主序恒星(北大)
天文物理学：恒星与主序星的演化
改进方向：加强观 测技术研发，提高 观测精度和覆盖范 围，同时加强数据 处理和分析能力， 以获得更准确和可
靠的观测结果。
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观测实例的局限性： 目前的观测手段和 方法难以覆盖所有 类型的恒星与主序 星，特别是对于一 些特殊类型和极端 环境的恒星与主序 星，观测难度较大。
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改进方向：加强多 波段和多手段的观 测技术研发，提高 观测的多样性和覆 盖范围，同时加强 理论研究和数值模 拟，以更好地理解 和解释观测结果。
发展历程：随着观测和理论 的不断深入，人们对主序星 演化模型的认识也在不断更 新和完善。早期的主序星演 化模型主要基于观测数据和 经验公式，后来逐渐发展出 基于物理过程的模型，能够 更准确地描述主序星的演化 过程。
不同演化模型之间的比较与评估
恒星演化模型：描述 恒星从诞生到演化的 整个过程，包括主序 星、红巨星、白矮星 等阶段
质量影响恒星与 主序星的演化速 度
质量影响恒星与 主序星的演化阶 段
质量影响恒星与 主序星的演化结 果
质量影响恒星与 主序星的演化过 程
恒星与主序星的光度特征
恒星的光度特征：恒星的光度取决于其质量和温度，光度随质量增大而增大，随温度升高而升高。
主序星的光度特征：主序星是恒星演化过程中的一个阶段，其光度主要来自核聚变反应，光度相对 稳定。
内部结构与物理性质对恒星演化的影响
内部结构：恒星与主序星的内部结构决定了其能量产生和演化过程，包括核反应、温度和压力等物理性质。
物理性质：恒星与主序星的物理性质，如质量、半径、温度和亮度等，对恒星的演化具有重要影响，例如质量越大 的恒星演化速度越快。
对恒星演化的影响：内部结构和物理性质共同决定了恒星的演化过程，例如主序星在演化过程中会经历核聚变和引 力收缩等过程。
【天文学】第一讲_引言
天体的位置及其变化 太阳系天体的运动规律 天体物理本质研究
▲ 理论天体物理 观测现象的解释
天体物理学: 天体物理本质研究
1. 太阳物理：太阳的本质，能源问题 2. 太阳系物理学(行星物理)：
宇宙大尺度结构 致密天体，如中子星，白矮星，黑洞等 引力波，引力透镜
9. 宇宙学：宇宙的整体研究；观测和理论
大爆炸理论 宇宙大尺度结构的形成和演化
10. 天体演化学：太阳系，恒星，星系，宇宙
动力学演化，化学演化 化学元素的起源，宇宙中的分布，变化规律
天体物理学: 天体物理本质研究
从观测方法上分：
光学天文学 红外天文学 射电天文学 空间天文学 : 地面，空间 ：地面，空间 ：地面，空间 ：空间探测器
厄尔尼诺现象与地球自转有关
亚洲 东太平洋
西太平洋
南美洲
天文与气象
地球绕太阳公转 黄道与赤道 存在23°交角 气候的四季变化
天文与气象
月球对地球 的引力作用 海水每天的 潮起潮落
问题二: 天文学有什么用 ?
