恒星讲义1
《恒星的基本知识》课件
目录
• 恒星的概述 • 恒星的构成 • 恒星的光与热 • 恒星的演化与生命周期 • 恒星与人类生活
01 恒星的概述
恒星的定义
01
02
03
恒星
在太空中自行发光的天体 ，主要由氢和氦等元素构 成，通过核聚变产生能量 和光。
恒星的形成
在宇宙大爆炸后，气体和 尘埃聚集形成星云，在引 力的作用下逐渐收缩，最 终形成恒星。
氦
氦也是恒星中重要的成分 ，与氢一起参与核聚变反 应。
其他元素
恒星中还含有少量其他元 素，如碳、氮、氧等，这 些元素由核聚变反应产生 。
恒星内部的物理过程
核聚变
对流
在恒星内部，氢通过核聚变反应转化 为氦，释放大量能量。
恒星内部产生的热量通过热对流传递 到恒星表面。
辐射压
恒星内部的高温高压环境导致气体原 子之间的碰撞产生辐射压，支撑恒星 的重量。
探索宇宙的未来展望将带来更 多的科学发现和技术创新，为 人类带来更广阔的发展空间。
THANKS
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吸收光谱
某些物质吸收特定波长的光，在光 谱上形成暗线。
恒星的温度与亮度
温度
恒星表面的温度范围从几千度到几万 度，决定了光谱的类型。
亮度
恒星的亮度与其表面积成正比，也与 其温度的4次方成正比。
恒星的发光机制
核聚变
恒星内部的氢核通过核聚变反应 转化为氦核，释放大量能量。
光子传递
能量通过光子的形式传递到恒星 表面，使恒星发光。
白矮星
恒星核心冷却后形成白矮星为白矮星。
巨星型恒星
寿命约数百万年到数十亿年，最终演化为中子星 或黑洞。
超巨星型恒星
新人教版选修1：1.3 恒星的一生和宇宙的演化(新人教版)
白矮星
白矮星的体积小、亮度低，但 质量大、密度极高。它的密度在1000万吨/ 米3左右。白 矮星是一颗已 死亡的恒星 ， 中 心的热核 反应已 停止 。
黑矮星
§ 白矮星是中等质量恒星演化的终点，在银河系中随处可见。 它的质量越大，半径就越小。由于没有热核反应来提供能量， 白矮星在发出辐射的同时，也以同样的速率冷却。但是，白 矮星本性节俭，它在形成后要经过数十亿年的冷却时间。白 矮星的变暗过程是如此之慢，自一百五十亿年前宇宙创生和 第一批恒星出现以来，恐怕还没有一个黑矮星形成，这里需 要极大的耐心。太阳正处在其主序阶段的中点，还要经过五 十亿年才到行星状星云那样的“高龄”，它将再短暂地活跃 十万年，然后成为一颗白矮星并在一百亿年中缓慢地死去， 最后作为一颗黑矮星而永存。
原始恒星的诞生
§ 温度达到二千度左右时，氢分子开始分解成为原子。 核心开始再度收缩，收缩时释放出的能量将把所有 氢分子都分解为原子。这个新生的核心比今天的太 阳稍大一些，不断向中心落下的外围物质最终都要 落到这个核心上，一颗质量和太阳一样的恒星就要 诞生了。 人们将这时的天体称为“原恒星”，它的辐射消耗 主要由下落到它上面的物质的能量来补充。其余的 云团物质还在不断向它落下，密度还在不断增大， 内部温度也在上升。直至中心温度达到一千万度发 生聚变。一颗原始的恒星诞生了。
恒星形成的条件
§ 如果有一团星际气体超过通常的星际物质（每立方 厘米一个氢原子）的密度，达到每立方厘米六万个 氢原子。经历几十万年后，其中心区的密度逐渐变 大，核心开始升温，随着温度的上升，压力开始变 大，坍缩逐渐停止。外部物质不断落到内部的小核 上，它带来的能量在物质撞击到核心上时又成为辐 射而放出。与此同时，核心在不断缩小，并变得越 来越热。
恒星及物理特性1
视差。显然，位于黄道上的恒星，椭圆退化
为一条直线。所以，恒星的周年视差，只要
