普通天文學(xué)下

HST:

V838

Mon2Van

Gogh:Starry

Night主要問題恒星為什么要演化？恒星如何演化？恒星演化的結(jié)局是什么？§3.1主序星的演化4(20.1)1.恒星演化的基本原理恒星總是試圖處于穩(wěn)定狀態(tài)當(dāng)恒星通過核反應(yīng)產(chǎn)生能量，維持熱平衡和流體靜力學(xué)平衡，同時(shí)改變了自身的組成與結(jié)構(gòu)恒星的一生就是一部與引力斗爭的歷史！核區(qū)引力光度包層壓力星體大小引力核區(qū)大小能量壓力核反應(yīng)傳輸結(jié)構(gòu)表面溫度元素5Russell-Vogt

原理如果恒星處于流體靜力學(xué)平衡和熱平衡，而且它的能量來自

的核反應(yīng)，它們的結(jié)構(gòu)和演化就完全唯一地由初始質(zhì)量和化學(xué)豐度決定6恒星演化時(shí)標(biāo)(1)核時(shí)標(biāo)(nuclear

timescale)恒星通過 區(qū)（約占恒星總質(zhì)量1/10）核反應(yīng)的產(chǎn)能時(shí)間tn

＝

E/L

＝Mc2/L≈

0.7%×(

0.1M

)

c2/L≈

(1010

yr)

(M/M⊙)(L/L⊙)-17(2)

熱時(shí)標(biāo)(thermal

timescale)恒星輻射自身熱能的時(shí)間，或光子從恒星

到達(dá)表面的時(shí)間tth

＝

(0.5GM2/R)/L≈

(2×107

yr)

(M/M⊙)2

(R/R⊙)-1

(L/L⊙)-1(3)動(dòng)力學(xué)時(shí)標(biāo)(dynamical

timescale)如果恒星的 壓力突然

，在引力作用下恒星坍縮的時(shí)間td

＝

R/V

≈

(R3/GM)1/2≈

(27

min)

(R/R⊙)3/2(M/M⊙)-1/2維里定律Eint=?Egr/28恒星統(tǒng)計(jì)與演化如果恒星的演化過程由初始質(zhì)量決定，那么質(zhì)量相同但光譜型不同的恒星處于不同的演化階段如果恒星的誕生率和率一致，某一類恒星數(shù)目的多少就反映了它們在該演化階段所停留時(shí)間的長短92.主序星的演化主序星的性質(zhì)均勻的化學(xué)組成H燃燒質(zhì)量范圍:0.08

M⊙<M<~100

M⊙質(zhì)光關(guān)系和質(zhì)量-半徑關(guān)系L

~

M

2.5-4,

R

~

M

0.5-110主序星的演化零齡主序(Zero

Age

Main-Sequence,ZAMS)剛剛開始

H燃燒的恒星，在H-R圖上占據(jù)主序帶的最左側(cè)演化時(shí)標(biāo)——核反應(yīng)(4

1H→4He+)時(shí)標(biāo)tn＝Mc2/L≈

(1010

yr)

(M/M⊙)

(L/L⊙)-1≈

(1010

yr)

(M/M⊙)-2.5or

(1010

yr)

(M/M⊙)-2for

M

>

M⊙for

M

<

M⊙11不同質(zhì)量主序星的演化時(shí)標(biāo)M

(M⊙)30151.00.5tn

(yr)2×10610710106×101012主序星的化學(xué)組成的變化隨著核反應(yīng)的進(jìn)行，核心區(qū)的H元素豐度逐漸減小，直至枯竭，全部轉(zhuǎn)變成He主序帶：主序星從H燃燒開始到結(jié)束在H-R圖上占據(jù)的帶狀區(qū)域赫羅圖上的演化路徑(Evolutionary

