第二章 太阳和恒星结构
恒星的结构
恒星的结构1、太阳的整体结构太阳整体结构太阳大气太阳风（日冕中的物质向外流失，形成太阳风）日冕（在日全食的时候能看到，由气高温体构成）过渡区色球（在日全食的时候可以看到太阳的色球层）光球（平时我们用肉眼看到的是太阳的光球层）太阳内部对流区辐射区核心区太阳大气从内到外分别是光球层、色球层（过渡区）和日冕层。
太阳风会对地球造成一定的影响。
太阳内部从内到外是核心区、辐射区和对流区。
标准太阳模型：以一个太阳质量的恒星演化到50亿年的年龄的时候，我们计算它的内部结构，我们把这个内部结构表现出来的物理性质和我们实际观测太阳去做对比，你会发现它会非常精确地符合。
所以我们把它叫做标准太阳模型（The Standard Solar Model）。
它实际上是反映着以一个太阳物质这么重的这样一颗恒星它的内部以及它的演化情况。
我们看到的标准太阳模型有一系列的物理参数所描述。
比如说密度，太阳外层的密度可达0.01g/cm3，但是核心的密度可达150g/cm3。
但是总体来说太阳的密度平均是1g/cm3。
再如温度，从核心的1500万℃，降到表面的大约5500℃。
2、太阳的能源有关太阳的一些数据：平均轨道半径：2.7×1020m和地球的平均距离：1.496×1011m 视星等：-26.74绝对星等：4.83光谱类型：G2V角直径：31.6-32.7′金属量：Z=0.0122星体赤道半径：6.96×108m赤道周长：4.379×109m轨道周期：8×1015s绕银河系公转速度：≈220km/s星体质量1.99×1030kg表面积：6.09×1012km2赤道表面重力：274m/s2扁率：9×10-6体积：1.41×1018km3平均密度：1.408g/cm3核心密度（模型）：162.2g/cm3逃逸速度（从表面）：617km/s光度：3.846×1026W≈3.75×1028lm 年龄：≈4.6×109yr平均辐射率：2.009×107W·m-2·sr-1表面温度：5778K中心温度：1.57×107K自转速度（赤道）：7.189×103km/h太阳从诞生到现在几乎是以稳定的辐射进行的。
恒星结构
L
H. R. Russell
T
1911年，丹麦天文学家 Ejnar Hertzsprung(赫兹普隆) 把同一个星团的每一颗恒星 的亮度对色指数创制成一张 图。
E. Hertzsprung
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
从赫罗图得到的结论
恒星可被分为几类 多数恒星处于主序带 少数属于红巨星带 极少数属于白矮星带
Sir Arthur S. Eddington
Coulomb barrier for charged-particle reactions
热核反应原理
Einstein质量-能量关系：E＝mc2 原子核结合能：Q＝[( Zmp＋Nmn )－m (Z, N)] c2 /A
Z—核电荷数（原子序数），N —中子数 A＝Z＋N 原子量
对流传热的物理过程
热气体膨胀上升，冷却后下沉，形成物质流动的循 环和热量的传递。
对流不仅传递能量，还起着混合物质的作用。
对流平衡下的温度
dT 1 T dP (1 - )( )( ) dr P dr
—绝热指数
3. 物态 (Physical State) 气体内部的总压强主要由两部分组成： 气体粒子运动产生的气体压强和光子产生的辐 射压强 P＝Pg ＋ Prad 非简并气体 (non-degenerate gas) 理想气体状态方程 Pg＝nkT＝ kT/mmH 其中m : 平均分子量 ，mH : H原子质量 对完全电离等离子体： Pg＝ kT (2X＋3Y/4＋Z/2 ) /mH 辐射压Prad＝aT4/3
产能率e,
和不透明度k等。
标准太阳模型 (The Standard Solar Model)
太阳系之恒星太阳
太阳的结构：
太阳日冕：
是太阳大气的最外层。而它的温度反