选择两个适当的相隔半年的恒星位置，对它
进行测量和计算就可以了。这种方法测得的
周年视差称为“三角视差”。
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用于测量恒星距的其他方法
分光视差法
造父周光关系测距法 造父变星的亮度变化存在一定的 周期，称为“光变周期”。其周 期和亮度存在一定的线性关系。
一 恒星距离的测定
恒星的周年视差：我们把地球轨道看作近圆形，由于大多数恒星并不位于地 球轨道面垂直的位置上，所以我们取恒星T和地球之间的连线，恰好与地球 轨道半径a相垂直，此时地球轨道半径对恒星的张角π达到最大值，此角叫 做恒星周年视差，即恒星、地球和太阳构成的直角三角形的最小角。
在一年内地球绕太阳公转在以后，对于地球
上的观测者来看，在黄极附近的恒星一年内
在天球上画出一个圆，这个圆的半径就是恒
星的周年视差π’’。恒星越远，远的半径越小，
即周年视差越小。很远很远的恒星，根本无
法看出这个圆的存在。只有相对较近的恒星，
才能测出周年视差π’’。不位于黄极的恒星，
r
一年内在天球上汇出的轨迹是一个椭圆，它
的长轴和黄道平行，半长径等于恒星的周年
根据绝对星等、视星等计算距离 M=m+5-5lgr
谱线红移测距法
天体红移与距离的关系
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二 恒星的星等和光度
星等比度 视星等 绝对星等 亮度
恒星的颜色
恒星的颜色是多样的，恒星的颜色与恒星的表面温度相关。一般 红色的星表面温度低，约为3000K；黄色的星温度约为6000K,比 如我们的太阳；白色星温度约为10000-20000K；带蓝色的星，表 面温度最高，可达3万-10万K。
恒星和星系(讲课使用ppt)
两边取对数，且有lg2.512=0.4，则： 2lgd-2=0.4(m-M ) m-M =5lgd-5
M=m+5-5lgd
只要测定恒星的绝对星等，便可求知该星的 距离。
d＝10 M＝m d＞10 M＜m d＜10 M＞m
绝大多数恒星实际距离大于10秒差距，即绝对星等
大于视星等；太阳绝对星等为4.75等，视星等为-26.74。
• 两者质量相似，体积悬殊，所以密度差异极大。
恒星大小的比较
中子星、脉冲星
• 中子星，是由中子组成的恒星。 • 是恒星演化到末期，经由重力崩溃发生超新星爆炸之后， 可能成为的少数终点之一。 是除黑洞外密度最大的星体。 （中子星的质量极大，一个中子化的火柴盒大小的物质，需要96000个火车头 才能拉动！ ） • 中子星并不是恒星的最终状态，它还要进一步演化。由于 它温度很高，能量消耗也很快，因此，它的寿命只有几亿 年。当它的能量消耗完以后，中子星将变成不发光的黑矮 星。
一、恒星---概念
• 恒星：由炽热气体组成的，能够自身发光的球 形或类似球形的天体。 • 物质构成：氢和氦
• • • 质量大，所以发光； 质量大，所以在自引力的作用下形成球形或类似球形； 质量大，具有强大的吸引力，能吸引较小质量的天体围绕它运动。
• “恒”星相对于“行”星？
因此它们在天空中的相对位置几乎不动，被称为“恒星”． 恒星的运动速度很快，只是由于它们距离地球很远，不易为人们觉察，
三、 多普勒效应
• 波的频率要因观测者的相对运动而变化。 红移：远离太阳系，波的频率降低，波长变长
紫移：接近太阳系，波的频率升高，波长变短。
四、 恒星亮度和光度
恒星的亮度：地球上的受光强度 ，即恒星的 明暗程度。亮度等级称为视星等，m。 恒星的光度：恒星本身的发光强度（本领）， 光度等级为绝对星等，M。
