恒星结构及演化
恒星的诞生和结构演化
1. 恒星的能源：核燃烧
热核反应理论解决了恒星能源问题
大多数恒星内部的核反应分为两类：
质子 — 质子反应链 (Proton-Proton Chains)
碳氮氧循环(CNO cycle)
反应取决于温度 (1.0×107 K以上 )
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恒星的能源：核燃烧
氢(H)燃烧 (1.0×107 K ) ： Z主序恒星, 合成元素：He
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小质量星的演化 (3) 最后的归宿
由于核心热力不足以把碳点燃起来，所以当所有 氢和氦皆告用尽时，恒星便会开始收缩，并变得 越来越暗，最后成为白矮星。这时候，电子简并 压力成为了抵抗恒星进一步塌缩的主要力量。
39
小质量恒星的主序后演化总结 M < 2 M ⊙
40
小质量星的演化
HR图上轨迹 注意：这里不 是均匀时间坐 标，主序上只 有一点，但是 停留的时间非 常长
36
小质量星的演化
(2) 红巨星以后
所有红巨星都是变星，当外壳不断膨胀，氦核心同
时不断收缩加热，直至足以燃烧氦 (我们称之为氦
闪)为止。由于这时燃烧氢和氦的过程并不稳定，星
体除了会不断脉动外，更会产生强劲的恒星风把外
壳「吹掉」。最后整个外壳会被抛出外太空，成为
行星状星云。
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美丽的行星状星云
基本方程组（II）
♦ 流体静力学平衡：
引力
压力
♦ 能量平衡：
内部产能率
能量损失率
（如：核反应、引力收缩等） （辐射）
♦ 能量的传输：
A. 方式 ：对流、辐射、热传导 B. 不透明度 ：辐射传能的快慢
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5，恒星的质量和演化
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恒星的结构及其演化过程
恒星的结构及其演化过程宇宙中的恒星是我们观察到的最常见的天体之一。
它们由气体和尘埃构成，经过数百万年的持续压缩和引力作用而形成。
恒星所发生的各种化学和物理过程塑造了它们的性质和演化，从而使人们对宇宙本身产生了更深刻的了解。
一、恒星的结构恒星的结构与物理性质密不可分，主要有以下四个部分组成。
（一）核心恒星的核心是它最重要的部分，可能占恒星总质量的10%至20%，但它却是恒星的引擎，燃烧氢元素并制造能源。
核心的温度很高，可以达到10亿度，压力也非常高，会使物质变得粘稠。
在核心，氢气通常以热核反应的方式燃烧，产生氦和能量。
这种反应是恒星的“核心聚变”，它提供了恒星的绝大部分能源。
（二）辐射区辐射区是位于恒星核心之外的区域，此区域还是通过辐射将能量从核心传递到恒星表面的区域。
由于在这个区域中存在着大量的光子，因此能量以光的形式传递。
（三）对流区恒星最外层的温度较低，通过对流将能量从恒星内部向上移动，由恒星的气体形成，并沿着恒星的表面向外运动。
这个过程常被称为“对流”。
（四）边界区边界区是指恒星与周围物质所接触的区域。
在边界区，恒星通过吸收周围物质来增加质量。
同时，边界区也是恒星辐射的区域，恒星辐射的边界区是由物质碰撞释放出的光和其他电磁辐射构成的。
二、恒星的演化恒星经历了多个阶段，其演化过程通常是由它们的质量所决定的。
大多数的恒星演化情况如下：（一）聚变阶段在这个阶段，恒星的核心燃烧氢元素，不断地制造氦和能量。
