恒星結(jié)構(gòu)及變化

世界上有兩件東西能夠深深地震撼人們的心靈，一件是我們心中崇高的道德準(zhǔn)則，另一件是我們頭頂上燦爛的星空。

------康德

恒星結(jié)構(gòu)及演化程福臻中國科學(xué)技術(shù)大學(xué)天體物理中心fzhen@2009.12.8一.恒星在天體物理學(xué)中的作用二.觀測事實三.太陽的結(jié)構(gòu)圖四.恒星結(jié)構(gòu)的基本方程組五.恒星中的核合成六.恒星的演化七.恒星演化的觀測證據(jù)一.恒星在天體物理學(xué)中的作用

引力宇宙宇宙學(xué)星系星團(tuán)年齡和組成提供能量恒星核反應(yīng)恒星演化合成元素隕星學(xué)太陽系的形成大氣層氣候磁層太陽太陽風(fēng)行星際介質(zhì)轉(zhuǎn)動的制動電磁輻射生命恒星對于宇宙就像原子對于物質(zhì)二.觀測事實1.恒星分類2.赫羅圖3.距離4.溫度5.半徑6.質(zhì)量1.恒星分類哈佛分類法(對應(yīng)恒星大氣的平均溫度)

TiOZrO

(3.0x103-2.0x103K)

S紅極熱蘭

C線

熱蘭

蘭白

白

白黃黃桔紅WC(4x104-2.5x104K)(1.15x104-7.7x103K)(6.0x103-5.0x103K)(3.6x103-2.6x103K)WNOBAFGKM

N線(2.5x104-1.2x104K)(7.6x103-6.1x103K)(4.9x103-3.7x103K)（6x104K)早型中型晚型

紅紅

次型B0,B1------B9,(幾乎連續(xù)變化）

RN

dG5矮星

(5.0x103-4.0x103K)(3.0x103-2.0x103K)

gG2巨星

碳星（CCN)

cB1超星

吸收帶強(qiáng)吸收帶弱

Be有發(fā)射線2.赫羅圖

1913年美國天文學(xué)家赫茨普龍、羅素各自獨立繪出亮星的光度—溫度圖，發(fā)現(xiàn)大多數(shù)恒星分布在圖中左上方至右下方的一條狹長帶內(nèi)，從高溫到低溫的恒星形成一個明顯的序列，稱為“主星序”。為了紀(jì)念兩位科學(xué)家作出的貢獻(xiàn)，人們稱這種圖為赫—羅圖(HR-diagram)。該圖顯示出恒星的光度和表面溫度隨時間變化的情形，橫坐標(biāo)是恒星的光譜型，按照O、B、A、F、G、K、M順序排列，是恒星的溫度序列?？v坐標(biāo)是絕對星即恒星光度。等，赫羅圖光度與溫度關(guān)系。虛線與箭頭標(biāo)出了所預(yù)言的太陽演化曲線3.距離

距離范圍太陽系（<40AU)鄰近恒星（<50pc)較遠(yuǎn)恒星和銀河星團(tuán)（約3x104pc)球狀星團(tuán)（約3x105pc)鄰近星系（108pc)遠(yuǎn)星系遙遠(yuǎn)星系

測定方法

雷達(dá)

三角視差

三角視差

威爾遜-巴普法

運動星團(tuán)

分光視差

主序重迭法

造父變星

HII區(qū)

O型星

新星

星系亮度

紅移3.1三角視差法

視差就是觀測者在兩個不同位置看到同一天體的方向之差。地球繞太陽作周年運動，這恰巧滿足了三角視差法的條件：較長的基線和兩個不同的觀測位置。試想地球在軌道的這一側(cè)和另一側(cè)，觀測者可以察覺到恒星方向的變化——也就是恒星對日－地距離的張角θ（如下圖）。圖中所示的是周年視差的定義。通過簡單的三角學(xué)關(guān)系可以得出：

r=a/sinθ

。

天文單位其實是很小的距離，于是天文學(xué)家又提出了秒差距（pc）的概念。也就是說，如果恒星的周年視差是1角秒（1/3600度），那么它就距離我們1秒差距。很顯然，1秒差距大約就是206265天文單位，同時也等于3.26光年。3.1三角視差法