宇宙恒星解析知识点总结
宇宙恒星解析知识点总结一、恒星的形成1. 恒星形成的条件：恒星形成需要一定的物质和能量条件，通常是在星际云中发生的。
星际云是由氢、氦和其他一些元素组成的巨大云团，这些云团密度较大，有着丰富的物质，是恒星形成的主要来源。
2. 恒星形成的过程：恒星形成的过程通常有两种途径，一种是原恒星形成，另一种是辐射恒星形成。
在原恒星形成的过程中，星际云大规模坍缩并形成原行星盘，而辐射恒星形成则是星际云中已经存在大量的恒星，这些恒星的集合引起了云气的大规模坍缩，形成新的恒星。
不同的途径规定了不同的形成时间和恒星的质量。
3. 恒星形成的时间尺度：恒星形成的时间尺度一般要比较长，从星际云开始坍缩到形成恒星本身，可能需要数百万到数千万年。
在这个过程中，恒星本身也会经历多个阶段的演化。
二、恒星的结构1. 恒星内部结构：恒星内部结构一般可以分为核心、辐射区和对流区三个部分。
恒星的核心是恒星中心最热的部分，通常是由氢和氦等元素组成的。
辐射区是在核心外围，温度逐渐降低，此时辐射作用占主导地位。
对流区则是星球较外层部分，温度比辐射区低，对流运动起主要作用。
这些不同的区域相互作用和平衡使恒星能够持续地发光和释放能量。
2. 恒星的热核反应：恒星内部核能反应是维持恒星持续发光的原因。
在恒星核心，由于极高的温度和压力，氢气不断地进行热核反应，将氢转变为氦，并放出大量的能量。
这些能量通过辐射和对流传递到恒星外部，使其持续地发光。
3. 恒星的光度和表面温度：恒星的光度和表面温度一般是与其质量和年龄相关的。
光度和表面温度的不同使得恒星有着不同的颜色和亮度，有着不同的光谱特征。
这些特征使得我们可以对恒星进行分类和研究。
三、恒星的演化1. 恒星的演化过程：恒星的演化过程主要是由恒星中心核能反应的变化引起的。
一般来说，恒星会经历主序阶段、红巨星阶段、超巨星阶段和末期阶段等多个演化阶段。
在这个过程中，恒星的质量、光度、颜色等特征会有着显著的变化。
最终，恒星可能会走向自身的灭亡，形成新的天体或者不同的物质。
恒星的演化(湘教版选修1)精品PPT教学课件
四、演化后期的恒星
随着核聚变的进行，恒星 中心的氦核越来越大，氦 核周围的氢越来越少，当 氦核质量占到恒星质量的 12%时，恒星结构出现重 大变化，恒星外层开始膨 胀，体积急剧增大，表面 温度降低。恒星进入了老 年期——红巨星
Sun
小质量恒星（<8M⊙ )演化后期
3亿公里
氢融合层
碳氧核心 氦融合层
一、恒星的两个重要特性：
光度---------反映了某恒星对外辐射能量的 多少（亮度） 温度--------恒星的表面温度（颜色）
二、赫罗图：以恒星的表面温度为横坐标， 以恒星的光度为纵坐标，将已知恒星在坐 标系中用一个点来表示
三、恒星的演化
1、星际物质：主要是H、He
2、原恒星：一般把处于慢收缩阶段的天体称 为原恒星。慢收缩开始后，中心区受强烈压缩 而升温并发出热辐射，直到最后中心温度升到 约800至1000万度以上，由氢原子核聚变为氦 原子核的热核反应提供足够的能量，使内部压 力与引力处于相对平衡状态，一颗恒星就正式 诞生了。
日期：
演讲者：蒝味的薇笑巨蟹
恒星
地球轨道
老年期小质量恒星的外观与它的内部结构
星云 原恒星 主序星 红巨星 白矮星
大质量恒星（>8M⊙ )演化后期
16亿公里
氢融合层 氦融合层 碳融合层 氖融合层 氧融合层 锡融合层 铁质核心
恒星
木星轨道
老年期大质量恒星的外观与它的内部结构
超新星爆发的辉煌瞬间
超新星的遗迹－－星云
超新星的残骸－－中子、黑洞
➢太阳可活一百亿年， 而天狼星的寿命却只有 1700万年。