比色球层高，可达上百万摄氏度。在 日全食时在日面周围看到放射状的非 常明亮的银白色光芒即是日冕。日冕 的范围在色球之上，一直延伸到好几
个太阳半径的地方。日冕还会有向外
膨胀运动，并使得冷电离气体粒子连 续地从太阳向外流出而形成太阳风。
太阳头上的帽子--日冕
带电粒子进入地球的两极地区。两极的高层大气，受到太阳风
的轰击后会发出光芒，形成极光。在南极地区形成的叫南极光，
在北极地区形成的叫北极光。
延时摄影下的银河与北极光（美国中西部）
NASA宇航员从太空拍摄极 光：地球灯光秀
极光虽然美丽，但是在地球大气层中投下的能量， 可以与全世界各国发电厂所产生电容量的总和相比。这
黑子对地球的影响：
1.出现磁暴
2.出现极光
3.干扰通讯 4.引起地球上气候的变化 5.地震 6.植物 7.我们的身体
太阳的结构：
色球：
紧贴光球以上的一层大气称为色球层，
平时不易被观测到，过去这一区域只 是在日全食时才能被看到。当月亮遮 掩了光球明亮光辉的一瞬间，人们能 发现日轮边缘上有一层玫瑰红的绚丽
太阳：
• 是太阳系的中心天体，太阳系质量的99.86%都集中在太阳。八
大行星以及数以万计的小行星所占比例微乎其微。它们沿着自己
的轨道万古不息地绕太阳运转着，同时，太阳又慷慨无私地奉献
出自己的光和热，温暖着太阳系中的每一个成员，促使他们不停 地发展和演变。
太阳直径大约相当于地球直径的109倍；体积大 约是地球的130万倍；其质量大约是地球的
恒星诞生： “创造支柱”--1995年美国宇 航局哈勃太空望远镜首次观测
到创造之柱。“创造之柱”是
天体物理学南京大学课件chapter02
§2.3 太阳内部
1. 热平衡
能量传输的三种形式：辐射、传导与对 流。 太阳核心区产生的能量主要通过辐射与 对流向外传递。
辐射 (radiation)
辐射传热：恒星内部的冷物质通过吸收热 区的光子而加热。 辐射平衡：如果恒星内部产生的能量全部 由辐射向外传递，则称恒星处于辐射平衡。 辐射平衡下的温度梯度为：
① 12C + 1H → 13N +γ
② 13N → 13C + e+ +νe ③ 13C + 1H → 14N +γ ④ 14N + 1H → 15O +γ ⑤ 15O → 15N + e+ +νe
⑥ 15N + 1H → 12C + 4He
质子-质子链与碳氮氧循环核反应的比较
恒星内部的流体静力学平衡
23Na
+p
56Ni
→ 56Fe + 2e+ + 2νe
→ 20Ne + 4He → 23Mg + n → 16O + 2 4He
氧燃烧
T＞1.5×109 K
12O
+ 12O → 32S +γ → 31P + p → 28Si + 4He → 31S + n
→ 24Mg + 2 4He
当恒星内部形成Fe后，由于Fe的聚变反应 吸热而不是放热，恒星内部的热核反应由此 停止。
Degeneracy
§2.4 标准太阳模型
恒星内部的平衡条件
(1) 质量连续性方程
考虑质量为M、半径为R的气体球，
半径为r、厚度为dr的球壳所包含的质量为：
高中地理必修一第一章第二章知识点
第一章行星地球第一节宇宙中的地球1.天体：宇宙间物质的存在形式。
恒星、星云、行星、流星、彗星，其中恒星和星云是最基本的天体。
恒星特点：①自身可以发光、发热；②体积、质量巨大；③距离遥远。
彗星哈雷彗星 76周年比较：太阳是离地球最近的恒星。
月球是距离地球最近的天体。
金星是离地球最近的行星。
2.天体系统:运动中的物体相互吸引、相互绕转，形成天体系统。
河外星系地球3.天体系统：总星系地月系月球太阳系银河系其他行星系其他恒星系4．八大行星名称：水、金、地、火、木、土、天王、海王星（距日远近）5.类地行星水星、金星、地球、火星分类巨行星木星土星远日行星天王星海王星6.共同特征：同向性、共面性、近圆性日地距离适中，形成了适宜生物生长的温度条件内部条件体积和质量适中，吸引大气聚集，形成了适宜生命物质呼吸的大气7.存在生命地球上有液态水的条件安全的宇宙环境外部条件稳定的光照条件第二节太阳对地球的影响1.太阳概况：主要成分是氢和氦，其表面温度约为6000K.2.太阳能量的来源：太阳内部的核聚变。
