄的恒星大氣。3.恒星的溫度與光譜恒星的表面溫度還反映為恒星的特徵譜線強(qiáng)度。例如，A型星的H線最強(qiáng)，溫度比A型星低或高的恒星，H線較弱。

這是因?yàn)槭共煌氐脑赢a(chǎn)生特定的光學(xué)吸收線要求原子中的電子處?kù)赌承┨囟ǖ哪芗?jí)上，而電子的能級(jí)布居取決於溫度的高低。4.Harvard光譜分類(lèi)

Harvard大學(xué)天文臺(tái)的天文學(xué)家在1890-1910年首先提出的恒星光譜分類(lèi)法。

AnnieJumpCannon

Oh,BeAFineGuy(Girl),KissMe!根據(jù)恒星光譜中Balmer線的強(qiáng)弱，恒星的光譜首先被分成從A到P共16類(lèi)。後來(lái)經(jīng)過(guò)調(diào)整和合併，按照溫度由高到低的次序，將恒星光譜分成O,B.A,F,G,K,M七種光譜型(spectraltype).光譜型

表面溫度(K)

顏色

特徵譜線

O30,000藍(lán)強(qiáng)電離He線，重元素多次電離線B20,000藍(lán)白中性He線，重元素一次電離線，H線A10,000白H線，重元素一次電離線F7,000黃白重元素一次電離線，H線和中性金屬線G6,000黃重元素一次電離線，中性金屬線K4,000紅橙中性金屬線，重元素一次電離線M3,000紅中性金屬線，分子帶

每一種光譜型可以繼續(xù)分為0-9十個(gè)次型。太陽(yáng)的光譜型為G2

。恒星的顏色不同光譜型恒星的輻射能量比較DigitalStellarSpectraA9-O5mainsequencestars

DigitalStellarSpectraK5-F7mainsequencestars5.赫羅圖(H-Rdiagram)

由丹麥天文學(xué)家E.Hertzsprung和美國(guó)天文學(xué)家H.R.Russell創(chuàng)制的恒星的光度-溫度分佈圖。

赫羅圖的橫坐標(biāo)也可用恒星的光譜型、色指數(shù)，縱坐標(biāo)也可用恒星的絕對(duì)星等表示。

LT恒星的分佈？天空100顆最亮的恒星在赫羅圖上的分佈。太陽(yáng)附近5pc範(fàn)圍內(nèi)的恒星在赫羅圖上的分佈。SampleStarDistributionHipparcos衛(wèi)星測(cè)量的恒星的赫羅圖。

恒星在赫羅圖上的分佈特徵主序星白矮星紅巨星藍(lán)超巨星

赫羅圖上的等半徑線

M－M⊙＝－2.5log(L/L⊙)＝－5log(R/R⊙)－10log(T/T⊙)即log(R/R⊙)＝8.47－0.2M－2logT

超巨星 巨星 半徑R

主序星 白矮星6.Yerkes光譜分類(lèi)

恒星的光度級(jí)分類(lèi)

Harvard光譜分類(lèi)並不能唯一確定恒星在赫羅圖上的位置，Yerkes天文臺(tái)的天文學(xué)家根據(jù)譜線寬度的變化，對(duì)恒星進(jìn)行光度分類(lèi)。

原因：譜線的壓力（碰撞）致寬。如主序星，體積小，大氣密度高，壓力高，碰撞頻繁，譜線較寬；巨星，體積大，密度低，壓力小，譜線尖銳。

根據(jù)恒星光度的高低，將恒星分為I–VII七個(gè)光度級(jí)。

光度級(jí)數(shù)值越小，表明恒星的光度越高。

Ia—最亮超巨星、Ib—次亮超巨星II—亮巨星、III—巨星、IV—亞巨星V—矮星VI—亞矮星、VII—白矮星

(2)恒星的二元光譜分類(lèi)

在光譜分類(lèi)的基礎(chǔ)上，結(jié)合恒星的光度級(jí)分類(lèi)得到恒星的二元光譜分類(lèi)

。如太陽(yáng)的光譜型為G2V。

由恒星的光譜型可以確定恒星的表面溫度和光度，即恒星在赫羅圖上的位置。

分光視差(spectroscopicparallax)—利用恒星的光譜特徵測(cè)定恒星的距離。

光譜→絕對(duì)星等→距離模數(shù)→距離§1.5雙星和恒星的品質(zhì)

1.雙星由在彼此引力作用下互相繞轉(zhuǎn)的兩顆恒星組成的雙星系統(tǒng)。大部分的恒星位於雙星和聚星系統(tǒng)中。組成雙星的兩顆恒星均稱(chēng)為雙星的子星（主星、伴星），以橢圓軌道相互繞轉(zhuǎn)。研究雙星的意義→驗(yàn)證萬(wàn)有引力定律→測(cè)量恒星品質(zhì)→研究恒星結(jié)構(gòu)（形狀、大小、大氣）→研究恒星演化2.目視雙星和恒星品質(zhì)的測(cè)定

(1)目視雙星(visualbinaries)在望遠(yuǎn)鏡內(nèi)能夠分辨出兩顆子星的雙星系統(tǒng)。Krueger60

雙星的軌道運(yùn)動(dòng)