➢由比例来看，如果太 阳可活到80岁，天狼星 只能活50天！
光谱类型 质量（M/M） 光度（L/L）
天文基础1恒星课件
⒉变星
• ④ 超新星，超新星的爆发规模比新星还要 大，它发亮时亮度的增幅为新星的数百至 数千倍，抛出的气壳速度可超过10000km/s。 是所有变星中最壮观的一类，是恒星的灾 变性爆发。辐射能估计为1042~1043J,抛出 的物质质量达1~10m⊙,动能达1043~1044J。
⒍恒星的归宿------白矮星、中子星和黑洞
• ①白矮星白矮星的体积只有地球这么大， 不过它的质量却和太阳差不多，因此它的 密度大的惊人，质量和太阳类似的恒星， 在进入红巨星阶段后，内核会逐渐收缩， 成为白矮星，而外壳在强烈的辐射作用下 会继续向外膨胀，成为行星状星云。
• ②光度低，表面温度较高，呈白色。质量 0.2~1.1m⊙，质量极限1.44m⊙，温度 5500~40000K。
米 • ③秒差距，周年视差为1″对应的距离，
1pc=3.08568×1016米 • ④除太阳外，距离我们最近的恒星叫比邻星，（半人马座
α）距离为4.27l.y.
⑵恒星的距离和光度
恒星的光度、照度和星等 光度：恒星内部产生的能量，不断向表层转移，最终从
恒星表面逸出，射向太空。光度为恒星的能量发射率， 即整个星面每秒释放的能量。 照度：对于接受天体辐射的人眼或仪器来说，单位时间 入射到其单位面积的能量。表示某处感应器感应到的 恒星的能量。 亮度：我们看起来恒星的明亮程度。实际上就是照度。 星等：1850年普森（pogson）把星等跟光度计测出的亮 度作比较，发现星等相差5等，亮度之比约为100，因 此有公式
⒍恒星的归宿------白矮星、中子星和黑洞
• ②中子星，中子星的体积比白矮星还要小 的多，直径只有几十公里，而质量却比两 个太阳还大。。
• 质量极限2~3m⊙，半径10~20km。表面密度
人教版高中地理选修1《第一章 宇宙 第三节 恒星的一生和宇宙的演化》_1
第一章 第三节 恒星的一生和宇宙的演化1.恒星的光谱型用过酒精灯的同学会发现火焰的颜色是蓝色，焰心的颜色是红色。
加热化学物品的时候，老师会要求你把试管的底部靠近蓝色的火焰，因为那里最热。
可见物体在燃烧时发出的光可以反映物体当时的温度。
夜空中的恒星也呈现各种的颜色，有红色、白色、蓝色等等。
通过观察这些色彩（天文学上称之为恒星的光谱型）我们便可以了解恒星的表面温度了。
2.恒星的大小、质量和寿命恒星之中，超巨星的体积最大。
其半径可以达到几百到几千倍的太阳半径。
例如参宿四的半径是太阳半径的370倍。
心宿二的半径是太阳的230倍。
白矮星比太阳更小，如天狼星的伴星的半径只有1/333太阳半径。
中子星的半径仅有15千米左右。
已知质量最大的恒星是R136a1，大约是太阳的265倍。
心宿二的质量是太阳的50倍，大角星是太阳的10倍。
从统计来看，大多数恒星的质量是太阳质量的0.5到5倍。
恒星的寿命取决于质量，质量越大寿命越短。
参宿七的质量是太阳的10倍，寿命约2000万年。
太阳的寿命约为100亿年（现在大约已过了45亿年，所以太图4.2 恒星演化各阶段的示意图 3.原恒星和主序星猎户座大星云内有着数量极其丰富的星际物质，许多恒星在星云中诞生了。
天文学家告诉我们，假如一颗星能够积累起0.08倍太阳质量的物质，那么它的表4-1 恒星的光谱型内部就可以产生“氢聚变为氦”的核聚变，成为恒星。
生命初期的恒星被称为“原恒星”。
若原恒星将它周围附近的星际物质吸收干净后，原恒星就晋级为“主序星”了。
说起主序星，我们有必要介绍一个概念——赫罗图。