3.2分光視差法

m為恒星的視星等，很容易測量。M為恒星的絕對星等(如果把恒星統(tǒng)一放到10秒差距的地方，這時我們測量到的視星等就叫做絕對星等)

通過對恒星光譜的分析我們可以得出該恒星的絕對星等。這樣一來，由上式距離就測出來了。通常這被稱作分光視差法。分光視差可達(dá)到3x104pc

通常有很多方法來確定絕對星等。比如主星序重疊法。如果我們認(rèn)為所有的主序星都具有相同的性質(zhì)。那么相同光譜型的恒星就有相同的絕對星等。如果對照太陽附近恒星的赫羅圖，我們就可以求出遙遠(yuǎn)恒星的絕對星等，進(jìn)而求出距離。

3.3譜線紅移和哈勃定律

人們觀測到，更加遙遠(yuǎn)的星系的光譜都有紅移的現(xiàn)象，也就是說，星系的光譜整個向紅端移動。根據(jù)多普勒效應(yīng)可以知道，離我們而去的物體發(fā)出的光的頻率會變低。造成這種現(xiàn)象的原因是：遙遠(yuǎn)的系星正在快速的離開我們。1929年，哈勃(Hubble,E.P.)提出了著名的哈勃定律，即河外星系的視向退行速度和距離成正比：這樣，通過紅移量我們可以知道星體的退行速度，如果哈勃常數(shù)H確定，那么距離也就確定了（事實上，哈勃太空望遠(yuǎn)鏡的一項主要任務(wù)就是確定哈勃常數(shù)H）。4.溫度（假設(shè)恒星大氣處于熱動平衡狀態(tài)）1.有效溫度黑體輻射公式其中是單位時間由恒星單位表面積上輻射出去的總能量即恒星表面的輻射能流,為斯忒藩-玻耳茲曼常數(shù),L為恒星的絕對光度，R為恒星半徑。溫度2.在熱動平衡下應(yīng)用統(tǒng)計規(guī)律定義的溫度玻耳茲曼公式沙哈方程

g為以統(tǒng)計權(quán)重5.半徑1.由絕對熱星等及表面有效溫度求出2.分光雙星6.質(zhì)量1.對雙星可由其運動軌道求出質(zhì)量2.由質(zhì)光關(guān)系求出對主序星：三.太陽的結(jié)構(gòu)圖

太陽的內(nèi)部主要可以分為三層,核心區(qū),

輻射區(qū)和對流區(qū).太陽的能量來源于其核心部分。太陽的核心溫度高達(dá)1500萬K氏度，壓力相當(dāng)于2500億個大氣壓。核心區(qū)的氣體被極度壓縮至水密度的150倍。在這里發(fā)生著核聚變，每秒鐘有七億噸的氫被轉(zhuǎn)化成氦。在這過程中，約有五百萬噸的凈能量被釋放（大概相當(dāng)于38600億億兆焦耳，3.86后面26個0）。聚變產(chǎn)生的能量通過對流和輻射過程向外傳送。核心產(chǎn)生的能量需要通過幾百萬年才能到達(dá)表面。

輻射區(qū)包在核心區(qū)外面.這一層的氣體也處在高溫高壓狀態(tài)下(但低于核心區(qū)),粒子間的頻繁碰撞,使得在核心區(qū)產(chǎn)生的能量經(jīng)過很久(幾百萬年)才能穿過這一層到達(dá)對流區(qū).

輻射區(qū)的外面是對流區(qū)能量在對流區(qū)的傳遞要比輻射區(qū)快的多.這一層中的大量氣體以對流的方式向外輸送能量.(有點像燒開水,被加熱的部分向上升,冷卻了的部分向下降.)對流產(chǎn)生的氣泡一樣的結(jié)構(gòu)就是我們在太陽大氣的光球?qū)又锌吹降?米粒組織"。四.恒星結(jié)構(gòu)的基本方程組模型與假設(shè)：1.球?qū)ΨQ2.內(nèi)部分層且每層均勻3.壓力=引力4.一般不考慮電磁場（中子星除外）不考慮潮汐力不考慮自轉(zhuǎn)恒星結(jié)構(gòu)的基本方程組流體靜力學(xué)平衡方程