兩顆子星圍繞公共質(zhì)心作橢圓運(yùn)動(dòng)，半長(zhǎng)徑分別為a1和a2.公共質(zhì)心位於橢圓的焦點(diǎn)上，子星在運(yùn)動(dòng)時(shí)與公共質(zhì)心始終位於一條直線上。橢圓軌道的大小與子星的品質(zhì)有關(guān)，

M1a1＝M2a2如果以一顆子星以參照點(diǎn)，另一顆子星的相對(duì)運(yùn)動(dòng)也是一個(gè)橢圓，其半長(zhǎng)徑為

a＝a1+a2

目視雙星品質(zhì)的測(cè)定

利用Kepler第三定律和Newton萬(wàn)有引力定律：得到：以太陽(yáng)-地球系統(tǒng)為參照其中a,P為雙星的軌道半長(zhǎng)徑和週期。(2)天體測(cè)量雙星(astrometricbinaries)

某些雙星的一顆子星較暗，很難觀測(cè)到，但通過(guò)較亮子星的自行軌跡的變化推測(cè)其伴星的存在。

雙星系統(tǒng)的質(zhì)心以直線運(yùn)動(dòng)，但每一顆子星的運(yùn)動(dòng)軌跡是波浪形的，

如天狼星（Sirius）。

3.分光雙星(spectroscopicbinaries)

通過(guò)子星軌道運(yùn)動(dòng)引起的譜線的Doppler位移確定其雙星性質(zhì)。 雙線、單線分光雙星。譜線位移取決於雙星軌道傾角的大小。

視向速度曲線

由子星譜線的Doppler位移得到的子星的視向速度隨時(shí)間的變化曲線。如子星1的軌道運(yùn)動(dòng)速度為V1,0，雙星軌道平面的法線與視線的夾角為i,它的視向速度為由於得到

且

由於軌道傾角未知，由恒星的品質(zhì)函數(shù)不能確定恒星的品質(zhì)，但可用於恒星品質(zhì)的統(tǒng)計(jì)分析。

品質(zhì)函數(shù)(massfunction)

利用Kepler第三定律消去上式中的a得到雙星的品質(zhì)函數(shù)為4.食雙星(eclipsingbinaries)

子星相互交食造成亮度變化的雙星。

光變曲線(lightcurve)：子星間的相互交食造成雙星亮度的變化曲線。

由光變曲線可以得到：

兩顆子星的溫度比、軌道傾角（→恒星品質(zhì)）和恒星的大小。

5.主序星的質(zhì)光關(guān)係和品質(zhì)-半徑關(guān)係

恒星品質(zhì)分佈：~0.1M⊙≤M≤~100M⊙

（褐矮星）密度分佈:10-6gcm-3（超巨星）

→1.4gcm-3（太陽(yáng)）→106gcm-3（白矮星）主序星的質(zhì)光關(guān)係：

L~M

2-4主序星的品質(zhì)-半徑關(guān)係：

R~M0.5-1不同品質(zhì)的恒星在H-R圖上的分佈恒星的品質(zhì)決定了恒星在H-R圖上的位置。高質(zhì)量的恒星明亮且高溫，位於主序帶的上部。低質(zhì)量的恒星黯淡且低溫，位於主序帶的下部。§1.6天文望遠(yuǎn)鏡1.光學(xué)望遠(yuǎn)鏡反射望遠(yuǎn)鏡折射望遠(yuǎn)鏡折射望遠(yuǎn)鏡的缺點(diǎn)色散對(duì)紅外、紫外光線吸收鏡面形變鏡面（雙面）磨制

最大的（1米）折射望遠(yuǎn)鏡反射望遠(yuǎn)鏡的類(lèi)型牛頓式卡塞格林式折軸式Palomar天文臺(tái)的5米Hale望遠(yuǎn)鏡Keck雙望遠(yuǎn)鏡之一（口徑10米）望遠(yuǎn)鏡的性能指標(biāo)聚光能力 天體成像亮度

∝有效鏡面面積

∝有效口徑2不同口徑望遠(yuǎn)鏡中的仙女星系角分辨本領(lǐng) 主要取決於光的衍射 角解析度（角秒）=0.25λ(μm)/D(m)

仙女星系大氣擾動(dòng)影響Seeing歐洲南方天文臺(tái)哈勃空間望遠(yuǎn)鏡1990年發(fā)射，位於距地面600千米、週期95分鐘的軌道上2.4米口徑鏡片，可以在光學(xué)、紫外和紅外波段進(jìn)行觀測(cè)2002年3月添加theAdvancedCameraforSurveys(ACS)HST在1993年修復(fù)前後拍攝的星系M100像比較望遠(yuǎn)鏡接收設(shè)備電荷耦合器件(CCD)特點(diǎn) 量子效率達(dá)75%

照相：<5%2.射電望遠(yuǎn)鏡全天候。受地球大氣和星際物質(zhì)影響較小。射電波的長(zhǎng)波限制瞭望遠(yuǎn)鏡的角解析度。

The100-MeterGreenBankRadioTelescope

Arecibo射電望遠(yuǎn)鏡射電干涉儀利用電磁波的干涉原理，將兩個(gè)或多個(gè)天線按一定方式排列，用傳輸線或其他方式連到接收機(jī)上進(jìn)行相加或相關(guān)處理。其空間解析度取決於天線基線的總長(zhǎng)度。有效面積由各個(gè)天線的大小決定。甚大陣（VLA）星系M51的射電與光學(xué)像3.紅外望遠(yuǎn)鏡名稱(chēng)組織時(shí)間口徑波長(zhǎng)範(fàn)圍角解析度IRASNASA,Netherlands1983-840.6m8-120mm3-30"ISOEuropeanSpaceAgency1995-980.6m