赫罗图是丹麦天文学家赫茨普龙及由美国天文学家罗素分别于1911年和1913年各自独立提出的。
后来的研究发现，这张图是研究恒星演化的重要工具，因此把这样一张图以当时两位天文学家的名字来命名，称为赫罗图。
赫罗图是恒星的光谱类型与光度的关系图，赫罗图的纵轴是光度（或绝对星等），横轴是光谱类型（或恒星的表面温度），从左向右递减。
第壹部分太阳和恒星课件
太阳基本性质列表
• 太阳常数f = 1.36 106 erg sec- 1 cm-2 • 太阳到地球的距离r = au=1.5 1013 cm • 太阳光总光度L⊙ = 3.90 1033 erg sec- 1 =
f·4 r2 。 • 太阳的半径R ⊙ = 6.96 1010 cm • 有效温度 5800K • M ~ rv2 = r3/p2 (太阳单位 5. 1a)
4.1 赫罗图观测
. 1 距离 亮度和温度的测量 . 2 观测赫罗图和近星 亮星的性质; . 坐标轴，亮度温度和半径， 主序，红巨
星，白矮星，光度级 . 3 两类星团及其赫罗图
4.2 两类星团及其赫罗图
• 1 两类星团 • 2 星团和星协 • 3 M天体 • 4 疏散星团认证，例子，形成和年龄， H-R及
• 7 氦闪和向水平分支的下行 • 8 上行到渐近巨星分支 • 9 行星状星云 • 10 白矮星和小质量恒星演化轨迹 • 11 太阳的未来
3.4 大质量星后主序演化4e
• 1 一般特征 • 2 没有氦闪 M>2.5 • 3 逼近铁灾变 M>8 • 4 II类超新星
4 II类超新星
• 1) 超新星 • 2) 分类：光谱，位置，光变 • 3)频数 • 4)大质量核和中子星产生 • 双星中的SNII • 5) SN1987A • 6)可能的SNII
5 Standard Solar Model
• (a )流体静力学平衡 • (b)能量转移 通过“无规荡步”的形式，
恒星内部的光子把热从内部的高温区带 到表面的低温区。假如光度过大或不透 明度过大，恒星会产生对流。
• (c )能量产生 通过恒星表面带出的能量 应该等于恒星内部核反应释放的能量。
六年级恒星知识点总结图
六年级恒星知识点总结图本文旨在对六年级恒星知识点进行总结，并结合图表进行说明。
恒星是宇宙中最基本的天体，是由巨大的气体云块逐渐聚集形成的。
通过研究恒星，我们能够更好地了解宇宙的起源和演化。
以下将从恒星的分类、恒星的演化和恒星的特性三个方面进行总结。
一、恒星的分类根据亮度和温度的不同，恒星可以分为主序星、超巨星、白矮星等几种类型。
1. 主序星主序星是大部分恒星的状态，它们处于稳定的平衡状态，核心内部核聚变反应持续进行并释放能量。
2. 超巨星超巨星是质量较大的恒星，在其演化的晚期，由于核聚变反应逐渐消耗掉核心的氢燃料，恒星膨胀成巨大的尺寸。
3. 白矮星白矮星是质量相对较小的星体，它们是恒星在核聚变反应停止后的残余物，体积很小但密度很高。
二、恒星的演化恒星的演化过程中经历了多个阶段，包括星云阶段、恒星形成阶段、主序星阶段、红巨星阶段和白矮星阶段等。
1. 星云阶段星云是恒星形成的起始阶段，由气体云块逐渐聚集形成。
在星云中，重力将气体云块吸引在一起并逐渐形成较为稠密的恒星原始结构。
2. 恒星形成阶段在星云的核心区域，密度逐渐增加，温度升高，最终达到足够高的温度和压力，使得氢原子核发生聚变反应，从而形成恒星。
3. 主序星阶段恒星形成后，核聚变反应使得氢原子核转变为氦原子核，并释放出大量的能量。
在主序星阶段，恒星处于稳定状态，通过核聚变反应维持着恒星的亮度和温度。
4. 红巨星阶段主序星耗尽氢燃料后，核聚变反应逐渐减弱，恒星膨胀成巨大的红色恒星。