恒星最初的形成阶段通常是它们最亮的时期。
（二）子巨星或巨星阶段在恒星演化的后期，核心燃烧氢元素的能量减弱，星内压力下降，外部大气层也会膨胀，形成一个巨大的气体团。
这就是最终的“巨星阶段”。
（三）白矮星或中子星阶段恒星的演化最终会导致核心的崩塌。
通常情况下，恒星的质量越大，其生命就越短，它们最终会成为一颗白矮星或中子星。
这两种天体都非常稳定，但它们的形态和构造与恒星的核心燃烧阶段截然不同。
在白矮星或中子星的情况下，它们所释放出的能量是非常强大的，在宇宙中扮演着特殊的角色。
天文学中的恒星结构与演化
天文学中的恒星结构与演化恒星一直是天文学中的研究的重点之一，因为它们是构成宇宙的重要组成部分。
对于恒星结构与演化的研究，在我们理解宇宙的基本运作方式方面发挥了关键作用。
在本文中，我们将探讨恒星的结构和演化的一些关键方面。
一、恒星的结构恒星的外层是由等离子体组成的，这种等离子体被称为氢原子。
恒星内部主要由氢和氦，这些元素的物理学和化学性质是使恒星能够产生可观测且持续辐射的基础。
在中央区域，温度和压力非常高，可以使氢核融合成氦。
这个反应会释放大量的能量，这种能量被用来维持恒星内部的稳定状态。
同时，由于氢融合所释放的能量在外部释放，因此恒星的温度将是一个随半径逐渐增加的函数。
同时，值得注意的是，一个恒星的内部结构也取决于恒星的质量。
质量更大的恒星会有更高的温度和密度，这可能导致更多的能量产生。
也就是说，一个中等质量的恒星将是由核心、辐射区、和对流区组成的结构体；而一个超级巨星将拥有更复杂的结构。
二、恒星演化有许多类型的恒星演化。
例如，较小的恒星（低于约1.5太阳质量）会随着氢融合量的降低而逐渐变暗，最终形成一个白矮星。
而更大的恒星（大约从1.5太阳质量到3太阳质量之间）可以成为一个新星：当这些恒星内部产生铁核时，核心失去支撑而崩塌，从而产生大规模的能量释放，整个恒星就会变亮。
接下来是一个大规模的爆炸，它将剩余物质逐渐释放到周围。
当这个过程完成后，恒星将形成一个非常稳定的天体。
然而，更大的恒星则可能形成一个黑洞，它产生的引力是如此强大，以至于它最终成为无法被看到的东西。
总之，恒星的结构与演化对于我们理解整个宇宙的基本运作方式是至关重要的。
在未来的研究中，我们将继续努力探索恒星的本质，并扩展我们对宇宙的理解。
主序恒星的结构与演化a(天体物理学)
'' ' n 0
= 1+1/n
2
1 1 ( n 1) K n n 0 ; r a , a 0 4 G
边条件:
(0) 1 '(0) 0
“Intro. to Astrophysics”
•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
“量天尺”
周光关系
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
“Intro. to Astrophysics”
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”
M
R<<r
NR：典型动能 mv2~GMm/r v ~ (GM/r)1/2 塌缩ቤተ መጻሕፍቲ ባይዱ标（自由落体时标）
M r r ff ~ ~ ~ 87 v GM M sun
3 1/ 2
r 密度均匀球形介质塌缩过程 “Intro. to Astrophysics”
r 10 10 cm
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