2.4-240mm1-60"SOFIANASA,Germany2003-2.5m

1-300mm1-20"SIRTFNASA2002-0.85m

2-160mm0.5-40"NGSTNASA2010?4-8m

0.5-30mm0.02-0.3"IRAS(InfraredAstronomySatellite)SIRTF(SpaceInfraredTelescopeFacility)4.紫外望遠(yuǎn)鏡名稱(chēng)組織時(shí)間有效口徑波長(zhǎng)範(fàn)圍HubbleNASA1990-2.4m>1200AFUSENASA1999-0.7m912-3000A

EUVENASA1992-9770-760AEUVE(ExtremeUltravioletExplorer)andFUSE(FarUltravioletSpectroscopicExplorer)

5.X射線衛(wèi)星望遠(yuǎn)鏡X射線光子很難被反射。掠射望遠(yuǎn)鏡。名稱(chēng)組織時(shí)間有效面積

(cm2)頻率範(fàn)圍

(keV)角解析度(arcsec)ROSATGermany/NASA1990-19984000.5-21.7RXTENASA1995-65002-2503600(1o)ASCAJapan/NASA1993-13000.1-12180(3')BeppoSaxItaly1996-2000.1-200300(5')ChandraNASA1999-5000.1-100.3XMM-NewtonEurope2000-50000.1-1510ROSAT與Chandra衛(wèi)星對(duì)蟹狀星雲(yún)的觀測(cè)6.γ射線衛(wèi)星名稱(chēng)組織時(shí)間頻率範(fàn)圍有效面積(cm2)角/譜解析度ComptonGRONASA

1991-20MeV-30GeV15002o/10INTEGRALESA/NASA/Russia

2001-15keV-10MeV50012'/500GLASTNASA2005-2010?10MeV-300GeV

80001o/20§2.1太陽(yáng)的物理性質(zhì)基本數(shù)據(jù)品質(zhì) 1.99×1030

kg=332,000M⊕半徑 6.96×105

km=109R⊕角直徑 32.5′密度 150–1.4–10-7

gcm-3轉(zhuǎn)動(dòng)週期 25.4[e]–

34.4[p]days溫度 1.5×107–5800–107

K光度 3.86×1033

ergs-1太陽(yáng)的化學(xué)組成元素品質(zhì)豐度Hydrogen73.5%Helium24.8%Oxygen0.788%Carbon0.326%Nitrogen0.118%Iron0.162%Silicon0.09%Magnesium0.06%Neon0.16%整體結(jié)構(gòu)核心區(qū) 輻射區(qū)對(duì)流區(qū)光球色球過(guò)渡區(qū)日冕§2.2太陽(yáng)與恒星的能源

1.太陽(yáng)的能源L⊙≈3.8×1033ergs-1,τ⊙≈5×109yr可能的能源：(1)化學(xué)反應(yīng)：2H+O→H2O+E

τ≤30yr(2)引力收縮(KelvinandHelmholtz)：輻射→壓力↘→收縮→溫度↗→輻射τ~(GM⊙2/R⊙L⊙)~107yrLordKelvin(1824-1907)熱核聚變反應(yīng)核子1+核子2

核子3+能量品質(zhì)虧損 核子1+核子2品質(zhì)>核子3品質(zhì)熱核聚變反應(yīng)要求粒子處?kù)陡邷馗呙軤顟B(tài)SirArthurS.Eddington(1882-1944)

熱核反應(yīng)原理Einstein品質(zhì)-能量關(guān)係：E＝mc2

原子核結(jié)合能：Q＝[(Zmp＋Nmn)－m(Z,N)]c2/A

Z—核電荷數(shù)（原子序數(shù)），N

—中子數(shù) A＝Z＋N

原子量Fe元素具有最大的結(jié)合能結(jié)合能較小的原子核聚變成結(jié)合能較大的原子核會(huì)釋放能量。2.H燃燒41H→4He+EE＝(4mH－mHe)c2≈(4×1.67×10-24－6.644×10-24)×c2

≈4×10-5erg燃燒效率η≈0.7%(1)質(zhì)子-質(zhì)子鏈(ppchain)

8×106

K＜T＜2×107K,M＜1.5M⊙

ppI:①1H+1H→2H+e++νe②2H+1H→3He+γ

③3He+3He→4He+21H(2)碳氮氧迴圈(CNOcycle)

T＞2×107K,M＞1.5M⊙

①12C+1H→13N+γ②13N→13C+e++νe③13C+1H

→14N+γ④14N+1H→15O+γ⑤15O→15N+e++νe⑥15N+1H

→12C+4He質(zhì)子-質(zhì)子鏈與碳氮氧迴圈核反應(yīng)的比較恒星內(nèi)部的流體靜力學(xué)平衡恒星內(nèi)部的核反應(yīng)速率對(duì)溫度十分敏感，

ε∝T4(PP),T17(CNO)恒星如何維持穩(wěn)定的核燃燒過(guò)程？恒星是穩(wěn)定的氣體球，其內(nèi)部任意一點(diǎn)必須維持流體靜力學(xué)平衡。 （向內(nèi)的）重力

（向外的）壓力差 T↑→ε↑→P↑→R↑

→T↓恒星內(nèi)部的流體靜力學(xué)平衡越往恒星內(nèi)部，重力越強(qiáng)。恒星的內(nèi)部壓強(qiáng)自外向內(nèi)逐漸增強(qiáng)。恒星的溫度自外向內(nèi)逐漸升高。太陽(yáng)核心的溫度由此可以估計(jì)為1500萬(wàn)度，足以維持H的熱核聚變反應(yīng)的進(jìn)行。3.比H更重的元素的燃燒He燃燒(3α反應(yīng)) T＞108K 34He→12C+γ①4He+4He?