3.太阳辐射的影响：①为地球提供了光、热资源②维持着地表温度，是大气运动和生命活动的主要动力③直接、间接地为地球上提供了能源4.太阳辐射的分布：从赤道向两极递减5.太阳的结构：由内向外，分别是光球层、色球层、日冕层。
6.太阳活动的标志：黑子----光球层；耀斑---色球层---太阳活动最激烈（剧烈）的显示。
周期约为11年7.太阳活动对地球的影响①影响地球的电离层，使无线电通信受到影响甚至中断 ②影响地球的磁场，产生“磁暴”现象 ③两极地区产生“极光”现象 ④影响地球气候，发生异常。
第三节 地球的运动1. 地球运动的一般特点类型 绕转中心 方向速度周期 角速度 线速度自转地轴自 北 西 逆 向 南 东 顺除南、北极点为零外， 其他各地均相等 （15°/时）由赤道向南北两极递减，南北极点为零恒星日（真正） (23时56分4秒) 太阳日（常用） （24时）公转 太阳近似正圆的椭圆，速度大小不等 近日点（1月初），角速度、线速度快（1近快） 远日点（7月初），角速度、线速度慢（7远慢） 恒星年 365日6时9分10秒备注：（1）地球自转时，最北端（北极）永远指向北极星附近。
太阳的特点以及太阳与人类的关系教学教案
太阳的特点以及太阳与人类的关系教学教案第一章：太阳的基本特点1.1 太阳的简介太阳是离地球最近的恒星。
太阳位于银河系中心附近，距离地球约1.5亿公里。
1.2 太阳的结构太阳由内到外分为核心、辐射带、对流带和光球层。
太阳的核心区域温度高达1500万摄氏度，是太阳能量产生的地方。
1.3 太阳的能量输出太阳通过核聚变反应产生能量，每秒钟释放出巨大的能量。
太阳的能量输出对地球的气候和生态系统有着重要的影响。
第二章：太阳与地球的关系2.1 太阳对地球的影响太阳是地球生命存在的重要能量来源，支持地球上的生物活动。
太阳的能量驱动了地球上的水循环、大气循环和生态系统的平衡。
2.2 太阳辐射与地球气候太阳辐射的强度和变化对地球的气候有着直接的影响。
太阳黑子活动周期的变化与地球气候的波动存在一定的关联。
2.3 太阳风暴与地球环境太阳风暴是太阳表面的爆发现象，会产生高能粒子和辐射。
太阳风暴对地球的电离层、磁场和通信系统产生影响，甚至可能导致电网故障。
第三章：太阳活动的观测与研究3.1 太阳观测的方法和仪器太阳观测可以通过肉眼观察、日冕仪、太阳望远镜等仪器进行。
太阳望远镜可以观察到太阳的详细结构，如太阳黑子、耀斑等。
3.2 太阳活动的记录与分析科学家通过记录太阳黑子数量、耀斑爆发等指标来研究太阳活动。
太阳活动周期的研究有助于我们了解太阳活动的规律和变化。
3.3 太阳研究的重要发现科学家通过长期的观测和研究，发现太阳活动与地球气候变化之间的关联。
太阳的研究还揭示了太阳内部的物理过程和能量转换机制。
第四章：太阳与人类生活的关系4.1 太阳能的利用太阳能是一种清洁、可再生的能源，可以通过太阳能电池板转换为电能。
太阳能热水器可以将太阳能转化为热能，用于热水供应和供暖。
4.2 太阳辐射对人类健康的影响适量的太阳辐射有助于人体合成维生素D，促进钙的吸收。
过度的太阳辐射可能导致皮肤癌、晒伤等健康问题。
4.3 太阳观测与天气预报太阳的活动对地球的气候和天气有着重要的影响，天气预报需要考虑太阳的观测数据。
太阳系的形成和恒星的演化(PPT课件(初中科学)26张)
制作模型
把准备好的沙子分成三堆，分别制作太阳系形成三个阶段的模型： 1.圆盘状星云阶段。 2.早期太阳形成阶段。 3.行星形成阶段。
3.有关太阳系形成的其他学说
——至今已有五十多种
①康德—拉普拉斯星云说：
②灾变说：
灾变说认为地球等行星的物质是因为某种偶然的巨变（如另一颗恒星 接近太阳或与太阳相撞）而从太阳中分离出来的。
4．阅读材料，回答下列问题。 天文学家认为星云物质在某些条件下会形成原恒星，原恒星不断收缩，