恒星内部结构和演化的理论模型研究
恒星内部结构和演化的理论模型研究恒星是宇宙中最常见的物体之一，它们以其炽热的核心和璀璨的辐射而闻名。
了解恒星的内部结构和演化是天文学家一直以来的研究课题之一。
通过建立理论模型，科学家们逐渐揭示了恒星的奥秘。
恒星的内部结构可以用一种称为恒星结构模型的理论来描述。
这一模型基于爱因斯坦的质能等效原理以及热力学和核物理等学科的基本原理。
根据该模型，恒星由一系列的层组成，包括核心、辐射区和对流区等等。
首先是恒星的核心，它是恒星最炽热的区域，温度可以达到数百万度。
核心中发生着核聚变反应，将氢核融合成氦核，释放出巨大的能量。
这种能量产生的过程，使得恒星维持着稳定的辐射能量，成为一颗恒定燃烧的“烛光”。
核心周围是辐射区，它是由高温等离子体组成的区域。
在这个区域，能量通过辐射传输的方式传递到外层。
辐射传导的特点是能量以光子的形式传递，这些光子在恒星内部的碰撞和吸收中，被频繁地发射和吸收。
再往外是恒星的对流区。
对流传输是在高温和高密度的条件下，气体体积的扩张和收缩引起的。
当恒星的对流区被激发时，热量从核心向外层传递。
可以将对流区类比为一个不断升温和降温的巨大气泡。
这些层之间的界面区域是恒星的一些重要特征，例如震荡现象和化学元素的混合。
恒星内部的震荡可以提供关于恒星质量、年龄和化学成分等重要信息。
而化学元素的混合则在恒星内部发生物质交换过程，使恒星的化学特性变得更加复杂。
除了内部结构，恒星的演化也是天文学家们关注的焦点。
恒星的演化路径可以通过恒星演化模型来探究。
这些模型基于恒星的质量、化学成分、年龄等参数，用数学和物理方程描述恒星演化的过程。
恒星的演化可以大致分为四个阶段：主序阶段、巨星阶段、超巨星阶段和末期阶段。
在主序阶段，恒星通过核聚变反应维持着稳定的辐射能量，并在赫罗图中占据一个稳定的位置。
而在巨星和超巨星阶段，恒星在内部核聚变产生能量不足、外层膨胀的作用下，逐渐变成庞大且明亮的天体。
最终，当恒星耗尽核燃料时，会膨胀成红巨星，然后借助恒星风将外层物质抛射出去，形成行星状星云。
黄润乾院士：恒星结构与演化研究先驱
论 、太 阳 内部 研 究和 大 样 本 演 化 等 。恒 星 理 论 组 成 立 后 ，培 养 出一 批 年 轻 有 为 的 研 究 人
天 文 学 分 化 出来 的 很 多 新 学科 ，他 选 择 了恒 星结 构 和 演 化 理 论 。 当 时天 文 台 还 没 有 大 型 的 计算 机 ，许 多 物 理 程 序无 法 计 算 ，只 能 到
先 进技 术 ，他 经常 不 分 白天 黑 夜 地 守 在 计 算
机旁 废 寝忘 食地 工 作 。在德 国汉 堡 天文 台 时 ， 连素未谋 而的计算机 中心的管理 员都知道 ，
有 个 中 国学 者 每 晚 都 在 熬 夜 计算 ，那 真 是拼
命啊 １
获 得 博 士 学 位 ，是首 先 发 展 大 样 本恒 星 演 化
恒演 化 理论 、有 转动 效应 的 双星 演化
理 论 ，建立 了星 风 激波 理 论 。曾获 中 国科 学 院 自然科 学 二等 奖 、中 国天 文 学 会首届 张钰 哲奖 、２ ０ ０ ７ 年度 云南 省 科学 技术 突出贡 献奖等 。
怀着远大理想 实现心星永恒
１ ９ ３ ７ 年 ， 抗 同战 争 爆 发 ，年 仅
Ｇ ｒ ｅ ａ ｔ Ｍａ ｓ ｔ ｅ ｒ大家
。
润乾１ ９ ３ ３ 年 生 于 北 京 ，原
童 三 籍湖 南衡 Ｉ Ｉ １ Ｊ ｏ 他 是 我 国 著
。
；
名 的 天 体 物 理 学 家 ， 中 国
科学 院 云南 天文 台 研究 员 、中科 院 院