8Be②8Be+4He→12C+γ碳燃燒T＞6×108K12C+12C→24Mg+γ→23Na+p→20Ne+4He→23Mg+n→16O+24He氧燃燒T＞1.5×109K12O+12O→32S+γ→31P+p→28Si+4He→31S+n→24Mg+24He矽燃燒T＞1.5×109K28Si+28Si→56Ni+γ56Ni→56Fe+2e++2νe

當(dāng)恒星內(nèi)部形成Fe後，由於Fe的聚變反應(yīng)吸熱而不是放熱，恒星內(nèi)部的熱核反應(yīng)由此停止。太陽(yáng)中微子問(wèn)題

(TheSolarNeutrinoProblem)

中微子是一種不帶電、品質(zhì)極小的亞原子粒子，它幾乎不與任何物質(zhì)發(fā)生相互作用。太陽(yáng)內(nèi)部H核聚變釋放能量的5%被中微子攜帶向外傳輸，每秒大約有1015個(gè)中微子穿過(guò)我們的身體。目前接收到的太陽(yáng)的輻射（光子）實(shí)際上產(chǎn)生於~105-107年前的太陽(yáng)內(nèi)部，而中微子則是在當(dāng)時(shí)產(chǎn)生的。

光子在太陽(yáng)內(nèi)部的無(wú)規(guī)行走(randomwalk)SpectrumofSolarNeutrinosWater太陽(yáng)中微子的產(chǎn)生H+H

D+positron+neutrino

H+H+electron

D+neutrino

D+H

He3+gammarayHe3+He3

H+H+He4He3+He4

Be7+gammarayBe7+positron

Li7+neutrino

Li7+H

He4+He4Be7+H

B8+gammarayB8

Be8*+positron+neutrino

Be8*

He4+He4太陽(yáng)中微子的探測(cè)

原理(1)中微子與C2Cl4相互作用37Cl+ν→37Ar+e(2)37Ar俘獲內(nèi)殼層電子37Ar+e→37Cl+ν(3)37Cl退激發(fā)釋放光子

Homestake金礦中微子實(shí)驗(yàn)室1.6kmC2Cl4中微子探測(cè)器宇宙線ArArgonAtom100,000gal.tank金礦ArSudburyNeutrinoObservotary(SNO)inCanada

Super-KamiokandeNeutrinoObservotaryinJapan太陽(yáng)中微子探測(cè)器太陽(yáng)中微子失蹤案實(shí)際測(cè)量到的太陽(yáng)中微子數(shù)目只有理論計(jì)算值的約2/3?？赡艿脑颍禾?yáng)內(nèi)部結(jié)構(gòu)與成分與太陽(yáng)標(biāo)準(zhǔn)模型差異中微子物理——中微子振盪 電子中微子、μ中微子和τ中微子。揭示中微子失蹤之謎

Measurementoftherateofνe+d

p+p+e－

Q.R.Ahmadetal.(178persons)2001年，SNO的觀測(cè)結(jié)果證實(shí)中微子事實(shí)上沒(méi)有失蹤，只是在離開(kāi)太陽(yáng)後轉(zhuǎn)化成μ中微子和τ中微子，躲過(guò)了此前的探測(cè)，這間接證明中微子具有品質(zhì)。DirectEvidenceforNeutrinoFlavorTransformationfromNeutral-CurrentInteractionsintheSNO

Q.R.Ahmadetal.(2002)Thenumberofelectron-neutrinosobservedisonlyaboutonethirdofthetotalnumberreachingtheEarth.Thisshowsunambiguouslythatelectron-neutrinosemittedbytheSunhavechangedtomuon-ortau-neutrinosbeforetheyreachEarth.

§2.3太陽(yáng)內(nèi)部

熱平衡能量傳輸?shù)娜N形式：輻射、傳導(dǎo)與對(duì)流。太陽(yáng)核心區(qū)產(chǎn)生的能量主要通過(guò)輻射與對(duì)流向外傳遞。輻射(radiation)輻射傳熱：恒星內(nèi)部的冷物質(zhì)通過(guò)吸收熱區(qū)的光子而加熱。輻射平衡：如果恒星內(nèi)部產(chǎn)生的能量全部由輻射向外傳遞，則稱(chēng)恒星處?kù)遁椛淦胶狻］椛淦胶庀碌臏囟忍荻葹椋?/p>

其中κ

為不透明度係數(shù)。不透明度來(lái)源： 電子束縛-束縛躍遷（原子吸收線） 電子束縛-自由躍遷（光致電離） 電子自由-自由躍遷（軔致輻射）不透明度對(duì)恒星結(jié)構(gòu)的影響