Track)核反應(yīng)4

H→4He→

區(qū)粒子數(shù)n↓→Pc↓→

收縮R

c↓→

區(qū)溫度

Tc↑，核反應(yīng)產(chǎn)能率

↑→光度L↑→包層壓力P↑→恒星半徑R↑14of

Main

SequenceThe

Schonberg-Chandrasekhar

limitAfter

themainsequence

a

hydrogen-exhausted

core

isformedThis

inert

helium

core

must

be

isothermal

to

remain

inthermal

equilibriumAn

upper

limit

exists

for

the

mass

of

the

core

whenthepressure

within

it

cannot

sustain

the

weight

of

theoverlying

envelope15§3.2恒星主序后的演化(20.2-20.4,

21.2-21.5)當(dāng)恒星區(qū)的氫完全耗盡，恒星開始脫離主序小質(zhì)量、中等質(zhì)量和大質(zhì)量恒星主序后的演化路徑差別很大161.

類

(M

~1M⊙)

恒星的演化(1)

脫離主序——亞巨星支(subgiant

branch)H枯竭，He核過程收縮，殼層H燃燒H-R圖體積膨脹，表面溫度降低，恒星逐漸向右脫離主序。17The

Mirror

PrincipleWhenever

a

star

has

an

active

s

-burning

source,the

burning

s

acts

as

a

mirror

between

the

coreand

the

envelope:core

contraction

→envelope

expansioncore

expansion

→

envelope

contractionFor

constant

URc↓

R↑18(2)紅巨星支(red

giantbranch)H-R

恒星向右上方沿林忠圖

四郎線

(Hayashi

Track)攀升成為紅巨星。過程He核進(jìn)一步收縮→Tc↑，核區(qū)電子簡并→殼層H燃燒L↑→R↑→T↓→恒星對流區(qū)增大19林中四郎線隨著表面溫度的降低，恒星外包層的不越來越大（H主導(dǎo)）對流區(qū)也相應(yīng)增大，甚至延伸到恒星的林中四郎線反映了（流體靜力學(xué)）穩(wěn)定的恒星在赫羅圖上的邊界在林中四郎線左側(cè)，對流和（或）輻射可以有效傳輸能量；在林中四郎線右側(cè)，沒有任何機(jī)制可以將恒星的能量傳輸出去(3)He閃(heliumflash)H-R

恒星攀升到紅巨星支的圖 頂點(diǎn)。He開始燃燒過程(Tc～108

K)→Tc↑（簡并→Rc不變）→ ↑

→

Tc↑→...→ He爆燃(t

~min,

L

~

1011L⊙)→電子簡并解除21(4)水平支(horizontalbranch)H-R圖：恒星向左下方移動(dòng)至水平支過程：He（+殼層H）燃燒→Rc↑→Tc↓→R↓→T↑22(5)漸進(jìn)巨星支(asymptoticgiant

branch,

AGB)過程：He枯竭（CO核）→R

c↓→Tc↑→殼層He和H燃燒→L↑

R↑

T↓H-R圖：恒星向右上方再次攀升成為紅超巨星23熱脈沖(thermal

pulses)H-R圖：恒星移至漸進(jìn)巨星支頂點(diǎn)過程：殼層He閃（不穩(wěn)定燃燒）→恒星脈動(dòng)（熱脈沖）→拋射紅巨星的包層（25%-60%恒星質(zhì)量）→行星狀 +高溫簡并CO24(6)

CO核坍縮成白矮星(7)白矮星冷卻H-R圖：恒星向左方移動(dòng)過程：收縮→T↑→坍縮成白矮星H-R圖：恒星向右下方移動(dòng)過程：白矮星冷卻→黑矮星25行星狀

