恒星的基本知识分解

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恒星的光谱型
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
中型星
晚型星
Oh, Be A Fine Guy (Girl), Kiss Me!
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光谱型 表面温度(K) O B
> 25,000
11,000 ~ 25,000
颜色 蓝紫 蓝白
特征谱线
强电离He线，重元素多次电离线， 无氢线。 中性He线，重元素一次电离线，很 弱的H线 强H线，重元素一次电离线（如 Ca+ ） 重元素一次电离线，弱 H 线和中性 金属线 强重元素一次电离线，中性金属线 强中性金属线，重元素一次电离线 强分子带，中性金属线，无氢线
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。 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
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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。
(He core flash and Horizontal 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
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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）%。
恒星在赫罗图上的演化
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。
恒星的一生就是一部和引力斗争的历史！
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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 ) • 经历氦闪或不经历氦闪进入核心氦燃烧的水平支阶段
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光亮度 （Luminosity）
化学成分
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
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1 恒星的光度
•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。
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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~5×104 yr。
Spirograph nebula
Ring Nebula
Cat’s Eye Nebula
注意：行星状星云与行星没有联系，与发射星云也没有联系。
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典型的恒星参数范围
参数 半径 质量 优秀温度 （Teff）
太阳
R⊙ = 7 ×10 8 m M⊙ = 2 ×10 30 kg Teff, ⊙ = 5770 K L⊙ = 3.8×10 26 W Z⊙ = 0.02
恒星
10 −2 − 10 2 R⊙ 10 −1 − 10 2 M⊙ 10 3 − 10 5 K 10−5 − 106 L⊙ ~ 10−3 − 5 Z⊙
白矮星
对赫罗图的解释
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
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。 。
(五车二) (织女星)
(大角星)
(木星)
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§1.2 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。
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
Inverse Square Law of Light
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• 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) 。
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恒星的分类(按体积)
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 ~ 10－5R⊙
参宿四(猎户座a星)
唯一准确知道的恒星 半径是太阳半径： (6.95980.0007)105 km
(鲸鱼星)
T
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恒星在赫罗图上的分布特征
主序星 蓝超巨星 红巨星 白矮星
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 ）
M－M⊙＝－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 主序星 半径R
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
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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
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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.
-26.8
-12.5
-4.4
-1.5
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Hubble,Keck Limit
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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StefanBoltzmann 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＝σT 4 总的黑体辐射的功率 L = 4pR 2 σT 4 其中Stefan-Boltzmann常数 σ＝5.67×10 -5 erg cm-2s-1 K-4
=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？
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例
低质量 (M <2 .25M⊙) 恒星的演化
在此以1M⊙恒星的演化为例。 演化阶段可以分为
(1) 亚巨星支
More mass
30 2×106
15 107
Shorter life
1.0 1010
Longer life
0.5 6×1010
Less mass
More P and T The relation goes as: Faster fusion
Less P and T
Slower fusion
With t
太阳便处在主序带上。
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以氢燃烧（即4 1H→4He + 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。
热核聚变反应 是否为自然界 中最有效的产 能方式？
热核反应 的条件是 什么？
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。
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主序星内部氢的热核反应具体又分为两种
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
tnuc (1010 yr) (M/M⊙) (L/L⊙)-1