κ↓→dL↑→Tc↓→P↓→R↓→κ↑

κ↑→Tc↑→P↑→R↑→κ↓對(duì)流(convection)：氣體在冷熱區(qū)域之間的大規(guī)模的迴圈流動(dòng)產(chǎn)生對(duì)流的物理?xiàng)l件 隨著恒星內(nèi)部的不透明度或產(chǎn)能率增大，輻射溫度梯度值增大，輻射不再是傳遞能量的有效方式，或輻射平衡是不穩(wěn)定的，這時(shí)在恒星內(nèi)部產(chǎn)生對(duì)流。對(duì)流傳熱的物理過(guò)程 熱氣體膨脹上升，冷卻後下沉，形成物質(zhì)流動(dòng)的迴圈和熱量的傳遞。對(duì)流不僅傳遞能量，還起著混合物質(zhì)的作用。對(duì)流平衡下的溫度

γ—絕熱指數(shù)2.恒星中的輻射和對(duì)流區(qū)

判據(jù)輻射區(qū)|dT/dr(rad)|<|dT/dr(conv)|對(duì)流區(qū)|dT/dr

(rad)|>|dT/dr(conv)|由輻射平衡下的溫度梯度知對(duì)流區(qū)出現(xiàn)的條件：溫度低或產(chǎn)能率高。(1)低質(zhì)量主序星(M<1.5-2M⊙)輻射區(qū)＋對(duì)流包層核心區(qū)ε~T4

→能量產(chǎn)生於較大的內(nèi)核包層：T↓→κ↑區(qū)域R/R(0)T(K)ρ(g/cm3)能量傳輸核心區(qū)0.0-0.25~15,000,000-8,000,000~160-10輻射輻射區(qū)0.25-0.85~8,000,000-500,000~10-0.01輻射對(duì)流區(qū)0.85-1.0~500,000-10,000<0.01對(duì)流太陽(yáng)內(nèi)部的輻射與對(duì)流區(qū)(2)大品質(zhì)主序星(M>1.5-2M⊙)對(duì)流區(qū)＋輻射包層核心區(qū)ε~T17

→能量產(chǎn)生於很小的內(nèi)核區(qū)（對(duì)10M⊙恒星，50%的能量產(chǎn)生於包含2%品質(zhì)的體積內(nèi)）。(3)極低質(zhì)量主序星(M<0.8M⊙)低溫整體對(duì)流3.物態(tài)氣體內(nèi)部的總壓強(qiáng)主要由兩部分組成： 氣體粒子運(yùn)動(dòng)產(chǎn)生的氣體壓強(qiáng)和光子產(chǎn)生的輻射壓強(qiáng)P＝Pg＋Prad

非簡(jiǎn)並氣體(non-degenerategas)理想氣體狀態(tài)方程Pg＝nkT＝ρkT/μmH 其中μ:平均分子量，mH:H原子品質(zhì)對(duì)完全電離等離子體：

Pg＝ρkT

(2X＋3Y/4＋Z/2

)/mH輻射壓Prad＝aT4/3簡(jiǎn)並氣體(degenerategas)(1)電子簡(jiǎn)並條件：高密、低溫。(2)電子簡(jiǎn)並壓的物理成因：Pauli不相容原理：電子不可能佔(zhàn)據(jù)兩個(gè)相同的能態(tài)Heisenberg測(cè)不準(zhǔn)原理△X△PX＞h(3)電子簡(jiǎn)並壓非相對(duì)論性電子（v<<c）:Pe~ρ5/3相對(duì)論性電子（v≤c）:Pe~ρ4/3

抗壓縮性，與溫度無(wú)關(guān)(4)離子壓強(qiáng)PI＝ρkT

(X＋Y/4

)/mHDegeneracy§2.4標(biāo)準(zhǔn)太陽(yáng)模型恒星內(nèi)部的平衡條件(1)品質(zhì)連續(xù)性方程考慮品質(zhì)為M、半徑為R的氣體球，半徑為r、厚度為dr的球殼所包含的品質(zhì)為：dM(r)＝4πr2ρdr→dM(r)/dr＝4πr2ρ(2)流體靜力學(xué)平衡對(duì)半徑為r、厚度為dr的球殼內(nèi)面積為dA的氣體元，重力dFg＝－GM(r)dM/r2＝－GM(r)ρdAdr/r2壓力dFP＝PdA－(P+dP)dA＝－dPdA0＝dFg+dFP＝－GM(r)ρdAdr/r2－dPdA→dP/dr＝－GM(r)ρ/r2(3)能量守恆L(r)—單位時(shí)間通過(guò)半徑為r的球面的能量ε(r)—單位物質(zhì)在單位時(shí)間產(chǎn)生的能量半徑為r、厚度為dr的球殼兩側(cè)的能量差dL＝L(r+dr)－L(r)＝εdM＝4πr2ρεdr→dL/dr＝4πr2ρε(4)能量的傳輸dT/dr=dT/dr|rad+dT/dr|con恒星模型(StellarModel)假設(shè)恒星是球?qū)ΨQ(chēng)的，給定恒星的初始品質(zhì)M和化學(xué)組成X,Y,Z，

