恒星結構及變化講解課件

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則，另一件是我們頭頂上燦爛的星空。

------康德世界上有兩件東西能夠深深地震撼人們的心靈，一件

恒星結構及演化程福臻中國科學技術大學天體物理中心fzhen@2009.12.8恒星結構及演化程福臻一.恒星在天體物理學中的作用二.觀測事實三.太陽的結構圖四.恒星結構的基本方程組五.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.恒星在天體物理學中的作用一.恒星在天體物理學中的作用

引力宇宙宇宙學星系星團年齡和組成提供能量恒星核反應恒星演化合成元素隕星學太陽系的形成大氣層氣候磁層太陽太陽風行星際介質轉動的制動電磁輻射生命恒星對于宇宙就像原子對于物質一.恒星在天體物理學中的作用二.觀測事實1.恒星分類2.赫羅圖3.距離4.溫度5.半徑6.質量二.觀測事實1.恒星分類1.恒星分類哈佛分類法(對應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

吸收帶強吸收帶弱

Be有發(fā)射線1.恒星分類哈佛分類法(對應恒星大氣的平均溫度)2.赫羅圖

1913年美國天文學家赫茨普龍、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”。為了紀念兩位科學家作出的貢獻，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坐標是絕對星即恒星光度。等，2.赫羅圖1913年美國天文學家赫茨普即恒星光赫羅圖光度與溫度關系。虛線與箭頭標出了所預言的太陽演化曲線赫羅圖光度與溫度3.距離

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

測定方法

雷達

三角視差

三角視差

威爾遜-巴普法

運動星團

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.距離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和另一側，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。通過簡單的三角學關系可以得出：

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。3.1三角視差法視差就是觀測者在兩個不同位3.1三角視差法

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。如果我們認為所有的主序星都具有相同的性質。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恒星的絕對星等，進而求出距離。

3.2分光視差法3.3譜線紅移和哈勃定律

人們觀測到，更加遙遠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，哈勃太空望遠鏡的一項主要任務就是確定哈勃常數(shù)H）。3.3譜線紅移和哈勃定律人們觀測到，更加遙遠的4.溫度（假設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。4.溫度（假設恒星大氣處于熱動平衡狀態(tài)）溫度2.在熱動平衡下應用統(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)計權重溫度2.在熱動平衡下應用統(tǒng)計規(guī)律定義的溫度5.半徑1.由絕對熱星等及表面有效溫度求出2.分光雙星5.半徑2.分光雙星6.質量1.對雙星可由其運動軌道求出質量2.由質光關系求出對主序星：6.質量1.對雙星可由其運動軌道求出質量三.太陽的結構圖

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1500萬K氏度，壓力相當于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)生的氣泡一樣的結構就是我們在太陽大氣的光球層中看到的"米粒組織"。三.太陽的結構圖太陽的內(nèi)部主要可以分為三層,核心區(qū),恒星結構及變化講解課件四.恒星結構的基本方程組模型與假設：1.球對稱2.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四.恒星結構的基本方程組模型與假設：恒星結構的基本方程組流體靜力學平衡方程

(1)質量分布方程

(2)恒星結構的基本方程組恒星結構的基本方程組流體靜力學平衡方程恒星結構的基本方程組恒星結構的基本方程組能量平衡方程

（3）能量轉移方程對流

（4）

輻射（5）其中恒星結構的基本方程組恒星結構的基本方程組能量平衡方程恒星結構的基本方程組恒星結構的基本方程組

物態(tài)方程和恒星結構的基本方程組恒星結構的基本方程組恒星結構的基本方程組給定恒星的初始質量M、化學豐度（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構的基本方程組恒星結構的基本方程組給定恒星的初始質量M、化學豐度（X，Y，恒星結構的基本方程組以M為自變量：

（6）

（7）

（8）恒星結構的基本方程組(拉格朗日表示)恒星結構的基本方程組以M為自變量：恒星結構的基本方程組(拉格恒星結構的基本方程組

（9）或

(10)初始條件恒星結構的基本方程組對流輻射恒星結構的基本方程組恒星結構的基本方程組對流輻射恒星結構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構的基本方程組恒星結構的基本方程組邊界條件恒星結構的基本方程組五.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）五.恒星中的核合成1.氫燃燒氫燃燒