(planetary

nebulae)低質(zhì)量恒星在

時(shí)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，

不超過~5×104

yr螺旋Helix

Nebula26Ring

Nebula啞鈴 Dumbbell

Nebula Cat's

EyeNebula沙漏蝴蝶 Butterfly

NebulaPlanetary

Nebula

GalleryThe

Eskimo

Nebula27）:

two

gaseous

disks

nearly

perpendicular

toThe

Helix

Nebula

（螺旋each

other282．較高質(zhì)量(M>~2M⊙)恒星的演化(1)與低質(zhì)量恒星演化的主要區(qū)別恒星的H燃燒通過CNO循環(huán)進(jìn)行，溫度更高，輻射壓對維持恒星的力學(xué)平衡起更大的作用，主序更短。Live

fast,

die

young.He核不再是簡并的，C和更重元素的燃燒可以平穩(wěn)進(jìn)行區(qū)核反應(yīng)產(chǎn)生的能量主要以對流的方式向外傳遞29(2)

中等質(zhì)量（M~5M⊙）恒星的演化30物理過程與演化軌跡1.

H枯竭→殼層H燃燒恒星向脫離主序成為紅（超）巨星2.

He平穩(wěn)燃燒恒星向左方移動(dòng)3.

He枯竭→殼層He和H燃燒恒星向右上方攀升至紅超巨星4.紅超巨星

→行星狀 +

高溫簡并CO核CO核坍縮→高溫白矮星恒星向左方移動(dòng)5.白矮星冷卻→黑矮星白矮星向右下方移動(dòng)5M

恒星的演化⊙31(3)高質(zhì)量(M>~10M⊙)恒星的演化觀測表現(xiàn)：O型星→藍(lán)超巨星→黃超巨星→紅超巨星→超32The

Eddington

LuminosityThe um

luminosity

that

can

be

carried

byradiation,

inside

a

star

in

hydrostatic

equilibrium3334恒星物理過程：H枯竭→殼層H燃燒→He燃燒→He枯竭→殼層He和H燃燒→C燃燒→C枯竭→殼層C、He和H燃燒→O,Ne,

Si燃燒…→Fe核35Sequence

of

Events

in

a

Supernova

Explosion核反應(yīng)停止→Rc↓→Tc↑→Fe核、He核光致離解→e,p,ne+p→n+e→ne

↓＋能量損失→Pe↓→Rc↓→星核坍縮→中子簡并（當(dāng)c

=nu）→核坍縮停止，形成中子星From

Wiki36Sequence

of

Events

in

a

Supernova

ExplosionFormation

of

the

neutron

core

causes

the

infalling

material

tobounce

and

form

an

outward-propagating

shock

front

(red).The

shock

starts

to

stall,

but

it

is

re-invigorated

by

a

processthat

may

include

neutrino

interaction.The

surrounding

material

is

blasted

away,

leaving

only

adegenerate

remnant.37Three

Dimensional

Simulation

of

a

CoreCollapse

SupernovaPriorto

SNImplosionMiddle

oBounceEnd

oExplosion50

millisecondsPhotos

by

Michael

S.Warren,

Los

Alamos

National

Laboratory38Evolutionary

Stages

of

a

25

M⊙

StarStageTemperature(K)Density

(gcm-3)Duration

of

stageHydrogen

burning4

×

10757×

106

yearsHelium

burning2

×

1087005

×

105yearsCarbon

burning6

×

1082

×

105600

yearsNeon

burning1.2

×

1094

×

1061yearOxygen

burning1.5

×

1091076

monthsSilicon

burning2.7

×

1093

×

1071

dayCore

collapse5.4

×

1093

×

1091/4

secondCore

bounce2.3

×

10104

×

1014millisecondsExplosionabout

109varies10

seconds(4)特大質(zhì)量(M>25-30M⊙)恒星的演化星風(fēng)引起的質(zhì)量損失高光度恒星通常有很強(qiáng)的星風(fēng)～10-6-10-4