天文学是一门古老的学科,是一门观测的科学, 在历史上它与人类的生产活动和日常生活密切 相关, 例如: 季节的变化, 潮水涨落, 野外方向的确定等等
3。天文学对哲学的意义 人类如何认识宇宙
地心说 日心说 大爆炸理论 太阳系的起源到宇宙的起源
4。天文学对工农业生产的作用
计量时间
星表,年历的编制 精密定轨, 测距
时间标准,用于尖端科学
农业生产,航海,航空,航天 卫星轨道
天文高灵敏度探测器
遥感, 军事
恒星光谱表
恒星光谱表主序星：O、B、A、F、G、R、K、N、MO末期：O、J（碳氮星）、S、SC、MS、C（碳星）、氮星、钡星、甲烷星、无氢星恒星残骸：D（白矮星）、Q（中子星）、X（黑洞）沃尔夫拉叶星：WC（碳序）、WN（氮序）、WO（氧序）、WNC（氮碳序）、WCO（碳氧序）、WNO（氮氧序）其它恒星：Ap（G-O）、Mnp（A-O，汞锰星）、Va（F-B）、Ve（M-F，耀星）、BSS（蓝离散星）天文望远镜的存在开启了天文学的高速发展，因为高质量光谱和图像的存在，让人们对天文学的认知进行了大幅的跨越。
今天，我们写一篇简短的科普小文章，来领略一下恒星的观测光谱带来的魅力。
中古世纪的时候，人们对恒星的认知还仅仅存在于天空中发光发热的天体，但是到了现在，人们已经对恒星物理的认知已经深刻到能够描述恒星完整的一生。
当然，受限于现在天文观测技术的限制，我们能够观测的恒星还都局限于银河系中。
当然，从我们最最熟悉的黑体辐射开始。
什么是黑体辐射？简单的一句话：辐射的能量只依赖于温度这一个物理参数。
而恒星的观测光谱几乎都可以使用简单的黑体辐射来描述，当然，光谱中的发射线、吸收线等特征等不算在黑体辐射的考虑范围之内。
比如我们的太阳的辐射光谱可以使用一个简单的温度为5900K的黑体辐射来描述。
太阳辐射光谱既然恒星的光谱可以使用黑体辐射来描述，那么基于温度的不同，恒星被分为如下7个大类，每类中又包含有不同的小类。
读大学时，我们的老师告诉了我们一个很好记的英语句子：Oh，Bob, A Fine Gile Kissed Me! 于是就记住了恒星光谱分类的7大类：O、B、A、F、G、K、M。
从O型恒星到M型恒星，温度逐渐降低，而我们的太阳处在G型恒星类中。
由于黑体辐射的特点，从O类恒星到M类恒星，其辐射光谱的最高值对应的辐射频率逐渐向红端移动。
当然，随着天文学的进展，除了这7大类恒星外，还有一些其它的特殊的类型，比如W-型恒星（Wolf-Rayet星）、C型恒星（Carbon Star）、S型恒星（Sub-Carbon star）等但是这些类型的恒星树木过于稀少，这里不做讨论。
简述恒星的一生
简述恒星的一生
恒星的一生可以分为几个阶段，包括形成、主序阶段、巨星阶段和末期阶段。
首先，恒星的形成是由分子云的收缩引起的。
当分子云内的气体和尘埃开始聚集在一起时，由于引力的作用，它们逐渐形成一个更加致密的核心。
核心的温度和压力逐渐升高，最终达到足够高的水平，使氢核融合反应开始发生。
这时，一个新的恒星诞生了。
主序阶段是恒星的最长阶段，其中恒星主要通过核聚变反应将氢转化为氦。
在主序阶段，恒星处于相对稳定的状态，保持平衡状态的时间取决于恒星的质量。
质量较小的恒星可以在主序阶段持续数十亿年，而质量较大的恒星可能只有几百万年。
在这个阶段，恒星的能量主要来自于核聚变反应，产生的能量使恒星保持稳定的形态。
当恒星的核心的氢耗尽时，核聚变反应会减弱，恒星开始进入巨星阶段。
在这个阶段，恒星的核心会收缩，同时外层的氢层开始膨胀。
这会导致恒星的体积急剧增大，成为巨大的红色恒星。
巨星阶段的时间相对较短，通常只有几百万年。
最终，恒星会进入末期阶段，其中会发生不同的演化过程，取决于恒星的质量。
质量较小的恒星会膨胀成为红巨星，然后释放出外层的气体形成行星状星云，并留下一个热而稠密的白矮星核心。
质量较大的恒星则可能发生超新星爆炸，释放出大量能量和物质，并形成中子星或黑洞。
总结起来，恒星的一生从形成、主序阶段、巨星阶段到末期阶段，每个阶段都有不同的特征和演化过程。
这些不同的阶段的持续时间与恒星的质量有关，但无论质量大小，恒星的生命周期都是相对有限的。
恒星的一生
恒星的一生在无月的晴夜里，繁星满天，除了屈指可数的几个行星外，它们都是恒星。