士 、博 士生 导师 、中国天 文 学会 原 副
的大 量观 测 结 果 所 证 实 。 同 时 黄润 乾 在 研 究
工作 中发 现 ，恒 星 对 流超 射 的 大 小 ，对 恒 星
恒星的演化过程是什么
恒星的演化过程是什么恒星的起源和演化，长久以来一直是天文学中最基本、也最令人感兴趣的问题。
小编就和大家分享恒星的演化过程，来欣赏一下吧。
恒星的演化过程(一)恒星的形成恒星形成可分为两个阶段：第一阶段是星云阶段，由极其稀薄的物质凝聚成星云并进一步收缩成原恒星。
第二阶段是原恒星阶段，由原恒星逐渐发展成为恒星。
一般把处于慢收缩阶段的天体称为原恒星。
原恒星进一步形成恒星的收缩过程要持续几百万到几千万年。
(二)恒星的演化恒星的演化如同人的一生，经历从青壮年到更年期、老年期的过程。
(1)恒星的“青壮年期”恒星的“青年期”和“壮年期”是一生中最长的黄金阶段，这时的恒星称为主序星。
人们迄今所知的恒星约有90%都属主序星。
在这段时间，恒星以几乎不变的恒定光度发光发热，照亮周围的宇宙空间。
核燃烧使恒星内部物质产生向外的辐射压力，当辐射压力与引力达到平衡时，恒星的体积和温度就不再明显变化。
(2)恒星的“更年期”恒星的“更年期”出现在恒星核心部分的氢完全转变成氦后，例如有7个太阳质量大小的恒星的“更年期”大约在形成的2600万年后出现。
这一阶段恒星核心经历这些不同的核聚变反应，恒星也经历多次收缩膨胀，其光度也发生周期性的变化。
最后产生巨大辐射压力，自恒星内部往外传递，并将恒星的外层物质迅速推向外围空间，形成红巨星、红超巨星。
(3)恒星的“老年期”恒星的“老年期”是从一颗恒星变成红巨星开始进入这一阶段的。
由于恒星的体积急剧增大，导致恒星的表面温度下降，因而颜色变红。
同时，恒星发光表面的面积剧增，致使整个恒星发出的光大大增强，从而大为增亮。
这种又红又亮的恒星就是红巨星。
(三)恒星的归宿恒星内部的热核反应是不会永远进行下去的，当恒星的核燃料耗尽时恒星也走到了它的尽头。
由于恒星自身物质之间的巨大引力始终存在，随着恒星内部热核反应的停止，尽管恒星外层部分会出现膨胀、爆发等复杂的变动，核心部分却必定在引力作用下发生急剧的收缩、即所谓引力坍缩。
恒星结构及变化讲解
恒星结构及变化讲解恒星结构是指恒星内部的组成和特征，包括恒星的核心、辐射区和对流区等部分。
恒星的核心是指恒星内部最中心的部分，是恒星的能量源。
恒星的核心主要由氢和少量的氦组成，其中核心温度高达数百万摄氏度，以至于可以让氢发生热核反应而产生能量。
在核心中，热核反应的主要过程是质子-质子链反应，质子经过一系列的反应转变成氦，同时释放出大量的能量。
这些能量会以光和热的形式传递到恒星的辐射区。
辐射区位于恒星的核心外部，它是恒星的能量传输区域。
在辐射区中，能量通过辐射的方式传递。
辐射是指热辐射，也就是恒星内部产生的能量以电磁波的形式传播到辐射区，然后通过辐射传到恒星的外层。
辐射传输的速度很慢，需要几万年才能从核心传递到表面，因此辐射区的温度梯度较大，温度随距离核心的增加而逐渐降低。
对流区位于恒星的辐射区之外，它是恒星的能量传输区域。
在对流区中，能量通过对流的方式传递。
对流是指物质的循环流动，热量通过物质流动的方式从恒星内部传递到表面。
对流速度很快，能够将能量迅速传递到恒星的表面，因此对流区的温度梯度较小，温度随距离核心的增加而相对稳定。
恒星的对流区通常位于恒星的大气层，表现为恒星的明亮表面。
恒星的结构并不是静态的，它会随着恒星时代的变化而有所不同。
例如，在恒星的初生阶段，恒星会不断收缩并逐渐升温，直到核心温度足够高以启动热核反应。