M⊙yr-1如沃爾夫-拉葉(Wolf-Rayet)星演化過程O型星→藍(lán)超巨星→（紅超巨星）→WR星→Ib/Ic型超→中子星/黑洞NebulaM1-67around

star

WR12439恒星初始質(zhì)量(M⊙)演化結(jié)局M

<

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

<

12

(?)ONeMg白矮星12

<

M

<

25

(?)超

→中子星M

>

25(?)超

→黑洞、中子星？不同初始質(zhì)量恒星的演化結(jié)局4041The

Crab

Nebula3.超(supernovae)和超遺跡(supernova

remnants)特征：極大光度L～107-1010L⊙，光度變化Lf

/Li

～

108爆發(fā)能E～1053

erg其

微子占99%，動(dòng)能占1%，可見光輻射占0.01%氣體膨脹速度v～103-104kms-1SN

1998aq

in

the

galaxy

NGC

3982E

~3

GM

210

RCore

MCore~

2.5Msun

(1/2)

(E

R1053

erg

50km)1/243歷史超爆發(fā)時(shí)間光度極大星等發(fā)現(xiàn)者遺跡185?－8中國天文學(xué)家RCW

86393－1中國天文學(xué)家837?－8?中國天文學(xué)家IC4431006－10中/阿天文學(xué)家SN

10061054－5天文學(xué)家Crab

Nebula1181－1天文學(xué)家3C

581572－4Tycho

BraheTycho1604－3KeplerKepler16805?John

lamsteedCasA1987+2.9Ian

SheltonSN

1987A44超

搜尋星系M

51中的SN

1991T命名規(guī)則：在SN后加上發(fā)現(xiàn)年份和字母A到Z（代表發(fā)現(xiàn)的先后），再接下來的超

用兩位小寫字母aa,ab等表示。45觀測分類：I型與II型超譜線特征：I型無H（巴爾末）線，II型有H線前身星是否包含H包層46光變曲線Ia型超

更亮II型超

往往在極大光度后有一個(gè)持續(xù)幾個(gè)月的平臺(tái)期47I型超

根據(jù)譜線特征又分為Ia,

Ib和Ic型，其中Ia有電離的Si吸收線，Ib和Ic沒有Si線；Ib有中性He線而Ic沒有He線。48光譜分類IaIbIcII譜線無H線有H線有Si線無Si線有He線無He線極大星等-19-17-16-16~-17分布橢圓星系與旋渦星系旋渦星系（恒星形成區(qū)）前身星白矮星雙星WC星WO星超巨星爆發(fā)機(jī)制白矮星的核大質(zhì)量恒星的核坍縮致密產(chǎn)物無中子星或黑洞超

分類49爆發(fā)：大質(zhì)爆發(fā)機(jī)制：Ia超

爆發(fā)：雙星系統(tǒng)中吸積白矮星的碳爆轟Ib/Ic,

II型超量恒星的核坍縮50超

1987A，1987.2.23爆發(fā)于LMC(d

=170,000

ly)，是人類自望遠(yuǎn)鏡發(fā)明以來第一顆憑肉眼發(fā)現(xiàn)的超前身星：

Sanduleak-69o202

B3

I型藍(lán)超巨星

(L

~

105L⊙,

T

~

16,000

K,

M

~

20M⊙,

R

~

40R⊙

)51超

1987A的光變曲線Tpye

II

SNNo

sign

of

aneutron

star

orblack

hole5253超

1987A的中微子探測超

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(gè)中微子→爆發(fā)前20小時(shí)中微子流量5×1014

m－2在爆發(fā)前1.8-3小時(shí)，ioka、

IMB和俄羅斯Baksan探測儀測量到25個(gè)中微子

超

1987A的遺留物：環(huán)

狀SN

1987A

in

X-ray54Collision

of

the

Debris

with

the

Gas

Ring56超

遺跡

(supernova

remnants)超

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強(qiáng)射電輻射和高能輻射源（同步加速輻射，激波加熱）≤

~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(gè)區(qū)域，并且由中心的致密星提供能源）57Crab