恒星是由炽热气体组成的，能够自身发光的球形或类似球形的天体。
同自然界一切事物一样，恒星经历着从发生、发展到衰亡和转化的过程。
概括地说，恒星的一生大体上是这样度过的:一、恒星的诞生在星际空间普遍存在着极其稀薄的物质，它们大都成弥散态，构成星云。
星云在空间的分布并不是均匀的，通常是成块地出现。
星云里3/4质量的物质是氢，处于电中性或电离态，其余的是氦以及极少数比氦更重的元素。
在星云的某些区域还存在分子，如氢分子、一氧化碳分子等。
如果星云里包含的物质达到了足够多的程度，那么它在动力学上就变的非常不稳定。
在外界扰动和星云自引力的双重影响下，星云就会向内收缩并分裂成较小的团块，经过多次的分裂和收缩，逐渐在团块中心形成了致密的核。
在收缩过程中，引力势能转化为热能，内部温度升高并辐射能量，当核区的温度升高到氢核聚变反应可以进行时，一颗新恒星就诞生了。
星云质量越大，收缩越快，达到主序*的位置越高。
二、主序星恒星以内部氢核聚变为主要能源的发展阶段就是恒星的主序阶段。
处于主序阶段的恒星称为主序星。
恒星“移”到主序后,内部温度高到足以“点燃”核火,热核反应代替引力收缩，成为恒星的主要能源(这是一种巨大而稳定的能源)。
温度升高,热运动加快，恒星就要膨胀，使排斥力足以同引力相抗衡。
从此,恒星停止收缩，长期稳定地依靠热核反应进行辐射。
主序阶段是恒星的青壮年期，恒星在这一阶段停留的时间占整个寿命的90%以上。
恒星停留在主序阶段的时间随着质量的不同而相差很多。
质量越大，光度越大，能量消耗也越快，停留在主序阶段的时间就越短。
三、红巨星与红超巨星当恒星中心区的氢消耗殆尽形成由氦构成的核球之后，氢聚变的热核反应就无法在中心区继续。
氢燃料的逐渐枯竭,是恒星在结构上发生根本变化的前奏。
随着氦核的不断增大，其引力收缩急剧加强,并释放大量能量。
结果,恒星的核心收缩(变得愈来愈致密和炽热),外层膨胀(温度降低而光度增大),成个非常巨大的、具有“热”核的“冷”星。
什么是恒星？
什么是恒星？恒星是太空中的一种恒定亮度的天体，通常由氢和少量的氦、碳、氧以及其他重元素构成，以核融合的能量产生光和热。
我们的太阳就是一颗恒星。
恒星的分类恒星可以根据它们的质量、亮度和化学成分进行分类。
以下是恒星分类的详细介绍：1.根据质量分类恒星的质量决定了它们的演化和寿命。
恒星的质量可以分为：超巨星：质量大于25倍太阳质量的恒星巨星：质量在0.3到25倍太阳质量之间的恒星中等恒星：质量在0.08到0.3倍太阳质量之间的恒星，例如太阳红矮星：质量小于0.08倍太阳质量的恒星2.根据亮度分类恒星的亮度取决于它们的温度和半径。
恒星的亮度可以分为：超巨星：亮度高于太阳1000倍以上的恒星亮巨星：亮度高于太阳100倍以上但最多不超过1000倍的恒星次巨星：亮度超过太阳10倍但不超过100倍的恒星普通恒星：和太阳一样亮或稍微暗一些3.根据化学成分分类恒星的化学成分有助于我们了解它们的形成和演化。
恒星的化学成分可以分为：金属丰富恒星：它们含有比太阳更多的重元素金属贫瘠恒星：它们的含重元素量比太阳低恒星的演化恒星的演化取决于它们的质量和化学成分。
以下是恒星演化的详细介绍：1.恒星的诞生恒星的形成通常发生在星际云中，由于引力作用，星际云中的气体聚集成了一个密度更高的区域，这被称为原恒星云。
原恒星云中的氢气被压缩并开始发生核聚变，从而产生恒星。
2.主序星主序星是处于稳定状态的普通恒星。
在主序段期间，恒星核心的压力和温度足够高，以至于核聚变反应可以维持。
主序星的寿命取决于它们的质量。
质量小的恒星可以存在数百亿年，而质量大的恒星寿命很短，只有几百万年。
3.红巨星当主序星用尽了核心的氢燃料，核心会收缩并加热，然后氢在外层开始燃烧，释放出一些热量和光能。
这使得星体膨胀成红巨星，在这个星体的生命周期的最后阶段，红巨星的亮度将暂时攀升到比它的前身在主序星进化的时候要高得多。
4.硅释放循环和超新星一颗大质量的星体的寿命不可能一直持续下去。
浅析不同质量恒星主序后的演化
浅析不同质量恒星主序后的演化我们知道，恒星的演化是一个非常复杂的过程，其演化过程与其质量有很大的关系。