内部温度和压力升到相当高，然后进入被称为主序星的稳定期。太阳目前 正处于主序星演变阶段，它主要由正、负电子和质子、氦的原子核组成。 维持太阳辐射的是它内部的核聚变反应。在演变末期，太阳将离开主序星 阶段膨胀而转化为红巨星的演变阶段，然后塌陷为密度很大的白矮星，最 终将慢慢熄灭，变成一颗看不见的黑矮星，成为星云的一部分。 （1）地球只接受了太阳辐射能的二十二亿分之一，就使地面温暖、万物生
星云是由气体和尘埃物 质组成的巨大云雾状天体。
圆盘内的元素通过衰变释放能量，辐射升温，尘埃粒子 蒸发为气体，圆盘中心的气体倒塌收缩形成早期太阳。
③行星形成阶段：
星云是由气体和尘埃物 质组成的巨大云雾状天体。
剩余的星云物质进一步收缩演变，形成地球等行星。
星云学说推论的重要根据：
只有太阳和太阳系的行星形成 于同一个旋转的星云云盘，太阳的 自转方向和太阳系的行星的公转方 向才会一致；形成太阳系的行星的 物质来源于同一个扁平的星云云盘， 才导致太阳系的行星公转轨道几乎 位于同一平面上。
情境导入
同学们都知道这是一幅什么图片吧？
这就是我们生活的太 阳系，我们已经知道一些 关于太阳和太阳系八大行 星的相关知识，并且上一 节课我们也学习了关于宇 宙起源的知识。那么，大 家知道太阳系是怎样形成 的吗？
六年级科学宇宙教案
六年级科学宇宙教案教学目标：1. 了解宇宙的概念和组成。
2. 掌握太阳系的结构和行星的特点。
3. 培养学生的观察和思考能力，提高对科学的兴趣。
教学内容：第一章：宇宙的概念与组成1. 宇宙的定义：介绍宇宙是指包括一切物质和能量的总和，是宇宙学研究的对象。
2. 宇宙的组成：讲解宇宙由星系、恒星、行星、黑洞等组成，其中恒星和行星是宇宙中的常见天体。
第二章：太阳系的结构1. 太阳系的定义：介绍太阳系是由太阳和围绕它运行的行星、卫星、小行星等组成的星系。
2. 太阳系的结构：讲解太阳位于太阳系的中心，行星围绕太阳公转，卫星围绕行星公转的结构。
第三章：行星的特点1. 行星的定义：介绍行星是太阳系中围绕太阳公转的天体，具有足够的质量、呈圆形、清空了其轨道上的其他天体等特点。
2. 不同行星的特点：讲解地球、火星、木星、土星、天王星和海王星等行星的特点，包括大小、成分、表面环境等。
第四章：地球的特点1. 地球的定义：介绍地球是太阳系中的一颗行星，是人类居住的家园。
2. 地球的特点：讲解地球的地壳、大气层、水资源等特点，以及地球的自转和公转运动。
第五章：宇宙探索与观测1. 宇宙探索的意义：介绍宇宙探索是人类对未知世界的探索，可以增进对宇宙的认识和理解。
2. 宇宙观测的方法：讲解肉眼观测、望远镜观测等宇宙观测的方法，以及现代科技在宇宙观测中的应用。
教学方法：1. 采用讲授法，讲解宇宙的概念、组成、太阳系的结构、行星和地球的特点等知识。
2. 使用多媒体演示文稿和图片，帮助学生直观地了解宇宙的相关知识。
3. 组织学生进行观察实践活动，如使用望远镜观测星空，培养学生的观察和思考能力。
教学评价：1. 课堂问答：检查学生对宇宙概念、太阳系结构、行星特点等知识的掌握程度。
2. 小组讨论：评估学生在讨论中对地球特点的理解和思考能力。
3. 观测实践活动：评价学生在实践中的观察和思考能力，以及对宇宙观测方法的掌握。
第六章：恒星的生命周期1. 恒星的定义：介绍恒星是由等离子体（主要是氢和氦气）组成，能够通过核聚变产生能量的天体。
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对流 (convection)：气体在冷热区域之间的大 规模的循环流动
产生对流的物理条件
随着恒星内部的不透明度或产能率增大，辐射温度 梯度值增大，辐射不再是传递能量的有效方式，或 辐射平衡是不稳定的，这时在恒星内部产生对流。
对流传热的物理过程 热气体膨胀上升，冷却后下沉，形成物质流动的循 环和热量的传递。
23Na
+p
56Ni
→ 56Fe + 2e+ + 2νe
→ 20Ne + 4He → 23Mg + n → 16O + 2 4He
氧燃烧
T＞1.5×109 K
12O
+ 12O → 32S +γ → 31P + p → 28Si + 4He → 31S + n
→ 24Mg + 2 4He