對(duì)某一特定半徑r處的球殼，求解由：流體靜力學(xué)平衡方程，品質(zhì)連續(xù)性方程，能量守恆方程，能量傳輸方程，和物態(tài)方程（理想氣體、簡(jiǎn)並氣體），產(chǎn)能率公式，不透明度公式，組成的方程組，以及邊界條件：當(dāng)r＝0時(shí)，M(0)＝0，L(0)=0;當(dāng)r＝R時(shí)，M(R)＝M,T(R)=0,P(R)=0可以得到：恒星的結(jié)構(gòu)，即恒星從中心到表面不同半徑r處的壓強(qiáng)P、密度ρ、溫度T、品質(zhì)M、光度L、產(chǎn)能率ε和不透明度κ等。

標(biāo)準(zhǔn)太陽(yáng)模型(TheStandardSolarModel)日震學(xué)(Helioseismology)太陽(yáng)的內(nèi)部擾動(dòng)產(chǎn)生壓力波（聲波）。在太陽(yáng)表面，聲波表現(xiàn)為表面物質(zhì)的上下振盪（幅度~幾千米，週期~5-10分鐘）。太陽(yáng)振盪造成譜線位移。利用太陽(yáng)表面的振盪可以研究太陽(yáng)的內(nèi)部結(jié)構(gòu)。TheSolarandHeliosphericObservatory，1995年12月2日發(fā)射，研究太陽(yáng)的內(nèi)部結(jié)構(gòu)、外層大氣和太陽(yáng)風(fēng)的起源。恒星品質(zhì)-光度關(guān)係的解釋品質(zhì)越大的恒星引力越大。流體靜力學(xué)平衡要求內(nèi)部壓強(qiáng)越大。狀態(tài)方程表明內(nèi)部溫度越高。產(chǎn)能率越高。光度越高。恒星的結(jié)構(gòu)與演化

由於核反應(yīng)的進(jìn)行，恒星內(nèi)部的化學(xué)組成發(fā)生變化，如經(jīng)過(guò)Δt時(shí)間H元素豐度的變化為ΔX∝-εΔt。將新的化學(xué)組成作為初始條件重新代入上述方程組求解，得到恒星在時(shí)間後的結(jié)構(gòu)。依次類(lèi)推，可以求得恒星的結(jié)構(gòu)隨時(shí)間的變化，即恒星的演化。

§2.5太陽(yáng)大氣光球可見(jiàn)光輻射區(qū)，半徑約700,000km，溫度約6000K，利用吸收光譜確定了67種元素的化學(xué)組成。米粒組織光球上的明亮斑點(diǎn)，平均直徑約1000km，壽命約5-10分鐘，米粒比光球溫度高300-400K，由光球下麵的氣體對(duì)流造成。色球位於光球上方，厚度約2,000-3000km，密度稀薄，光度較低，產(chǎn)生發(fā)射線，僅在日全食時(shí)才能觀測(cè)到。日冕太陽(yáng)大氣的最外層，溫度~106–107

K，非常稀薄的電離氣體。日冕的高能輻射紫外X射線太陽(yáng)風(fēng)太陽(yáng)釋放的快速帶電粒子流。太陽(yáng)風(fēng)源於日冕的高溫。品質(zhì)損失率~1012gs-1。太陽(yáng)風(fēng)主要通過(guò)冕洞向外流失。CannibalCoronalMassEjections

Fast-movingsolareruptionsthatovertakeanddevourtheirslower-movingkincantriggerlong-lastinggeomagneticstormswhentheystrikeEarth'smagnetosphere.AcoronagraphonboardtheESA-NASASOHOspacecraftcapturedthisexampleofCMEcannibalisminactiononJune6,2000.

Thissequenceofimagesisfromacomputeranimationillustratinganartist'sconceptofCoronalMassEjection(CME)cannibalism.Credit:NASA,WaltFeimer,Max-QDigitalGroup,Honeywell太陽(yáng)風(fēng)與極光地球磁層§2.6太陽(yáng)的活動(dòng)太陽(yáng)黑子光球上不規(guī)則的黑色區(qū)域，大小約10,000千米，溫度約4000–4500K。通常成群出現(xiàn)。太陽(yáng)黑子的變化黑子的持續(xù)時(shí)間為幾小時(shí)到幾個(gè)月。利用黑子在日面的運(yùn)動(dòng)可以確定太陽(yáng)的較差轉(zhuǎn)動(dòng)。太陽(yáng)黑子的變化黑子數(shù)的平均變化週期大約為11年。在此期間黑子逐漸向赤道方向運(yùn)動(dòng)。太陽(yáng)黑子與磁場(chǎng)Zeeman效應(yīng)磁場(chǎng)→譜線分裂，譜線分裂程度→磁場(chǎng)太陽(yáng)黑子處的磁場(chǎng)比周?chē)鷧^(qū)域磁場(chǎng)強(qiáng)1000倍左右。黑子與太陽(yáng)磁場(chǎng)較差轉(zhuǎn)動(dòng)導(dǎo)致太陽(yáng)磁力線纏卷。黑子與太陽(yáng)磁場(chǎng)磁場(chǎng)穿透太陽(yáng)表面，黑子形成。WhatLiesBeneathaSunspot?Usingtechniquessimilartomedicalultrasounddiagnostics,scientistshavepeeredinsidetheSunanddiscoveredwhatliesbeneathsunspots,planet-sizeddarkareasonthesurfaceofourstar.Sunspotsaresurprisinglyshallow,andtheylieontopofswirlinghurricanesofelectrifiedgasbigenoughtoswallowtheplanetEarth.太陽(yáng)磁場(chǎng)的形成——發(fā)電機(jī)理論太陽(yáng)22年活動(dòng)週期TheResurgentSun