Nebula

-

Optical

and

X-ray典型的超

遺跡58典型的超

遺跡Tycho

Nebula59Puppies

A天鵝圈Cygnus

LoopCas

AA

Shock

Wave

Coming

and

Going光學(xué)射電（外激波）X射線（內(nèi)激波）SNR

E0102-72.360From

heapow宇宙元素豐3.恒星演化與元素度元素粒子數(shù)相對豐度（%）H（1個(gè)核子）90He（4個(gè)核子）9Li族（7.1個(gè)核子）0.000001C族（12個(gè)核子）0.2Si族（23.8個(gè)核子）0.01Fe族（50.2個(gè)核子）0.01中等質(zhì)量元素（63個(gè)核子）0.00000001重元素（>100個(gè)核子）0.00000000161宇宙中的各種元素是如何形成的？62宇宙元素豐度(CosmicAbundance)燃燒過程產(chǎn)物溫度(K)最小質(zhì)量(M⊙)H燃燒He2×107~0.1He燃燒C,

O2×108~1C燃燒O,

Ne,Na,

Mg8×108~1.4Ne燃燒O,

Mg1.5×109~5O燃燒Mg-S2.0×109~8Si燃燒Fe峰元素3.0×109~1063恒星演化與元素原初元素(primordial

elements)—大部分的H,

He和少量的Li,

B,Be形成于宇宙大

初期比Fe輕的元素來源于恒星 的核 (nuclear

synthesis)比Fe峰元素更重元素的形成—中子俘獲反應(yīng)(neutron

capture

reaction)(Z,

A)

+

n

→

(Z,

A+1)+

γβ衰變：(Z,

A+1)→(Z+1,

A+1)+e－+e1)慢過程(s-process)中子俘獲過程比β衰變慢，發(fā)生在恒星

，形成→209Bi（鉍）元素2)快過程(r-process)中子俘獲過程比β衰變快，發(fā)生在超 爆發(fā)，形成→251Cf（锎）元素e.g.,

56Fe

+

n→57Fe+

n

→58Fe

+

n

→

59Fe→59Co

+

n

→

60Co

→

60Ni641.8

MeV

26Al

Emission

in

the

Universe26Al

are

only

produced

during

core-collapse

SNe26Al

→

26Mg

+

（1.8MeV）Half-life

of

a

million

year

-

tracer

of

star

formation65The

Cycle

of

S lar

Evolution66§3.3恒星演化的觀測(20.5,23.2)恒星演化理論熱核反應(yīng)是恒星的能源由于演化，恒星將脫離主序恒星的主序

主要取決于初始質(zhì)量恒星在不同演化階段可觀測的數(shù)目與在該階段演化速度有關(guān)觀測檢驗(yàn)——星團(tuán)與脈動(dòng)變星671.星團(tuán)(Star

Clusters)及其H-R圖恒星在天空中的分布有

成團(tuán)的現(xiàn)象A

star

cluster

is

a

self-gravitating

system

of

stars,

all

ofwhich

have

about

the

same

age.68Simulation:

A

Star

Cluster

in

Motion69形態(tài)不規(guī)則大小～6-50

ly質(zhì)量～102-104

M⊙恒星密度～0.1-10

M⊙

ly-3ρ/ρ0～10-50空間分布銀道面附近Z

<200

pc成員星年輕、中等恒星昴星團(tuán)（Pleiades）疏散星團(tuán)(openclusters)70ExamplesThe

M7

open

starclusterin

ScorpiusOpen

star

clusters

M35

andNGC

215871形態(tài)球形或扁球形大小～60-300

ly質(zhì)量～104-107

M⊙恒星密度～1-100

M⊙

ly-3ρ/ρ0~50-103空間分布以銀心為球心的球狀分布,d≤35

kpc成員星年老的、貧金屬恒星Omega

Centauri球狀星團(tuán)(globular

clusters)72星團(tuán)的H-R圖Young

cluster

Pleiades73Globular

cluster

Omega

Centauri(2)利用星團(tuán)H-R圖研究恒星演化星團(tuán)中的恒星具有相同的距離、和初始化學(xué)組成，但成員星的質(zhì)量不同，因而演化的速度有快有慢星團(tuán)中的恒星按照質(zhì)量大小的次序先后脫離主序74星團(tuán)演化的模擬結(jié)果Birth8×106

yr2.56×108

yr3×109

yr8×109

yr75不同星團(tuán)在H-R圖上的分布赫氏空隙(Hertzsprung

gap)星團(tuán)在H-R圖上脫離主序點(diǎn)