(1)質(zhì)量分布方程

(2)恒星結(jié)構(gòu)的基本方程組恒星結(jié)構(gòu)的基本方程組能量平衡方程

（3）能量轉(zhuǎn)移方程對流

（4）

輻射（5）其中恒星結(jié)構(gòu)的基本方程組恒星結(jié)構(gòu)的基本方程組

物態(tài)方程和恒星結(jié)構(gòu)的基本方程組恒星結(jié)構(gòu)的基本方程組給定恒星的初始質(zhì)量M、化學(xué)豐度（X，Y，Z）以及邊界條件零邊界條件以上方程原則上是可解的，下面引入拉格朗日表示恒星結(jié)構(gòu)的基本方程組恒星結(jié)構(gòu)的基本方程組以M為自變量：

（6）

（7）

（8）恒星結(jié)構(gòu)的基本方程組(拉格朗日表示)恒星結(jié)構(gòu)的基本方程組

（9）或

(10)初始條件恒星結(jié)構(gòu)的基本方程組對流輻射恒星結(jié)構(gòu)的基本方程組邊界條件每層的物理狀態(tài)，，，例如能生成率求解恒星結(jié)構(gòu)的基本方程組五.恒星中的核合成1.氫燃燒

可發(fā)生

P-P反應(yīng)為主

CNO雙循環(huán)為主2.He燃燒3.C燃燒4.Ne20燃燒5.O16燃燒6.Si28燃燒7.T>109K中微子（能量損失）氫燃燒

溫度大約為107KPPChainPPIPPIIPPIII恒星中的核合成oror氫燃燒

PPIPPII+PPIII

PPIIPPIII

101523T6

CNOBi-cyclePPChain

151820T6恒星中的核合成Ｈe燃燒

過程當(dāng)

時才有可能足夠的C12生成后可能發(fā)生超過Ne20的幾率很小恒星中的核合成C燃燒MC時才有可能此時溫度大約為6x108K13.931Mev2.238Mev4.416Mev-2.605Mev吸熱-0.114Mev恒星中的核合成O16燃燒MC此時溫度大約3x109K

重元素起源恒星中的核合成中微子能量損失溫度大于109

K,各種復(fù)雜反應(yīng)出現(xiàn)恒星中的核合成六.恒星的演化

根據(jù)彌漫說的理論，恒星形成可分為兩個階段，開始時先由極其稀薄的物質(zhì)凝聚成星云并進(jìn)一步收縮成原恒星，然后原恒星才發(fā)展成為恒星。原恒星在引力作用下收縮時，將變得越來越密，當(dāng)中心區(qū)溫度達(dá)到氫點火，便達(dá)到主星序。具體停留在主星序的什么位置，決定于原恒星的初始質(zhì)量。大質(zhì)量的原恒星將停留在主星序的上部，較小質(zhì)量的則停在較下部分（赫羅圖）。而對于質(zhì)量小于0.08個太陽質(zhì)量的天體由于靠自身引力不能壓縮它的中心達(dá)到足夠高的溫度，從而使氫點火，因而它們不能成為恒星。

星際氣體冷卻和引力不穩(wěn)定

原恒星

主序星熱核反應(yīng)（HHe)

平穩(wěn)拋紅巨星元素合成及中微子產(chǎn)生射物質(zhì)

輕恒星爆發(fā)性重恒星拋射物質(zhì)超新星爆發(fā)

白矮星

彌散到星際空間

中子星

黑洞重元素豐度增加

恒星演化進(jìn)程圖因此有必要對不同質(zhì)量的恒星分別討論。根據(jù)恒星的質(zhì)量可分成三類小質(zhì)量恒星中等質(zhì)量恒星大質(zhì)量恒星

需要指出的是這三類恒星的界線并不是十分嚴(yán)格的，這是因為其它因素也會對恒星的演化起到十分重要的影響。

恒星演化按初始質(zhì)量的分類質(zhì)量（）最終階段主要現(xiàn)象0.08以下氫褐矮星氫未燃燒0.08—0.5氦白矮星氦未燃燒0.5—1.0碳白矮星碳未燃燒1.0---3.0碳氧白矮星紅巨星、損失能量，較輕的星3---8爆發(fā)碳爆發(fā)燃燒型超新星8----30中子星中心鐵核，超新星爆發(fā)30---100黑洞坍縮為黑洞1.小質(zhì)量恒星的演化1.對于小質(zhì)量恒星在赫羅圖上的演化