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

PPIPPII+PPIII

PPIIPPIII

101523T6

CNOBi-cyclePPChain

151820T6恒星中的核合成氫燃燒恒星中的核合成Ｈe燃燒

過程當

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Ｈe燃燒過程當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C燃燒MC時才O16燃燒MC此時溫度大約3x109K

重元素起源恒星中的核合成O16燃燒MC中微子能量損失溫度大于109

K,各種復雜反應出現(xiàn)恒星中的核合成中微子能量損失溫度大于109K,各種復雜反應出現(xiàn)恒星中的核六.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凝聚成星云并進一步收縮成原恒星，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，當中心區(qū)溫度達到氫點火，便達到主星序。具體停留在主星序的什么位置，決定于原恒星的初始質量。大質量的原恒星將停留在主星序的上部，較小質量的則停在較下部分（赫羅圖）。而對于質量小于0.08個太陽質量的天體由于靠自身引力不能壓縮它的中心達到足夠高的溫度，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（HHe)

平穩(wěn)拋紅巨星元素合成及中微子產(chǎn)生射物質

輕恒星爆發(fā)性重恒星拋射物質超新星爆發(fā)

白矮星

彌散到星際空間

中子星

黑洞重元素豐度增加

恒星演化進程圖六.恒星的演化根據(jù)彌漫說的理論，恒星形成恒星結構及變化講解課件因此有必要對不同質量的恒星分別討論。根據(jù)恒星的質量可分成三類小質量恒星中等質量恒星大質量恒星

需要指出的是這三類恒星的界線并不是十分嚴格的，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。

恒星演化按初始質量的分類質量（）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.小質量恒星的演化1.對于小質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L1.小質量恒星的演化1.對于行星狀星云(planetarynebulae)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(fā)光通常為環(huán)形，年齡不超過~5×104

yr行星狀星云(planetarynebulae)低質量恒星螺旋星云HelixNebula螺旋星云HelixNebulaRingNebulaRingNebula啞鈴星云DumbbellNebula啞鈴星云DumbbellNebulaCat'sEyeNebulaCat'sEyeNebula沙漏星云沙漏星云蝴蝶星云蝴蝶星云2.中等質量恒星的演化以5的星為例說明中等質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2.中等質量恒星的演化以5的星為例說明中等質量演化表現(xiàn)：O型星→藍超巨星→黃超巨星→紅超巨星→超新星3.大質量恒星的演化演化表現(xiàn)：3.大質量恒星的演化大質量恒星的一生大質量恒星的一生恒星初始質量(M⊙)演化結局<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?不同質量恒星的演化結局恒星初始質量(M⊙)演化結局<0.01行星0.01<超新星

分類：I型（Ia,Ib/Ic）—無H線；

II型—有H線.光變曲線不同

超新星分類：I型（Ia,Ib/Ic）—無H線；

爆發(fā)機制：

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)：大質量恒星的核坍縮爆發(fā)機制：超新星1987A1987.2.23爆發(fā)于LMC(d=170,000ly)，是人類自望遠鏡發(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型藍超巨星M~20M⊙，L~105

L⊙，T~16,000K，R~3×1012cm超新星1987A1987.2.23爆發(fā)于LMC(d=1超新星1987A的光變曲線超新星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個中微子穿過在爆發(fā)前1.8-3小時，日本Kamioka和美國IMB的的探超新星1987A的遺留物：環(huán)狀星云超新星1987A的遺留物：環(huán)狀星云環(huán)狀星云的結構環(huán)狀星云的結構超新星遺跡超新星爆發(fā)拋出的大量物質在向外膨脹過程中與星際物質和磁場相互作用而形成的氣體星云

強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）超新星遺跡超新星爆發(fā)拋出的大量物質在向外膨脹過程中與星際物質蟹狀星云典型的超新星遺跡蟹狀星云典型的超新星遺跡TychoNebula

TychoNebula天鵝圈

CygnusLoop天鵝圈CygnusLoopPuppisA

船尾座A

脈沖星PuppisA船尾座A脈沖星中子星的形成

當電子處于簡并態(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；當白矮星的質量大于2倍太陽質量

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→原子核結合能降低 當ρn=4×1011gcm-3,中子從原子核中滴出 當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。中子星的形成 當電子處于簡并態(tài)時，由于Pauli不相容原中子星的結構特征質量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：超流中子和超導質子核心：超子/奇異物質？殼層超流中子核心中子星的結構特征質量M~1.4M⊙,半徑R~10中子星的質量上限