(turn-offpoint)

的位置反映了它們的

和距離762.脈動(dòng)變星(Pulsating

Variables)星體發(fā)生有節(jié)律的、大規(guī)模運(yùn)動(dòng)而使亮度發(fā)生變化的恒星。(1)造父變星(Cepheid

Variables)周期性脈動(dòng)變星P

~

1-50

d原型：造父一（仙王δ）P

=

5.4

d77Period-Luminosity

RelationforCepheid

Variablesdiscovered

by

H.

Leavitt

in

1912.Classical

Cepheid

variables

with

longer

periods

arebrighter.<Mv

>

=2.81×log

(P/1

day)

1.4378分類I型（經(jīng)典）造父變星（星族I）II型（室女W）造父變星（星族II）天琴RR型星（星族II）特點(diǎn)質(zhì)量3-10

M⊙的F-K型巨星或超巨星（ He燃燒）位于H-R圖上主序上方的造父不穩(wěn)定帶造父變星的光變主要來自表面溫度的變化，且與半徑變化反位相（半徑變化5-10%）80M↑→L↑M↑→R↑→↓∵P～

-1/2∴

M↑→

P↑P

~

L81脈動(dòng)原因The

radial

oscillations

ofa

pulsating

star

are

theresult

of

sound

wavesresonating

in

the

star'sinteriorP

~

R/vs

~

-1/2脈動(dòng)原因恒星演化到一定階段，

出現(xiàn)不穩(wěn)定性，引力和壓力失去平衡維持脈動(dòng)要求恒星在收縮時(shí)

壓力增大，膨脹時(shí)

壓力減小機(jī)制——

的核反應(yīng)率變化（恒星脈動(dòng)主要是包層的周期性膨脹和收縮，不涉及恒星的）機(jī)制——包層不

變化（閥門作用）82不~T

-3.5R↓→T↑(↑)→

↓→能量→膨脹幅度減小如果恒星包層存在He的部分電離區(qū)，恒星收縮時(shí)部分對氣體做的功被用來進(jìn)一步電離氣體而不是提高溫度。R↓→RHeII↓→[HeII→HeIII]↑→Te

基本不變↑→↑→吸收能量→R↓8384脈動(dòng)顯著性（參與脈動(dòng)的物質(zhì)量、脈動(dòng)振幅）與HeII部分電離區(qū)位置有關(guān)→造父不穩(wěn)定帶位置T

~

6000-9000

K恒星在演化過程中可能數(shù)次穿越不穩(wěn)定帶，在正常（穩(wěn)定）恒星和脈動(dòng)變星之間變換8586Cepheid

Parallax（造父視差）Pulsating

periods

P→

Absolute

magnitude

Mv→

Distance

modulus

mv-Mv→

Distance

d

(up

to

~20

Mpc)87§3.4密近雙星的演化(20.6)1.洛希瓣和雙星分類(1)

Roche勢和等勢面1864年，法國數(shù)學(xué)家Roche首先提出計(jì)算密近雙星系統(tǒng)引力勢的簡化模型方法：考慮在兩個(gè)互相繞轉(zhuǎn)的天體的引力勢中一個(gè)檢驗(yàn)粒子的運(yùn)動(dòng)基本假設(shè)：每個(gè)子星的

密度分布是球?qū)ΨQ的，在動(dòng)力學(xué)上可以認(rèn)為是質(zhì)點(diǎn)兩子星以圓軌道繞公共質(zhì)心運(yùn)動(dòng)（←潮汐力）兩子星的自轉(zhuǎn)和公轉(zhuǎn)