(5)

(4)

(3)

(2)

(1)

(6)

白矮星主序星向紅巨星演化氦閃水平分枝漸近巨星分枝AGB

向紅超巨星演化有效溫度Te光度L行星狀星云(planetarynebulae)低質(zhì)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(fā)光通常為環(huán)形，年齡不超過~5×104

yr螺旋星云HelixNebulaRingNebula啞鈴星云DumbbellNebulaCat'sEyeNebula沙漏星云蝴蝶星云2.中等質(zhì)量恒星的演化以5的星為例說明中等質(zhì)量星由主序開始的演化情況A主序階段BC赫羅圖空隙區(qū)DEFGHKLM氦燃燒階段造父脈動帶AGB階段演化表現(xiàn)：O型星→藍(lán)超巨星→黃超巨星→紅超巨星→超新星3.大質(zhì)量恒星的演化大質(zhì)量恒星的一生恒星初始質(zhì)量(M⊙)演化結(jié)局<0.01行星0.01<M<0.08褐矮星0.08<M<0.25He白矮星0.25<M<8CO白矮星?8<M<12ONeMg白矮星?12<M<40超新星→中子星?M>40超新星→黑洞?不同質(zhì)量恒星的演化結(jié)局超新星

分類：I型（Ia,Ib/Ic）—無H線；

II型—有H線.光變曲線不同

爆發(fā)機(jī)制：

Ia超新星爆發(fā)：雙星系統(tǒng)中，吸積白矮星坍縮和C爆燃Ib/Ic,II型超新星爆發(fā)：大質(zhì)量恒星的核坍縮超新星1987A1987.2.23爆發(fā)于LMC(d=170,000ly)，是人類自望遠(yuǎn)鏡發(fā)明以來第一顆憑肉眼發(fā)現(xiàn)的超新星前身星：Sanduleak–69°20’2，B3I型藍(lán)超巨星M~20M⊙，L~105

L⊙，T~16,000K，R~3×1012cm超新星1987A的光變曲線在爆發(fā)前1.8-3小時，日本Kamioka和美國IMB的的探測儀測量到19個中微子超新星1987A的中微子探測超新星爆發(fā)的大部分能量被中微子帶走→中微子輻射能5×1053

ergs→輻射5×1058個中微子→爆發(fā)前20小時地球上每m2有5×1014個中微子穿過超新星1987A的遺留物：環(huán)狀星云環(huán)狀星云的結(jié)構(gòu)超新星遺跡超新星爆發(fā)拋出的大量物質(zhì)在向外膨脹過程中與星際物質(zhì)和磁場相互作用而形成的氣體星云

強(qiáng)射電輻射和高能輻射源（同步加速輻射，激波加熱）年齡≤~105

yr形態(tài)分類：

殼層型（輻射主要來自纖維狀的球形殼層和星際氣體的相互作用）

混合型（輻射來自遺跡整個區(qū)域，并且由中心的脈沖星提供能源）蟹狀星云典型的超新星遺跡TychoNebula

天鵝圈

CygnusLoopPuppisA

船尾座A

脈沖星中子星的形成

當(dāng)電子處于簡并態(tài)時，由于Pauli不相容原理造成簡并壓，可以對抗引力，形成白矮星；當(dāng)白矮星的質(zhì)量大于2倍太陽質(zhì)量

p+e-

n+νe電子數(shù)減少→電子簡并壓降低→加速核心坍縮中子數(shù)增加→原子核結(jié)合能降低 當(dāng)ρn=4×1011gcm-3,中子從原子核中滴出 當(dāng)ρn=1014gcm-3,原子核瓦解，形成中子海洋，中子的簡并壓可以對抗引力，形成中子星。中子星的結(jié)構(gòu)特征質(zhì)量M

~1.4M⊙,

半徑R~10km由外向內(nèi)依次為：表層大氣~cm外殼~1km,固態(tài)金屬（Fe,e-）內(nèi)部：超流中子和超導(dǎo)質(zhì)子核心：超子/奇異物質(zhì)？殼層超流中子核心中