这一阶段，恒星外层的氢发生核聚变反应，而核心进一步收缩。
5. 白矮星阶段在红巨星阶段结束后，恒星会喷发出外层的气体，核心残余物形成白矮星。
白矮星不再进行核聚变反应，只是通过向外散发热量逐渐冷却。
三、恒星的特性恒星具有多种特性，包括亮度、温度、颜色、质量、大小等。
1. 亮度亮度是恒星放射出的光线的强度，通过观测亮度可以获得恒星的能量释放程度。
2. 温度恒星的温度决定了它所放射的光的颜色，同时也与恒星的演化和性质密切相关。
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第一章 恒星的分类与HR 图第一节 恒星的光度1. 视星等星等是恒星亮度的度量。
古希腊天文学家根据恒星的目视亮度将恒星分为6等，1等星比6等星大约亮100倍。
在现代天文观测中，一般使用某种探测器接收来自恒星的辐射，作为恒星亮度的表征。
为了将测量结果与传统的星等进行对应，Pogson 建议用下式来对观测进行定标：⎪⎪⎭⎫ ⎝⎛-=-1212lg 5.2E E m m其中两个天体的星等分别记做m 1和m 2，观测得到的辐射流量为E 1和E 2。
这种由观测流量直接给出的亮度值叫做视星等。
下表中是天空中最亮的15颗恒星。
水委一 波江座α 0.48 －2.2 B5V 39 毕宿五 金牛座α 0.85 －0.7 K5III 21 五车二 御夫座α 0.08 －0.6 G8 14 参宿七 猎户座β 0.11 －7.0 B8Ia 250 参宿四 猎户座α 0.8 －6.0 M2I 200 老人 船底座α 0.73 －4.7 F0Ib 60 天狼 大犬座α －1.45 1.41 A1V 2.7 南河三 小犬座α 0.35 2.65 F5IV 3.5 十字架二 南十字座α 0.9 －3.5 B2IV 80 角宿一 室女座α 0.96 －3.4 B1V 80 马腹一 半人马座β 0.60 －5.0 B1II 120 大角 牧夫座α －0.06 －0.2 K2III 11 南门二 半人马座α －0.1 4.3 G2V 1.33 织女 天琴座α 0.04 0.5 A0V 8.1 牛郎 天鹰座α 0.77 2.3 A7V 5.02. 绝对星等视星等反映的实际上是恒星在探测器上的照度，而非恒星自身的光度。
如果把恒星粗略看成是一个各向同性的点光源，则恒星的光度L 与其照度E 和到该星的距离D 之间有如下关系：24D LE π=于是视星等m 与恒星的光度L 之间存在下述关系：()π4lg 5.2lg 5lg 5.2++-=D L m定义绝对星等M 是一颗恒星位于10pc 距离处所看到的视星等，则有：()π4lg 5.210lg 5lg 5.2++-=L M于是可以得出视星等和绝对星等之间存在下列关系：5lg 5-=-D M mm-M 又被叫做距离模数。
绝对星等是恒星光度的一种量度。
3. 色指数和热改正在实际测量中，从一颗恒星接收到的辐射，一般是在某些有限的频段内测量得到的，因此视星等的值是和测量频段相关的。
常用的测光系统有Johnson 的UBV 系统和Strömgren 的uvby 系统，其观测波段的中心波长和带宽见下表： 中心波长（nm ） 365 440 550 700 880 350 411 470 550 半宽（nm ） 70 100 90 220 240 34 20 16 24UBV 系统是一种宽带测光系统，而uvby 系统属于中带测光系统。
下表给出了一些标准星的视星等和色指数的值。
