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《恒星的基本知识》课件
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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
感谢观看
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
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
感谢观看
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
恒星的一生
质量愈大，寿命愈短！
15倍太阳质量 1倍太阳质量 0.2倍太阳质量
1千万年 1百亿年 1万亿年
太阳可活一百亿年，而天狼星的寿命却只有几百 万年。按比例来看，如果太阳可活70岁，天狼星 只能活3天！
小质量的恒星，默默的死去。
小质量恒星
红巨星的外壳慢慢消散 中心的核压缩成为白矮星 白矮星冷凉了，就成了黑矮星
恒星的一生
红巨星
行星状星云
超新星
白矮星
中子星
黑洞
这些恒星和太阳有什么不同？
红巨星：表面温度低，体积大，亮度高。 行星状星云：质量体积大，但亮度较暗。 超新星：亮光相当于十亿颗太阳 白矮星、中子星、黑洞：体积小、亮度低，但质
量大、密度极高。
恒星的一生
恒星的寿命
决定恒星寿命的因素只有一个——质量！
太阳的未来
1
1 成年的太阳
2
3
2、3、4 红巨星
4
5 白矮星
6 5
6 暗矮星
可以维持100 亿年，现已步
入中年
太阳的晚年 期，可停留10
亿年
体积极小，密 完全“熄灭”，
度很高
看不见、永存
大质量恒星，光辉的尾声。
A
大质量 恒星
大质量恒星的演化
C2
超红巨星 A
B
超新星 B
C1 C1 中子星
黑洞 C2
超 新 星
超新星是恒星在死亡前的一次大爆发， 所释放的能量，发出的亮光相当于十亿颗太 阳。爆炸将星球物质以接近光速的速度，向 四面八方发射。每一颗恒星最多只可能发生 一次。
中子星
质量约是太阳1.44-2倍的恒星在超新星爆 炸的过程，遗留下来的核心变成一颗体积很 小，质量却很大的中子星，由中子构成，密 度为水的1014倍，仅1cm3的质量就有全球人类 那么重，直径仅为30km。
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？
《恒星世界》PPT课件
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20
三、恒星和光谱
恒星光谱分析技术的出现不仅使天文学家得到了恒星化学组成的知识， 还得到了恒星表面大气层的温度、压力、密度，以及恒星的质量、体积、 磁场状况、自转运动、距离和空间运动的知识，甚至包括宇宙的物质组成、 结构和运动规律及演化的知识，开创了人类研究天体的新纪元，促进了天 体物理学的长足发展。
恒星世界
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1
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一、灿烂的星空
夜空闪烁的繁星， 都是和太阳一样的天体， 唯一的原因就是它们全 都距离十分遥远。斗转 星移，是因为地球本身 在自转；四季星空的变 化，是因为地球绕太阳 公转。
2
古人看不出星空排列图形的变化，所以称它们为“恒 星”。如果时间拉到10万年，星空也许就会面目全非了。
11
冬去春来，星移物换，狮子座升上高空。狮子的头部像一个反写 的大问号，侧卧着面像西方。前腿上有一颗一等亮星，中名轩辕十四 （图3.1.14），是著名的9颗航海亮星之一。
北部星空最有实用价值的要数北极星，它紧挨着天北极。
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12
南半天球最著名的星座是南十字座。
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13
银河系中心方向在人马座，其中有6颗亮星，中国古称“南斗六星”。
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14