在这一过程中，恒星的结构会不断变化，直到达到一个平衡状态。
此后，恒星会继续以核融合反应为能源，维持一段时间的稳定状态。
然而，恒星的稳定状态并不是永恒的，它会随着核燃料的消耗而改变。
当恒星核心燃料耗尽时，核融合反应会减弱或停止，恒星会进入演化阶段。
在这一阶段，恒星的结构会再次发生变化。
例如，当核心燃料耗尽时，氢的核融合反应会停止，导致核心收缩和加热，进而使外层膨胀形成红巨星。
红巨星的结构中，核心可以经历氦闪和二次红巨星阶段。
最终，恒星可能会经历核坍缩或爆炸事件，如超新星爆发。
这些事件会彻底改变恒星的结构，释放出巨大的能量，并在爆炸后形成新的天体，如中子星或黑洞。
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Teff 4
其中 F 是单位时间由恒星单位表面积
上辐射出去的总能量即恒星表面的辐射
能流
为斯忒藩-玻耳兹曼常数L为恒星的绝
对光度，
R为恒星半径，
观测事实
温度
2.在热动平衡下应用统计规律
玻耳兹曼公式
n g e r,k
r ,k ( Er ,k Er ,i ) /T
nr,i gr,i
沙哈方程
nr1,k ne gr1ge (2
对主序星：
LM3 4
6.质量
观测事实
三. 太阳的结构图
太阳的内部主要可以分为三层,核心区,辐射 区和对流区.太阳的能量来源于其核心部分。 太阳的核心温度高达1500摄氏度，压力相当 于2500亿个大气压。核心区的气体被极度压 缩至水密度的150倍。在这里发生着核聚变， 每秒钟有七亿吨的氢被转化成氦。在这过程 中，约有五百万吨的净能量被释放（大概相 当于38600亿亿兆焦耳，3.86后面26个0） 。聚变产生的能量通过对流和辐射过程向外 传送。核心产生的能量需要通过几百万年才 能到达表面。
名的哈勃定律，即河外星系的视 向退行
速度和距离成正比：
这样，通
过推红行移速量度，z 如 果 哈 c勃我常们数可HH以r确知定道，星那体么的
距离也就确定了（事实上， 哈勃太空望
远镜的一项主要任务就是确定哈勃常数
H）。
பைடு நூலகம்
观测事实
4.温度
（假设恒星大气处于热动平衡状态） 1.有效温度
黑体辐射公式
F
L
4 R2
造父变星 的绝对星等，进而也可求出距离。
观测事实
3.3 谱线红移和哈勃定律
人们观测到，更加遥远的恒星的光谱
都有红移的现象，也就是说， 恒星的光
谱整个向红端移动。造成这种现象的原
因是：遥远的恒星正在 快速的离开我们。
根据多普勒效应可以知道，离我们而去
的物体发出的 光的频率会变低。
1929年，哈勃(Hubble,E.P.)提出了著
恒星结构及演化
程福臻 中国科学技术大学天体物理中心
一 .恒星在天体物理学中的作用
恒星
星团
星系
宇宙
提供能量
引力
宇宙学
年龄和组成
核反应 太阳
恒星演化 合成元素 太阳系的形成
太阳风
电磁辐射
陨星学 大气层 磁层 行星际介质 转动的制动
气候 生命
二. 观测事实
1.恒星分类 2.赫罗图 3.距离 4.温度 5.半径 6.质量
碳星（C CN)
cB1 超星 Be 有发射线
吸收带强
吸收带弱
观测事实
2.赫罗图
1913年美国天文学家赫茨普龙、罗 素各自独立绘出亮星的光度—温度图， 发现大多数恒星分布在图中左上方至右 下方的一条狭长带内，从高温到低温的
恒星形成一个明显的序列，称为“主星 序
”。为了纪念两位科学家作出的贡献， 人
们称这种图为赫—罗图(HR-diagram)。 该图显示出恒星的光度和表面温度随
通常有很多方法来确定绝对星等 。比如主星序重叠法。如果我们认为所有的主