在宇宙中，恒星的质量范围非常广泛，从几十倍太阳质量的超大质量恒星到太阳质量的恒星，还有质量远远小于太阳的矮星。
不同质量的恒星经历的演化过程也存在很大的差异。
对于质量远远大于太阳质量的超大质量恒星，其主序阶段的寿命非常短暂，可能只有几百万年。
这是因为超大质量恒星有更高的核心温度和压力，以及更快的核反应速率，从而使得其核燃料的消耗速度大大增加。
在主序阶段，超大质量恒星主要通过核聚变将氢转变为氦，产生巨大的能量。
一旦核燃料耗尽，核反应将停止，核心将坍缩并迅速加热，最终形成一个超新星爆发。
超新星爆发的后果是释放出巨大的能量和质量，甚至能够产生一个黑洞或中子星。
而对于太阳质量的恒星，其主序阶段会持续数十亿年。
在主序阶段，太阳质量的恒星主要通过氢燃烧为氦来提供能量。
这是由于太阳质量的恒星的核心温度和压力较低，核反应速率较慢，使得其核燃料的消耗速度较缓慢。
当核燃料耗尽后，恒星的核心开始坍缩，同时外层的氢层开始膨胀。
这将导致恒星变成一个红巨星，体积变大，亮度增加。
在红巨星阶段，恒星会耗尽外层的氢层，并开始燃烧氦为碳和氧。
接下来，恒星的演化取决于其质量。
对于太阳质量的恒星，其核心外层的气体会被剥离，形成一个行星状星云。
在剩下的核心中，碳氧核反应将继续燃烧，并释放出足够的能量来驱动恒星的辐射。
最终，恒星的核心会冷却并形成一个白矮星。
不同质量的恒星经历的演化过程存在很大的差异。
超大质量恒星的演化过程非常短暂，可能以超新星爆发的形式结束。
而太阳质量的恒星主序阶段持续数十亿年，演化至红巨星期间燃烧氦，并最终形成白矮星。
质量较小的矮星主序阶段持续几百亿年，演化至行星状星云，最终形成白矮星。
而质量较大的矮星在核燃料耗尽后继续坍缩形成中子星。
这些不同质量恒星的演化过程为我们研究恒星的起源和演化提供了重要的线索。
简单介绍恒星的演化过程
简单介绍恒星的演化过程恒星并不是一成不变的，随着时间的演化，不断有能量以辐射的形式从恒星表面释放出来，这些能量主要有两个来源：引力势能和核能。
在能量释放过程中，恒星结构将发生改变，其演化性质强烈依赖于恒星初始质量和化学组成。
通过结合物理定律和实验观测结果，一定程度上可以确定恒星的演化规律。
一般而言，恒星的演化可分为三个阶段：主要由恒星引力收缩提供能量的主序前（pre-main sequence）阶段、由恒星核心处的氢到氦的核聚变反应提供能量的主序（main sequence）阶段、以及待恒星核心处的氢消耗殆尽后，由氦、碳或更重元素的燃烧提供能量的主序后（post-main sequence）阶段。
主序一词来源于观测到的恒星光度（luminosity）和有效温度在Hertzsprung-Russell 图上的分布形式，其中大多数恒星位于一条从左上角贯穿到右下角的被称为主序带的带状区域内，这类恒星被称为主序星（main-sequence star），也叫矮星（dwarf）。
位于主序带上方的恒星主要为巨星（giant），在相同的颜色或者说温度下，巨星的尺寸和光度通常比矮星更大。
位于主序带下方的主要为白矮星（white dwarf），白矮星不是主序星，它是中小质量恒星的演化终点，靠电子简并压抵抗重力而稳定存在。
本文将对一般恒星的演化过程进行简要介绍。
主序前阶段恒星的形成始于巨分子云（giant molecular cloud）中的引力不稳定现象，通常由不同分子云或星系间的碰撞、大质量恒星的辐射压、临近的超新星（supernova）爆发、星际介质中膨胀的气泡所引发。
当一个区域内的物质密度高到足以满足Jeans 不稳定性标准时，它开始在自身的引力效应下收缩。
随着收缩过程的进行，分子云的引力势能转化为热能，云内气体的密度和温度不断上升。
当原恒星云（protostellar cloud）接近达到流体静力学平衡的稳定条件时，便会在其核心处形成原恒星（protostar）。
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“恒星”在天体物理学中 占有极其重要的地位！
“Intro. to Astrophysics” /rxxu R. X. Xu
1，恒星演化概貌
分子云
引力塌缩
原恒星
点燃氢核聚变