1995年1月，哈勃望远镜拍到了参宿四的圆 面照片，这是人类首次获得的恒星圆面图像。
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ห้องสมุดไป่ตู้
15
天狼星是全天第一亮星，而天狼伴星的亮度只及天狼星的一万分 之一，天文学家十分艰难地拍下了它们的照片。
恒星们的大小差别如此之大，但有一个彼此差别不大，那就是质 量。大多数恒星的质量在太阳质量的0.1~10倍范围。它们体积差别巨 大而质量差别甚小，因此恒星们的密度差异特别悬殊。
儿童认识恒星ppt课件
恒星的种类
01
02
03
单星
单独存在的恒星，没有其 他恒星与其伴行。
双星
两颗互相绕行的恒星，有 时也包括一颗较暗的伴星 。
星团
大量恒星聚集在一起，形 成一个较为紧密的团体。
恒星的特点
发光
恒星能够自行发光，其亮 度取决于其质量和体积。
生命周期
恒星的生命周期从诞生、 主序阶段、演化到最终的 死亡，经历数十亿年的过 程。
未来对恒星的探索与发现
空间探测器
未来的天文学家将使用更先进和专业的空间探测器，如詹姆斯·韦伯太空望远镜和太阳系外行星探测器，来观测和研究 恒星和行星系统。这些探测器将提供更高质量和更全面的数据，帮助我们更好地了解恒星的性质和演化。
光学干涉技术
光学干涉技术是一种利用多个望远镜的组合来模拟一个超级望远镜的方法。未来的天文学家将利用这种技术来观测和 研究恒星的表面结构和大气层，以揭示更多关于恒星演化的秘密。
03
鼓励儿童提出疑问，并耐心解答，以帮助他们更好地理解恒星
知识。
通过参与天文活动认识恒星
参加天文活动
鼓励儿童参加一些天文活动，如星空观测、天文摄影等。
学习使用望远观察恒星和 星座。
培养实践能力
让儿童通过实际操作来加深对恒星的认识，提高他们的实践能力 。
儿童认识恒星ppt课件
contents
目录
• 恒星的简介 • 恒星的构成 • 恒星的位置和运动 • 恒星的应用 • 恒星的探索与发现 • 儿童如何学习认识恒星
恒星的简介
01
恒星的定义
恒星
在宇宙中，由炽热的气体（主要 是氢）组成的、能够自己发光的 球状或类球状天体。
描述
恒星是由宇宙中的气体和尘埃在 引力作用下凝聚而成，内部通过 核聚变产生光和热。
恒星
哥白尼的日心说体系——布鲁诺坚持此学说以至付出了生命。最古老的，标有精确日期的星图出现在公元前 1534年的古埃及。 伊斯兰天文学家为许多恒星取的阿拉伯文名称一直到今天都还在使用，他们还发明了许多天 文仪器可以测量和计算恒星的位置。然而，很长一段时间内，人们对于恒星还有误解。在1584年，焦尔达诺·布 鲁诺发展了尼古拉斯·哥白尼的日心说，认为天上的恒星像太阳一样，也可能有其他行星，他因此被当作“异 端”。古代的希腊哲学家德谟克利特和伊壁鸠鲁曾经提出和他一样的想法。17世纪牛顿发现万有引力以后，人们 对于恒星的误解逐渐消除。贝塞尔在1838年首度利用视差的技术测出一颗恒星（天鹅座61）的距离是11.4光年， 这揭示了太空的广大和天体距离的遥远。威廉·赫歇尔是第一位尝试确定恒星在天空中分布状态的天文学家。
电磁波是原子中的电荷做变速运动时产生的。恒星有极高的温度，因此原子运动十分剧烈，电磁波辐射也非 常强大。波长范围从长波到γ射线都有。恒星的辐射穿过地球大气层时，很多波段都被大气分子吸收掉了。这种 大气屏蔽作用是地球生物的保障，没有这些屏蔽，地球生物将受到威胁。但是这对于天文学来说却是一种阻碍。 幸好有两个透明的窗口：光学和无线电，它们为人类天文学发展提供了必要的信息通道。对于地面观测，大气对 于不同波长的电磁波的吸收是不同的。
食双星（大陵型变星）
大陵五的光变曲线（能量范围 0.3-10keV）。
当双星的轨道面与视向几乎在同一个平面上时，就会看到一颗星挡住另一颗星的掩食现象，星光会明显变暗。 这种双星叫做食双星。最典型的和最早发现的食双星是大陵五（英仙座β）。它的轨道周期为2天20小时48分55 秒。在这段时间内，它的亮度有明显的变化，而且有特殊的规律。它最亮有2.13等，最暗仅3.4等，最亮的时间 中又有一部分稍微变暗。原因是两颗星的光度不同。当亮度小的星挡住亮度大的星时，总亮度最小；亮度大的挡 住亮度小的，总亮度些许变小。 典型的食双星还有渐台二等。
电磁波是原子中的电荷做变速运动时产生的。恒星有极高的温度，因此原子运动十分剧烈，电磁波辐射也非 常强大。波长范围从长波到γ射线都有。恒星的辐射穿过地球大气层时，很多波段都被大气分子吸收掉了。这种 大气屏蔽作用是地球生物的保障，没有这些屏蔽，地球生物将受到威胁。但是这对于天文学来说却是一种阻碍。 幸好有两个透明的窗口：光学和无线电，它们为人类天文学发展提供了必要的信息通道。对于地面观测，大气对 于不同波长的电磁波的吸收是不同的。