当恒星内部形成Fe后，由于Fe的聚变反应 吸热而不是放热，恒星内部的热核反应由此 停止。
金矿
Ar
Argon Atom
太阳中微子探测器
Sudbury Neutrino Observotary (SNO) in Canada
Super-Kamiokande Neutrino Observotary in Japan
太阳中微子失踪案
实际测量到的太阳中微子数目只有理论计算值 的约2/3。 可能的原因： (1)太阳内部结构与成分与太阳标准模型差异 (2)中微子物理——中微子振荡 电子中微子、μ中微子和τ中微子。
§2.3 太阳内部
1. 热平衡
能量传输的三种形式：辐射、传导与对 流。 太阳核心区产生的能量主要通过辐射与 对流向外传递。
辐射 (radiation)
辐射传热：恒星内部的冷物质通过吸收热 区的光子而加热。 辐射平衡：如果恒星内部产生的能量全部 由辐射向外传递，则称恒星处于辐射平衡。 辐射平衡下的温度梯度为：
对流区 ＋ 辐射包层 核心区ε~ T17 → 能量产生于很小的内 核区（对10 M⊙恒星， 50%的能量产生于包含 2%质量的体积内）。
(3) 极低质量主序星 ( M < 0.8 M⊙) 低温 整体对流
3. 物态
气体内部的总压强主要由两部分组成： 气体粒子运动产生的气体压强和光子产生的辐 射压强 P＝Pg ＋ Prad 非简并气体 (non-degenerate gas) 理想气体状态方程 Pg＝nkT＝ρkT/μmH 其中μ: 平均分子量 ，mH : H原子质量 对完全电离等离子体： Pg＝ρkT (2X＋3Y/4＋Z/2 ) /mH 辐射压Prad＝aT4/3
太阳中微子问题 (The Solar Neutrino Problem)
中微子是一种不带电、质量极小的亚原子粒子， 它几乎不与任何物质发生相互作用。 太阳内部H核聚变释放能量的5%被中微子携带 向外传输，每秒大约有1015个中微子穿过我们 的身体。 目前接收到的太阳的辐射（光子）实际上产生 于~105-107年前的太阳内部，而中微子则是在 当时产生的。
(1) 质子-质子链 (pp chain)
8×106 K ＜ T ＜ 2×107 K, M ＜ 1.5M⊙ ppI: ① 1H + 1H → 2H + e+ +νe ② 2H + 1H → 3He +γ ③ 3He + 3He → 4He + 2 1H
(2) 碳氮氧循环 (CNO cycle)
T＞2×107 K, M＞1.5M⊙
太阳的化学组成
元素
Hydrogen He4.8%
Oxygen
Carbon Nitrogen Iron Silicon Magnesium Neon
0.788%
0.326% 0.118% 0.162% 0.09% 0.06% 0.16%
整体结构
核心区 辐射区 对流区 光球 色球 过渡区 日冕
Degeneracy
§2.4 标准太阳模型
恒星内部的平衡条件
(1) 质量连续性方程
考虑质量为M、半径为R的气体球，
半径为r、厚度为dr的球壳所包含的质量为：
dM(r)＝4πr2ρdr
→ dM(r)/dr＝4πr2ρ
(2) 流体静力学平衡
对半径为r、厚度为dr的球壳内面积为dA的气体元， 重力 dFg＝－GM(r) dM/r2 ＝－GM(r)ρdAdr/r2 压力 dFP＝PdA－( P + dP ) dA＝－dPdA 0＝dFg + dFP＝－GM(r)ρdAdr/r2－dPdA → dP/dr＝－GM(r)ρ/ r2
太阳中微子的探测
原理 (1) 中微子与C2Cl4 相互作 用
37Cl
+ν→ 37Ar + e
(2) 37Ar俘获内壳层电子
37Ar
+ e →37Cl +ν
(3) 37Cl退激发释放光子
Homestake金矿中微子实验室
中微子探测器
宇宙线
1.6 km
100,000 gal. tank
Ar
C2Cl4
Z—核电荷数（原子序数），N —中子数 A＝Z＋N 原子量
Fe元素具有最大的结合能
结合能较小的原子核聚变 成结合能较大的原子核会 释放能量。
