《恒星的基本知识》PPT课件.ppt

1,恒星的基本性质,1.1 一些恒星的基本物理量及其测量,1.2 赫罗图,1.3 星族,1.4 恒星演化的基本方程,2,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,3,什么是恒星？,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.,4,典型的恒星参数范围,5,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,6,1 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=4pR2 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,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m1和m2的恒星亮度之比为：F1/F2=10-0.4(m1-m2)。,8,-26.8,-12.5,-4.4,-1.5,6,18,30,Hubble,Keck Limit,9,1）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 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-4,10,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。,恒星的光谱型,11,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。,12,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,13,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 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(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),14,1.2 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=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。,15,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。,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。,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,赫罗图上的等半径线（L=4pR2s T 4）MM2.5 log(L/L)5 log(R/R)10 log(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,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。,19,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。,20,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,21,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。,22,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？,23,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,24,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。,pp链与CNO循环核反应的比较,25,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（光球）下面却,26,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。,27,不同质量的恒星在主序时结构不一样,28,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。,29,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,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？,30,(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,31,4He+4He 8Be+g8Be+4He 12C+g,8Be是非常不稳定的同位素，分裂成两个4He的时标仅为10-12 s。,32,白矮星(white dwarf),白矮星比通常的恒星要小很多，质量与太阳差不多，大小与地球比较接近。其物态组分与理想气体完全不一样，靠电子的简并压力抗拒引力的作用，来维持天体的结构。,33,行星状星云(planetary nebulae),低质量恒星在死亡时抛出的气体包层，受到中心高温白矮星的辐射电离而发光。通常为环形，年龄不超过5104 yr。,注意：行星状星云与行星没有联系，与发射星云也没有联系。,34,低质量恒星的演化,请哪位同学复述下抵质量恒星的演化。,35,中小质量恒星的演化,不经历氦闪,36,演化的结果：行星状星云+白矮星,沙漏星云,Ring Nebula,37,白矮星,光度为 0.1 10-3 L 绝对星等为 Mv 8m-16m,半径小于10 9 cm,质量为 0.3 1.2 M，平均0.7 M(Chandrasekhar 质量上限为1.4 M),有效温度Teff 5 103-4 104 K,物质平均密度为 105 109 g cm-3,光谱分类DC、DO、DBDM.（Classifications NOT analogous to MS reflect compositions,not temperature）,白矮星磁场 105 108 G,38,Distinguishing Traits of Compact Objects,a M=1.989 x 1033 g b R=6.9599 x1010 cm,39,白矮星内部物质密度非常高，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,40,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,41,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？,