食双星（大陵型变星）
大陵五的光变曲线（能量范围 0.3-10keV）。
当双星的轨道面与视向几乎在同一个平面上时，就会看到一颗星挡住另一颗星的掩食现象，星光会明显变暗。 这种双星叫做食双星。最典型的和最早发现的食双星是大陵五（英仙座β）。它的轨道周期为2天20小时48分55 秒。在这段时间内，它的亮度有明显的变化，而且有特殊的规律。它最亮有2.13等，最暗仅3.4等，最亮的时间 中又有一部分稍微变暗。原因是两颗星的光度不同。当亮度小的星挡住亮度大的星时，总亮度最小；亮度大的挡 住亮度小的，总亮度些许变小。 典型的食双星还有渐台二等。
恒星的基本知识
恒星的温度—黑体辐射的维恩定律
max
1 T
观测时需要作的改正
大气消光 星际红化
使恒星颜色变红变暗 星际空间存在大量的气体和尘埃，
它们对短波光线的散射很强烈，
因而使恒星的颜色显得偏红
星际消光
这些气体和尘埃还会吸收或屏蔽
光线，使得星光变暗
色指数 （C = B －V）
C mp mv
r
2．质光关系 （Eddington , 1924） 对主序上部 对主序下部 3．位力定理
LM4 LM2
(L L )
(L L )
2T V 0
M v
2
GM 2 0 R
M
R v2 G
恒星年龄的测定
恒星的总的能量
EM
光度（能量损失率） L M n E 1 1 n M n 1 (n 1) 年龄 ～ L M
Er exp kT
赫罗图 (Hertzsprung – Russell Diagram)
罗素1913年得到的最早的绝对 星等－光谱型图
L 4 R T
2
4 e
L 4 R 2 Te4
Te L R lg( ) 2lg( ) 4lg( ) L R Te
1
3
10 M / M 10
9 3
2
10 g / cm 10 g / cm
16
3
25 m 哈勃空间望远镜 30
最大地面望远镜
m
星等系统(光度系统)
目视星等 人眼对黄绿光（平均波长约为550nm）最 敏感 照相星等 照相底片对蓝紫光（250－500nm，平均 波长约为430nm）最敏感 仿视星等 用黄绿色滤光片配合照相底片，得到的 灵敏度与人眼大致相同 光电星等 由安装在望远镜终端的光电光度计测得 辐射星等 用对各个波段辐射灵敏度均相同的探测 器测得 热星等 表征恒星在整个电磁波段辐射总量
天文学课件-恒星的演化
爆發時間 (AD) 光度極大星等
185 ?
-8
393
-1
837 ?
-8 ?
1006
-10
1054
-5
1181
-1
1572
-4
1604
-3
1680
5?
1987
+2.9
發現者
遺跡
中國天文學家 RCW 86
中國天文學家
中國天文學家 IC 443
中/阿天文學家 SN 1006
中/日天文學家 Crab Nebula
O型星→藍超巨星→（紅超巨 星）→WR星→Ib/Ic型超新星 + 中子星/黑洞
高質量恒星的一生
(5) 超新星 (supernovae) 和超新星遺跡 (supernova remnants)
II/Ib/Ic型超新星—高質量恒星在演化末態發生的 劇烈爆炸。
星系M 51中的SN 1991T
特徵：
光度L～107-1010 L⊙，
低質量恒星的一生
行星狀星雲 (planetary nebulae)
低質量恒星在死亡時拋出的氣體包層，受到中 心高溫白矮星的輻射電離而發光。
通常為環形，年齡不超過~5×104 yr。
螺旋星雲 Helix Nebula
Ring Nebula
啞鈴星雲Dumbbell Nebula
Cat's Eye Nebula
恒星的一生就是一部和引力鬥爭的歷史！
Russell-Vogt 原理
如果恒星處於流體靜力學平衡和熱平 衡，而且它的能量來自內部的核反應，它 們的結構和演化就完全唯一地由初始品質 和化學豐度決定。
恒星演化時標
(1) 核時標 (nuclear timescale) 恒星輻射由核心區（約1/10品質）核反應產生的 所有能量的時間。 tn ＝ E/L ＝η△Mc2/L
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2
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.