2. H燃烧
4 1H → 4He + E
E＝(4mH－mHe) c2≈(4×1.67×10-24－6.644×10-24) × c2
≈4×10-5 erg
燃烧效率η≈0.7%
Lord Kelvin (1824-1907)
热核聚变反应
核子1 + 核子2 核子3 + 能量 质量亏损 核子1 + 核子2质量 > 核子3质量 热核聚变反应要求粒子处于高温高密状态
Sir Arthur S. Eddington
(1882 - 1944)
热核反应原理
Einstein质量-能量关系：E＝mc2 原子核结合能：Q＝[( Zmp＋Nmn )－m (Z, N)] c2 /A
核心区 辐射区 对流区
0.0-0.25 0.25-0.85 0.85-1.0
~ 15,000,000 - 8,000,000 ~ 8,000,000 - 500,000 ~ 500,000 - 10,000
~ 160 - 10 ~ 10 - 0.01 < 0.01
辐射 辐射 对流
(2) 大质量主序星 ( M >1.5-2 M⊙)
揭示中微子失踪之谜
Measurement of the rate of νe + dp + p + e－
Q.R. Ahmad et al. (178 persons)
2001年，SNO的观测结果证实中微子事实上没 有失踪，只是在离开太阳后转化成μ中微子和τ 中微子，躲过了此前的探测，这间接证明中微 子具有质量。
dT 3 Lr ( )( 3 )( 2 ) dr 4ac T 4r
(1) 低质量主序星 ( M < 1.5-2 M⊙)
辐射区 ＋ 对流包层 核心区ε~ T4 → 能量产生于较大的内核 包层：T↓→ κ↑
太阳内部的辐射与对流区
区域 R/R(0) T (K) ρ(g/cm3 ) 能量 传输
(3) 能量守恒 L(r)—单位时间通过半径为r的球面的能量
ε(r)—单位物质在单位时间产生的能量
3. 比H更重的元素的燃烧
He燃烧 (3α反应) T＞108 K 3 4He → 12C +γ ① 4He + 4He ↔ 8Be ② 8Be + 4He → 12C +γ
碳燃烧
T＞6×108 K
12C
硅燃烧
T＞1.5×109 K +γ
28Si
+
12C
→
24Mg
+ 28Si → 56Ni +γ
→
dT 3 Lr ( )( 3 )( 2 ) dr 4ac T 4r
其中κ 为不透明度系数。
不透明度来源： 电子束缚-束缚跃迁（原子吸收线）
电子束缚-自由跃迁（光致电离）
电子自由-自由跃迁 （轫致辐射）
不透明度对恒星结构的影响
κ↓→dL↑→Tc↓→P↓→R↓→ κ↑
κ↑→Tc↑→P↑→R↑→ κ↓
第二章 太阳与恒星的结构
§2.1 太阳的物理性质 §2.2 太阳与恒星的能源 §2.3 太阳内部 §2.4 标准太阳模型 §2.5 太阳大气 §2.6 太阳的活动
§2.1太阳的物理性质
基本数据
质量 半径 角直径 密度 转动周期 温度 光度 1.99×1030 kg = 332,000 M⊕ 6.96×105 km = 109 R⊕ 32.5′ 150 – 1.4 – 10-7 gcm-3 25.4 [e] – 34.4 [p] days 1.5×107 – 5800 – 107 K 3.86×1033 ergs-1
简并气体 (degenerate gas)
(1) 电子简并条件：高密、低温。 (2) 电子简并压的物理成因 ： Pauli不相容原理：电子不可能占据两个相同的能态 Heisenberg测不准原理 △X△PX＞h (3) 电子简并压
非相对论性电子（v<<c）: Pe~ρ5/3
相对论性电子（v≤c）: Pe~ρ4/3 抗压缩性，与温度无关 (4) 离子压强 PI＝ρkT (X＋Y/4 ) /mH
Direct Evidence for Neutrino Flavor Transformation from Neutral-Current Interactions in the SNO
Q.R. Ahmad et al. (2002)