Evidenceismountingthatsomesolarcyclesaredouble-peaked.Theongoingsolarmaximummayitselfbeadouble--andthesecondpeakhasarrived.太陽(yáng)活動(dòng)區(qū)日珥突出日面的物質(zhì)拋射。比日面暗弱，需要單色觀測(cè)或在日全食時(shí)觀測(cè)。與黑子有密切聯(lián)繫。來(lái)自色球/日冕的冷氣體雲(yún)?！?.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?kù)斗€(wěn)定狀態(tài)（流體靜力學(xué)平衡和熱平衡）。當(dāng)恒星無(wú)法產(chǎn)生足夠多的能量時(shí)，它們就無(wú)法維持熱平衡和流體靜力學(xué)平衡，於是開(kāi)始演化。

恒星的一生就是一部和引力鬥爭(zhēng)的歷史！Russell-Vogt原理 如果恒星處?kù)读黧w靜力學(xué)平衡和熱平衡，而且它的能量來(lái)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品質(zhì)和化學(xué)豐度決定。恒星演化時(shí)標(biāo)(1)核時(shí)標(biāo)(nucleartimescale)恒星輻射由核心區(qū)（約1/10品質(zhì)）核反應(yīng)產(chǎn)生的所有能量的時(shí)間。tn＝E/L＝η△Mc2/L

≈0.7%0.1Mc2/L

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

(3)動(dòng)力學(xué)時(shí)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(shí)間。td＝R/V

≈(R3/GM)1/2≈(27min)(R/R⊙)3/2(M/M⊙)-1/2恒星統(tǒng)計(jì)與演化如果相同品質(zhì)的恒星的演化過(guò)程基本相同，在H-R圖上恒星的不同類(lèi)型反映它們處?kù)恫煌难莼A段。如果恒星的誕生率和死亡率一致，在H-R圖上某一類(lèi)恒星數(shù)目的多少就反映了恒星在該演化階段所停留時(shí)間的長(zhǎng)短。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燃燒品質(zhì)範(fàn)圍:0.08M⊙<M<~100M⊙

質(zhì)光關(guān)係和品質(zhì)-半徑關(guān)係 L~M2.5-4,R~M0.5-1

主序星的演化(1)零齡主序(zeroagemain-sequencestar,ZAMS)剛剛開(kāi)始核心H燃燒的恒星，在H-R圖上佔(zhàn)據(jù)主序帶的最左側(cè)。(2)演化時(shí)標(biāo)——核反應(yīng)(41H→4He+γ)

時(shí)標(biāo)tn＝η△Mc2/L

≈(1010yr)(M/M⊙)(L/L⊙)-1

≈(1010yr)(M/M⊙)-2.5forM>M⊙or(1010yr)(M/M⊙)-2forM<M⊙不同品質(zhì)主序星的演化時(shí)標(biāo)

M(M⊙)30151.00.5tn(yr)2×10610710106×1010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。主序帶：主序星從核心H燃燒開(kāi)始到結(jié)束在H-R圖上佔(zhàn)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↑§3.2恒星主序後的演化

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(guò)程：核心H枯竭，體積膨脹。

(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(guò)程：核心H枯竭 →Rc↓→

Tc↑

核區(qū)電子簡(jiǎn)並→殼層H燃燒→R↑→T↓→在恒星包層，對(duì)流傳遞能量→L↑StructureofARedGiant(3)He閃(Heliumflash)H-R圖：恒星攀升到紅巨星支的頂點(diǎn)。內(nèi)部過(guò)程：核心He開(kāi)始燃燒（Tc～108K）→Tc↑（簡(jiǎn)並→

Rc不變）→ε↑→Tc↑→(..)→核心He爆燃(△t~minutes,

L~1011L⊙)→電子簡(jiǎn)並解除(4)水準(zhǔn)支(horizontalbranch)H-R圖：恒星向左下方移動(dòng)至水準(zhǔn)支內(nèi)部過(guò)程：核心He（殼層H）燃燒→Rc↑→Tc↓→R↓→T↑(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(guò)程：核心He枯竭（CO核）→Rc↓→Tc↑→殼層He和H燃燒→L↑R↑T↓熱脈衝(thermalpulses)H-R圖：恒星移至漸進(jìn)巨星支頂點(diǎn)。內(nèi)部過(guò)程：殼層He閃（不穩(wěn)定燃燒）→恒星脈動(dòng)（熱脈衝）→拋射紅巨星的包層（25%-60%品質(zhì)）→行星狀星雲(yún)+高溫簡(jiǎn)並CO核心(6)行星狀星雲(yún)的CO核心坍縮成白矮星H-R圖：恒星向左方移動(dòng)。內(nèi)部過(guò)程：核心收縮→T↑行星狀星雲(yún)向外彌散(7)白矮星冷卻H-R圖：恒星向右下方移動(dòng)。內(nèi)部過(guò)程：白矮星冷卻→黑矮星。低質(zhì)量恒星的一生行星狀星雲(yún)(planetarynebulae)低質(zhì)量恒星在死亡時(shí)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(guò)~5×104

yr。螺旋星雲(yún)HelixNebulaRingNebula啞鈴星雲(yún)DumbbellNebulaCat'sEyeNebula沙漏星雲(yún)蝴蝶星雲(yún)TheEskimoNebula