HD 星表编号 星名 V B-V U-B 光谱型12929 白羊座 α 2.00 1.151 1.12 K2III18331 HR875 5.17 0.084 0.05 A1V69267 巨蟹座 β 3.52 1.480 1.78 K4III74280 长蛇座 η 4.30 -0.195 -0.74 B3V135742 天秤座 β 2.61 -0.108 -0.37 B8V140573 巨蛇座 α 2.65 1.168 1.24 K2III143107 北冕座 ε 4.15 1.230 1.28 K3III147394 武仙座 τ 3.89 -0.152 -0.56 B5IV214680 蝎虎座10 4.88 -0.203 -1.04 O9V219134 HR8832 5.57 1.010 0.89 K3V恒星的色指数定义为两种颜色的星等之差：V B m m C -=它反应了恒星在不同波段辐射的强弱，或者说是恒星的颜色特征。
显然，任何一个波段观测得到的星等都没有反映恒星的总辐射亮度。
定义一个恒星的绝对热星等为其所以频率辐射能在10pc 距离处观测得到的亮度，则可以建立绝对热星等同某一波段绝对星等之间的转换关系。
定义热改正为热星等与V 波段绝对星等之差：V B M M BC -=在观测确定出V 波段绝对星等后，就可以根据热改正计算出绝对热星等。
显然热改正同恒星的色指数（或温度）有关。
第二节 恒星的光谱分类1. 有效温度当一个辐射体是热辐射源时，其辐射遵守Planck 黑体辐射定律：()112/23-=kT h e c h T B ννν辐射能量密度遵守Stefan-Boltzmann 定律：()()()4044aT T B c d T B c T u ===⎰∞πνπν其发出的总光度为：424T R L σπ=其中T 是辐射源的温度，R 是源的半径。
Planck 函数极大值对应的频率满足下式：kT h 82.2max ≈ν可以看出，温度越高的辐射源，其辐射峰值频率越高。
下图是不同温度的黑体辐射的能谱分布。
恒星不是一个标准的黑体辐射源，其辐射能谱也不遵守Planck 定律。
但是我们可以将恒星的辐射等价为黑体辐射，并由此定义恒星的有效温度为：4eff 24T R L σπ=其中L是恒星的光度，R是恒星的半径，T ef f是恒星的有效温度。
有效温度同样表征了恒星的辐射峰值频率，或者恒星的颜色。
2. 光谱型在进行分光观测时，恒星表现出不同的光谱特征。
正常恒星的光谱由连续谱和叠加在其上的吸收线组成。
根据连续谱和谱线的情况可以对恒星进行分类。
哈佛大学天文台最早建立了恒星光谱分类序列，将恒星分为O、B、A、F、G、K、M 等光谱型，每一个光谱型又可以细分为10个次型，用数字0-9来表示。
下图是不同光谱型恒星在可见光波段观测时典型的光谱分布。
不同光谱型的恒星具有以下特征：O型：HeII的吸收线（或者发射线）是主要的。
连续谱峰值在紫外，对应温度大于25000K，恒星呈蓝白色。
B型：HeI线为主。
出现HI线，并逐步变强。
恒星呈蓝白色，对应连续谱温度为10000-25000K。
A型：HI线强度达到最大值，并逐渐减弱。
恒星呈白色，对应连续谱温度为7500-10000K。
F型：CaII线为主，出现中性金属线。
恒星呈黄白色，对应连续谱温度为6000-7500K。
G型：CaII线达到最大值，中性金属线（如FeI、TiI）变强。
连续谱峰值移入可见光范围，对应温度为5000-6000K，恒星呈黄色。
K型：中性金属线为主，逐步出现简单分子谱线。
对应连续谱温度为3500-5000K，恒星呈橙色。
M型：几乎只有中性金属线和分子谱带，特别是TiO的吸收线迅速变强。
对应连续谱温度小于3500K，恒星呈红色。