序星都具有相同的性质。那 么相同光谱型的恒星就有相同的绝对星等。如果对照太
阳附近恒星的赫 罗图，我们就可以求出遥远恒星的绝对星等，进而求出距离。
所谓变星是指光度周期性变 化的恒星。造父变星的独特之处就在于它的光变周
期和绝对星等有一个 特定的关系（称为周光关系）。通过观测光变周期就可以得出
造父变星 HII区 O型星
新星
远星系
星系亮度
遥远星系
红移
观测事实
3.1 三角视差法
视差就是观测者在两个不同位 置看到同一天体的方向之差。 地球绕太阳作周年运动，这恰巧满足了三角视差法的条 件：较长的基 线和两个不同的观测位置。试想地球在轨道的这一侧和另 一侧，观测者可 以察觉到恒星方向的变化——也就是恒星对日－地距离 的张角θ（如下 图）。图中所示的是周年视差的定义。通过简单的三角学 关系可以得出：
O
B
A
(2.5x104-1.2x104K) 早型
F
G
(7.6x103-6.1x103K) 中型
K
M
(4.9x103-3.7x103K) 晚型
红
红
次型 B0, B1------B9, (几乎连续变化）
R
N
dG5 矮星 gG2 巨星
(5.0x103-4.0x103K) (3.0x103-2.0x103K)
r=a/sinθ 。 天文单位其实是很小的距离，于是天文学家又提出了秒差距（pc） 的概 念。也就是说，如果恒星的周年视差是1角秒（1/3600秒），那么 它就距离 我们1秒差距。很显然，1秒差距大约就是206265天文单位，同时也等于 3.26光年。
观测事实
3.1 三角视差法
d 1 (3.26光年） p ''
nr ,i
g r ,i
3/ 2 [ r r1,k r ,i ]
mkT ) kT h e 3
g为以统计权重 g 2J 1, J为内量子数
观测事实
5.半径
1.分光双星
2.由绝对热星等及表面有 效温度求出
Mb 2.5lg L 及
L 4 R2 Te4
观测事实
1.对双星可 由其运动 规道求出 质量
2.由质光关 系求出
1. 恒星分类
哈佛分类法(对应恒星大气的平均温度)
TiO ZrO
(3.0x103-2.0x103K)
S红
极热兰 C线 热兰 兰白
白
白黄
黄
桔
红
WC (4x104-2.5x104K)
(1.15x104-7.7x103K)
(6.0x103-5.0x103K)
(3.6x103-2.6x103K)
WN
N线 （6x104K)
观测事实
3.2 分光视差法
5lg r m M 5
m为恒星的视星等，很容易测量。 M为恒星的绝对星等(如果把恒星统一放到10秒差距的地方，这时我们测量到的 视星等就 叫做绝对星等) 通过对恒星光谱的分析我们可以得出 该恒星的绝对星等。这样一来，由上式距 离就测出来了。通常这被称作分光视差法。 分光视差可达到 3x104 pc
观测事实
赫罗图
光度与温度 关系。
虚线与箭头 标出了所预 言的太阳演 化曲线
观测事实
3.距离
距离范围 太阳系（<40AU)
测定方法
雷达
三角视差
邻近恒星（<50pc)
三角视差
较远恒星和银河星团（约3x104pc) 威尔逊-巴普法 运动星团 分光视差
球状星团（约3x105pc)
主序重迭法
邻近星系（108pc)
时间变化的情形，横坐标是恒星的光谱 型，按照O、B、A、F、C、G、K、M 顺序排列，是恒星的温度序列。纵坐标 是绝对星等，即恒星光度。大多数恒星 集中在主星序,少数集中在右边中部组 成巨星序，一些光度特别大的超巨星分 布在图的上方。那些温度高、光度弱的 白矮星集中在左下方一个较密集的区域 赫罗图对研究恒星的演化有重要作用。