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(guò)CNO迴圈進(jìn)行，內(nèi)部溫度更高，輻射壓對(duì)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(jiǎn)並的，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(duì)流的方式向外傳遞。

在H-R圖上演化軌跡恒星內(nèi)部物理過(guò)程1.恒星向右方移動(dòng)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(dòng)。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(dòng)，然後折向右下方(?)紅超巨星(熱脈衝、超星風(fēng))→行星狀星雲(yún)+高溫簡(jiǎn)並CO核CO核坍縮→高溫白矮星白矮星冷卻→黑矮星(2)中等品質(zhì)（M＝5M⊙）恒星的演化5M⊙恒星的演化中等品質(zhì)恒星的演化(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→超新星恒星內(nèi)部物理過(guò)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AMassiveStaratTheEndofItsLife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SequenceofEventsinaSupernovaExplosionTypeIIsupernovae超新星爆發(fā)的數(shù)值模擬(4)特大品質(zhì)恒星的演化星風(fēng)引起的品質(zhì)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(guò)程 O型星→藍(lán)超巨星→（紅超巨星）→WR星→Ib/Ic型超新星+中子星/黑洞高質(zhì)量恒星的一生(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特徵：

光度L～107-1010

L⊙， Lf/LI～108

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

產(chǎn)物：

膨脹氣殼（超新星遺跡）+緻密天體（中子星或黑洞）SN1998aqinthegalaxyNGC3982

歷史超新星

爆發(fā)時(shí)間(AD)光度極大星等發(fā)現(xiàn)者遺跡185?-8中國(guó)天文學(xué)家RCW86393-1中國(guó)天文學(xué)家837?-8?中國(guó)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分類(lèi)：I型（Ia,Ib/Ic）—無(wú)H線；II型—有H線光變曲線不同爆發(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)：大品質(zhì)恒星的核坍縮。TWOTYPESOFSUPERNOVAESupernovaTypeTypeIaTypeIIMaximumLuminosity3x109

L⊙3x108

L⊙SpectrumNoHlinesLinesofmanyheavyelementsHydrogenlines

ParentStarWhitedwarfinbinarysystemMassivestarTriggermechanismMasstransferfromcompanionCollapseofironcoreExplosionmechanismThermonuclearexplosionofC/Ocore

ironReboundshockfromneutronstarsurface:neutrinopressureLeftbehindNothingNeutronstarDebrisMostlyironAllkindsofelements超新星1987A1987.2.23爆發(fā)於LMC(d=170,000ly)，是人類(lèi)自望遠(yuǎn)鏡發(fā)明以來(lái)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⊙超新星1987A的光變曲線在爆發(fā)前1.8-3小時(shí)，日本Kamioka和美國(guó)IMB的的探測(cè)儀測(cè)量到19個(gè)中微子超新星1987A的中微子探測(cè)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(gè)中微子→爆發(fā)前20小時(shí)地球上每m2有5×1014個(gè)中微子穿過(guò)超新星1987A的遺留物：環(huán)狀星雲(yún)SN1987AinX-ray環(huán)狀星雲(yún)的結(jié)構(gòu)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(guò)程中與星際物質(zhì)和磁場(chǎng)相互作用而形成的氣體星雲(yún)。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(lèi)： 殼層型（輻射主要來(lái)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(lái)自遺跡整個(gè)區(qū)域，並且由中心的脈衝星提供能源）。CrabNebula-OpticalandX-ray典型的超新星遺跡TychoNebula

天鵝圈CygnusLoopPuppiesA

脈衝星恒星初始品質(zhì)(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?不同品質(zhì)恒星的演化結(jié)局3.恒星演化與元素合成

宇宙元素豐度

元素粒子數(shù)相對(duì)豐度（%）H（1個(gè)核子）90He（4個(gè)核子）9Li族（7.1個(gè)核子）0.000001C族（12個(gè)核子）0.2Si族（23.8個(gè)核子）0.01Fe族（50.2個(gè)核子）0.01中等品質(zhì)元素（63個(gè)核子）0.00000001重元素（>100個(gè)核子）0.000000001宇宙中的各種元素是如何形成的？宇宙元素豐度2.原初元素—H,He和少量的Li,B,Be，形成於宇宙大爆炸初期。3.恒星內(nèi)部的核合成(nuclearsynthesis)燃燒過(guò)程產(chǎn)物溫度(K)最小品質(zhì)(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(guò)程(s-process)中子俘獲過(guò)程比β衰變慢發(fā)生在恒星內(nèi)部，形成→209Bi（鉍）元素。2)快過(guò)程(r-process)中子俘獲過(guò)程比β衰變快發(fā)生在超新星爆發(fā)，形成→251Cf（鉲）元素。§3.3恒星演化的觀測(cè)證據(jù)

1.星團(tuán)(starcluster)及其H-R圖恒星在天空中的分佈有聚集成團(tuán)的現(xiàn)象。形態(tài)不規(guī)則大小～6-50ly品質(zhì)～102-103

M⊙恒星密度～0.1-10M⊙ly-3

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

形態(tài)球形或扁球形大小～60-300ly品質(zhì)～104-107

M⊙恒星密度～1-100M⊙ly-3ρ/ρ0~50-103空間分佈以銀心為球心的球狀分佈，d