3. 光度型和MK分类法应该注意到，上述恒星光谱序列基本上是按元素激发电势由大到小的顺序，或者说是按恒星表面温度由高到低的顺序排列的。
但是恒星的光度对谱线的宽度也有明显影响。
于是需要引进恒星的光度型进一步区分，这就是MK分类法的依据。
恒星的光度型一般分为：I型：超巨星（又分Ia和Ib次型）II型：亮巨星III：巨星IV：亚巨星V：矮星VI：亚矮星VII：白矮星（又记为D型）于是一颗恒星可以根据其光谱型和光度型将其分类，例如：O5I，B2III,F3V等。
太阳是一颗G2V型星。
下图是不同恒星光度型的示意图。
第三节恒星的星族大量观测证实，恒星是由氢、氦和少量重元素物质组成的气体球。
对银河系中的恒星来说，可以根据它们的年龄、化学组成、在银河系中的位置和运动状态分类两大类：星族I：包含较多的重元素（2-3%），一般位于银河系的旋臂中，属于新近诞生的年轻恒星。
星族II：属于银河系中年老的恒星，具有较低的重元素丰度（0.1%），通常位于球状星团以及银河系的核球和晕中。
第四节 HR图与恒星的一些观测性质1. HR图在观测得到恒星的光度（星等）和有效温度（光谱型）后，可以将恒星标绘在HR图上。
HR图反应了恒星光度和有效温度之间的关系，总结了恒星的许多观测性质，是研究恒星结构演化的重要方法。
下图是不同恒星在HR图上位置的示意图。
2. 各种恒星的一般性质超巨星：R ＞ 103 R ⊙L ≈ 105 ～ 106 L ⊙巨星： R ≈ 10 ～ 100 R ⊙L ≈ 103 ～ 105 L ⊙主序星：R ≈ 0.1 ～ 10 R ⊙L ≈ 10－2 ～ 106 L ⊙白矮星：R ≈ 0.01 R ⊙L ≈ 10-4 ～ 1 L ⊙3. 主序星的质光关系和质量-半径关系观测显示，在HR 图上，大量恒星聚集在一条从左上延伸到右下的带内，这条带被称作主星序，或简称主序。
位于主序上的恒星被称为主序星。
对主序星来说，观测可以得出其质量与光度之间存在对应关系：0.42.1⎪⎪⎭⎫ ⎝⎛=s s M M L L0 ≤ M b ≤ 7.5 76.267.0⎪⎪⎭⎫ ⎝⎛=s s M M L L 7.5 ≤ M b ≤ 11.0其中M b 是恒星的绝对热星等。
同样，主序星的质量与其半径之间也存在对应关系：10.0lg lg +⎪⎪⎭⎫ ⎝⎛=⎪⎪⎭⎫ ⎝⎛s s M M R RM ≤ 0.4M ⊙ ⎪⎪⎭⎫ ⎝⎛=⎪⎪⎭⎫ ⎝⎛s s M M R R 73lg.0lgM ＞ 0.4M ⊙4. 星团的HR 图当一群恒星受到成员星的引力束缚而聚集称为一个恒星群，称这群恒星组成一个星团。
星团可以分为两类：疏散星团：一般由103颗左右恒星组成，形状不规则，位于银盘上，成员星为年轻的星族I恒星。
球状星团：一般由106颗左右恒星组成，呈球形或扁球形，位于银晕中，成员星为年老的星族II恒星。
一般来说，星团自身的尺度远小于星团到地球的距离，因此可以认为星团中所有成员星到地球的距离都相同。
这样，在绘制星团的HR图时，可以采用视星等代替绝对星等。
这一特点为研究恒星的结构和演化带来了巨大的方便。
同时，可以近似认为，星团成员星具有大体相同的化学组成，并且形成于大体相同的时刻。
因此星团构成了一个非常独特的恒星样本，是研究恒星结构演化的理想对象。
下图是一些疏散星团的HR图。
可以看到，大部分恒星位于主序，同时有一些恒星处于巨星区域。
下图是一些球状星团的HR图。
可以看到，球状星团一般都有下列演化分支：主序：处于中心氢燃烧阶段的恒星亚巨星分支：中心氢渐近耗尽阶段恒星红巨星分支：氢壳层燃烧阶段恒星水平分支：中心氦燃烧阶段恒星渐近巨星分支：氢氦双壳层燃烧阶段恒星。