(鲸鱼星)
(大角星)
(木星)
13
§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。
M
< 3500
红 强分子带，中性金属线，无氢线
❖ 每一种光谱型可以继续分为0-9十个次型。数字越小温度越 高。太阳的光谱型为G2 。
11
恒星的质量分布
恒星质量变化范围不太大，绝大多数恒星的质量在0.1 M⊙ 到120 M⊙ 之间。质量太大（> 60 M⊙ ）的恒星动力学不稳 定，质量太小（< 0.08 M⊙ ）的恒星无法点燃氢燃烧。
化学成分
Z⊙ = 0.02
~ 10−3 − 5 Z⊙
4
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
5
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。
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) 。
7
-26.8
-12.5 -4.4
3
典型的恒星参数范围
参数
太阳
恒星
半径
R⊙ = 7 ×10 8 m
10 −2 − 10 2 R⊙
质量
优秀温度 （Teff） 光亮度 （Luminosity）
M⊙ = 2 ×10 30 kg Teff, ⊙ = 5770 K L⊙ = 3.8×10 26 W
10 −1 − 10 2 M⊙ 10 3 − 10 5 K 10−5 − 106 L⊙
-1.5 6
18
Hubble,Keck Limit 30
8
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
15
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
16
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
14
丹麦天文学家E. Hertzsprung(赫茨普伦) 和美国天文学家H. R. Russell(罗素)创制了恒 星光度 - 温度分布图。
L
恒星的分布？
T
Ejnar Hertzsprung Henry Norris Russell
(1873-1967)
(1877-1957)
赫罗图的横坐标也可用恒星 的光谱型、色指数；纵坐标 也可用恒星的绝对星等表示。
12
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⊙
唯一准确知道的恒星 半径是太阳半径： (6.95980.0007)105 km
参宿四(猎户座a星) (五车二) (织女星)
11,000 ~ 25,000
蓝白
中性He线，重元素一次电离线，很 弱的H线
A
7,500~11,000
白
强H线，重元素一次电离线（如 Ca+ ）
F
6,000 ~ 7,000
黄白
重元素一次电离线，弱H线和中性 金属线
G
5,000 ~ 6,000
黄 强重元素一次电离线，中性金属线
K
3,500 ~ 5,000 红橙 强中性金属线，重元素一次电离线
9
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! 10
光谱型 表面温度(K) 颜色
特征谱线
O
> 25,000
蓝紫
强电离He线，重元素多次电离线， 无氢线。
B
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
6
• 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
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
1
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
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.
(鲸鱼星)
(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。
M
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红 强分子带，中性金属线，无氢线
❖ 每一种光谱型可以继续分为0-9十个次型。数字越小温度越 高。太阳的光谱型为G2 。
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恒星的质量分布
恒星质量变化范围不太大，绝大多数恒星的质量在0.1 M⊙ 到120 M⊙ 之间。质量太大（> 60 M⊙ ）的恒星动力学不稳 定，质量太小（< 0.08 M⊙ ）的恒星无法点燃氢燃烧。
化学成分
Z⊙ = 0.02
~ 10−3 − 5 Z⊙
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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
5
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。
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) 。
7
-26.8
-12.5 -4.4
3
典型的恒星参数范围
参数
太阳
恒星
半径
R⊙ = 7 ×10 8 m
10 −2 − 10 2 R⊙
质量
优秀温度 （Teff） 光亮度 （Luminosity）
M⊙ = 2 ×10 30 kg Teff, ⊙ = 5770 K L⊙ = 3.8×10 26 W
10 −1 − 10 2 M⊙ 10 3 − 10 5 K 10−5 − 106 L⊙
-1.5 6
18
Hubble,Keck Limit 30
8
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
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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
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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
14
丹麦天文学家E. Hertzsprung(赫茨普伦) 和美国天文学家H. R. Russell(罗素)创制了恒 星光度 - 温度分布图。
L
恒星的分布？
T
Ejnar Hertzsprung Henry Norris Russell
(1873-1967)
(1877-1957)
赫罗图的横坐标也可用恒星 的光谱型、色指数；纵坐标 也可用恒星的绝对星等表示。
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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⊙
唯一准确知道的恒星 半径是太阳半径： (6.95980.0007)105 km
参宿四(猎户座a星) (五车二) (织女星)
11,000 ~ 25,000
蓝白
中性He线，重元素一次电离线，很 弱的H线
A
7,500~11,000
白
强H线，重元素一次电离线（如 Ca+ ）
F
6,000 ~ 7,000
黄白
重元素一次电离线，弱H线和中性 金属线
G
5,000 ~ 6,000
黄 强重元素一次电离线，中性金属线
K
3,500 ~ 5,000 红橙 强中性金属线，重元素一次电离线
9
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! 10
光谱型 表面温度(K) 颜色
特征谱线
O
> 25,000
蓝紫
强电离He线，重元素多次电离线， 无氢线。
B
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
6
• 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
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
1
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