•位于恒星际空间 “原子云” “离子云” •温度~101 K 分子 （HI，102K） （HII，104K） •密度~300-200个H2分子/cm3 •尺度~40pc •主 要 成 分 ： H2， 混 有 CO、H2O、NH3、CS、 CH3OH（甲醇）、 H2CO（甲醛）等其它百余种无 机或有机分子；此外，还含有约 1% 的由碳、硅、 脏冰等构成的尘埃（~m大小，含几万个原子） 热 脉 动
1M 5/ 3 2 M 2 d2 R M 2 fp fg 3 2 dt R R
•平衡态：R = R0 = 1/(2M1/3) •以 R-R0做小量展开，且略去 2及更高项 振子方程
d 2 2 M 3 0 2 dt R0
3 R0 3 1 Tp 2 2M 2
（大质量恒星形成，铁核塌缩）
“Intro. to Astrophysics”
/rxxu
R. X. Xu
Jeans不稳定与恒星形成
恒星形成：小质量情形
a,形成缓慢旋转的分子云核。云核在收缩过程中也可能会分裂 b,原恒星的形成 c,氘点火对流和较差自 转磁场放大强烈星风 d,稳定氢核燃烧的主序星
氢闪?
褐矮星：M <Mmin；耀星：M~0.08M☉或略大
“Intro. to Astrophysics” /rxxu
R. X. Xu
6，核合成过程
哪些动能的原子核参与核合成：Gamow峰
•Maxwell分布：~
exp[-E/(kT)]
•隧穿几率~exp[-bE-1/2]
/rxxu
R. X. Xu
核燃烧条件
恒星内部能进行核反应吗？
电磁势
核Coulomb势垒
Z1Z 2e2 ZZ Vc 1.2 1/ 3 1 2 1/ 3 MeV>>T0 rN1 rN2 A1 A2
核力势
R. X. Xu
“Intro. to Astrophysics”
dP Gm(r ) (r ) dr r2
Newton引力流体静力平衡 对比：Einstein引力 （理想流体TOV方程）
“Intro. to Astrophysics”
/rxxu
R. X. Xu
Lane-Emden方程与“标准模型”
流体静力平衡方程：dP （未知数：、P） dr
“Intro. to Astrophysics”
ZAMS
/rxxu
R. X. Xu
2，周光关系
恒星处于平衡态附近的振荡行为：
•假设震荡过程是绝热的，满足 P ；绝热指数 = 5/3 压力：fp ~ R2P ~ M5/3/R3 （密度 ~ M/R3），或fp = 1M5/3/R3 引力：fg = 2M2/R2 半定量地描述恒星半径变化的动力学方程：
M T0 1.4 10 M sun
7
K
恒星质量越小中心 温度越低但密度却 越高（习题2）！
R. X. Xu
“Intro. to Astrophysics”
/rxxu
5，核燃烧条件
恒星为何发光？
引力能？（除“小黑洞”、“大原子核”极端思想）以太阳为例：
主序星
重元素核心引力塌缩
行星状星云
简并物质核心
超新星 黑洞 中子星
白矮星
致密残骸
“舍利子”
R. X. Xu
“Intro. to Astrophysics”
/rxxu
恒星演化概貌
恒星如何演化很大程度上依赖于初始质量
“Intro. to Astrophysics”
(n 1) K R a1 4 G
R
1/ 2 (1 n ) / 2 n 0 1
(n 1) K M 4 r 2 dr 4 0 4 G
3/ 2 (3 n ) / 2 n 2 0 1 | (1 ) |
J
kT
GmL2
M J ~ L3 J
R. X. Xu
当>J或M>MJ时，分子云必将引力塌缩 “Intro. to Astrophysics” /rxxu
Jeans不稳定与恒星形成
塌缩时标 ：~自由落体时标
•塌缩时引力主导，介质的径向粘性可忽略 自由落体
Jeans不稳定与恒星形成
Jeans不稳定：热压不足对抗引力导致的塌缩
•对于均匀无穷大介质，通过线性小扰动计算“自引力介质”得 到引力不稳定发生的临界长度为J ，只是多个因子()1/2，
kT J G m
Jeans长度
•当密度扰动区域大于J时，引力将导致塌缩 •扰动最大长度为分子云尺度L ，故定义Jeans密度和Jeans质量
“周密”关系
“Intro. to Astrophysics”
/rxxu
R. X. Xu
周光关系
恒星处于平衡态附近的振荡行为：
•对观测数据的统计发现：
3M M sun 1.4 3 4 R M 1 M
“周质”关系
“Intro. to Astrophysics”
/rxxu
R. X. Xu
4，Lane-Emden方程与“标准模型”
恒星的流体静力学平衡方程：
•假设恒星具有球对称性 所有物理量Q = Q(r) 一维问题 引力：Gm(r)M/r2（质量M = Adr ） 压力：A [P-(P+dP)] = -AdP •引力 = 压力
又， Tp 2 •质量越大则发光越强
R 3 1 2M 2
3 0
Tp M1/2
1920：Shapley-Curtis大辩论 1924：Hubble分辨出M31（仙 女座大星云）中的造父变星，并 根据“周光”关系测定距离，支 持了Curtis的“宇宙岛”概念
“量天尺”
周光关系
Shu et al. (1987)
+ 盘（行星） 大质量恒星形成研究的困难：
塌缩时标短 观测困难 观测对理论模型筛选不够
“Intro. to Astrophysics”
/rxxu
R. X. Xu
Jeans不稳定与恒星形成
恒星主序前演化：Hayashi相
T R
考虑尺度R介质
引力~GM2/R2（质量M~R3） 热压力~PR2为（理想气体P=kT/m） 引力>压力 kT R ~ G m
当介质尺度大于时，将导致引力不稳定
/rxxu R. X. Xu
“Intro. to Astrophysics”
Eg~ GM2/R ~ 41048 erg，K-H时标：tk~ Eg/L ~ 3107年
核能？
41H4He+2e++2e平均每核子释放 ~7MeV能量 太阳每秒有N ~ L/ ~ 3.61038个氢核发生聚变 太阳氢核聚变产能的时标为 ~ M/(mp N ) ~ 1011年
“Intro. to Astrophysics”
或消去0得质量-半径关系：
(n 1) K M 4 R (3n ) /(1n ) 4 G
n /( n 1)
1(3n ) /( n 1)12 | (1 ) |
数值解示例： =5/3、4/3情形 = 5/3，n = 3/2，1 = 3.65375，12| (1)| = 2.71406 = 4/3，n = 3，1 = 6.89685，12| (1)| = 2.01824
/rxxu
R. X. Xu
2，Jeans不稳定与恒Байду номын сангаас形成
Jeans不稳定：热压不足对抗引力导致的塌缩
•若只有引力，任何微小的密度涨落必将被引力无限放大而塌缩 •因存在热压力，较小密度涨落产生的引力被热压所克服 •只有当密度涨落足够高以致于热压相对于涨落产生的引力而言 可被忽略，引力塌缩（即引力不稳定性）才能够发生
Gm(r ) (r ) r2
r 0
Lane-Emden方程:
其中
m(r ) 4 ( x) x 2dx
状态方程：P=P()；多方形式P = K
这里定义了新标度的密度变量 和矢径坐标 ：
'' ' n 0
= 1+1/n
2
1 1 ( n 1) K n n 0 ; r a , a 0 4 G
“Intro. to Astrophysics”
/rxxu
R. X. Xu
Lane-Emden方程与“标准模型”
恒星可以近似为由辐射压不可忽略、非简并理想 气体组成的，其状态方程为：
N k 4 3 1 4/3 P A （习题1） 4 a NA：Avgadro常数，：平均分子量，：气体压与总压强之比，a：辐射密度常数
/rxxu
核燃烧条件
解决之道：量子遂穿效应！
（如果不知道量子效应，我们甚至不能理会太阳为什么发光）
粒子热运动动能为Coulomb势垒的倍时，这类核 的燃烧过程就能在恒星内部大规模地出现：
kT0 ~ Vc，(10-4, 210-4)
主序星质量下限： （0.07~0.08）M⊙
《天体物理学》
第四章 主序恒星
讲授：徐仁新 北京大学物理学院天文学系
“Intro. to Astrophysics” /rxxu R. X. Xu
什么是恒星？
•是重元素核合成的熔炉 •是构成星系的基本单元 •“恒星结构与演化”理论是天体物 理领域内成熟体系之一（另：宇宙学）