質量－半徑關系：中子星的質量越大，半徑越小質量上限：Oppenheimer極限質量：～2-3M⊙質量大于3M⊙的中子星，其中子簡并壓也頂不住引力的塌縮，最終形成黑洞。

中子星的質量上限質量－半徑關系：中子星的質量越大，半徑越小射電脈沖星

發(fā)現(xiàn)

1967年JocelynBell利用A.Hewish領導研制的射電望遠鏡發(fā)現(xiàn)了第一顆射電脈沖星PSR1919+21 脈沖周期P＝1.3373sec射電脈沖星發(fā)現(xiàn)射電脈沖星的物理模型射電脈沖星中子星

射電脈沖星傾斜自轉磁中子星

射電脈沖星的物理模型射電脈沖星中子星

七.恒星演化的觀測證據(jù)

星團(starcluster)及其H-R圖恒星在天空中的分布有聚集成團的現(xiàn)象七.恒星演化的觀測證據(jù)星團(starcluster)及形態(tài)不規(guī)則大小～6-50ly質量～102-103

M⊙恒星密度～0.1-10M⊙ly-3

ρ/ρ0～10-50空間分布銀道面附近Z<200pc成員星年輕、中等年齡恒星昴星團（Pleiades）疏散星團(openclusters)形態(tài)不規(guī)則大小～6-50ly質量～102-103M⊙恒星形態(tài)球形或扁球形大小～60-300ly質量～104-107

M⊙恒星密度～1-100M⊙ly-3ρ/ρ0~50-103空間分布以銀心為球心的球狀分布，d≤35kpc成員星年老的、貧金屬恒星OmegaCentauri球狀星團(globularclusters)形態(tài)球形或扁球形大小～60-300ly質量～104-107星團的H-R圖昴星團（Pleiades）OmegaCentauri星團的H-R圖昴星團（Pleiades）OmegaCent

星團H-R圖和理論H-R圖的比較

星團中的恒星具有相同的距離、年齡和初始化學組成，但成員星的質量不同，因而演化的速度有快有慢星團中的恒星按照質量大小的次序先后脫離主序

星團H-R圖和理論H-R圖的比較星團中的恒星具有相同的距模擬星團的演化模擬星團的演化不同星團在H-R圖上的分布赫氏空隙星團在H-R圖上主序星的拐點(turn-offpoint)

的位置反映了它們的年齡和距離不同星團在H-R圖上的分布赫氏空隙1.除了原初元素—H、He和極少量的Li、B、Be，形成于宇宙大爆炸初期。2.比氦重的元素都是由恒星內(nèi)部的核反應合成的。燃燒過程產(chǎn)物溫度(K)最小質量（M⊙）H燃燒He2×1070.1He燃燒C,O2×1081C燃燒O,Ne,Na,Mg8×1081.4Ne燃燒O,Mg1.5×1095O燃燒Mg--S2.0×10910Si燃燒Fe峰元素3.0×10920恒星演化與元素合成1.除了原初元素—H、He和極少量的Li、B、Be，形成有待解決的重要課題1、恒星形成與其行星系統(tǒng)形成的過程？2、恒星自轉對恒星一生的影響？3、恒星風及質量損失在恒星演化中的作用？4、產(chǎn)生射線爆的物理過程和機理是什麼？有待解決的重要課題1、恒星形成與其行星系統(tǒng)形成的

謝謝大家！恒星結構及變化講解課件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則，另一件是我們頭頂上燦爛的星空。

------康德世界上有兩件東西能夠深深地震撼人們的心靈，一件

恒星結構及演化程福臻中國科學技術大學天體物理中心fzhen@2009.12.8恒星結構及演化程福臻一.恒星在天體物理學中的作用二.觀測事實三.太陽的結構圖四.恒星結構的基本方程組五.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.恒星在天體物理學中的作用一.恒星在天體物理學中的作用

引力宇宙宇宙學星系星團年齡和組成提供能量恒星核反應恒星演化合成元素隕星學太陽系的形成大氣層氣候磁層太陽太陽風行星際介質轉動的制動電磁輻射生命恒星對于宇宙就像原子對于物質一.恒星在天體物理學中的作用二.觀測事實1.恒星分類2.赫羅圖3.距離4.溫度5.半徑6.質量二.觀測事實1.恒星分類1.恒星分類哈佛分類法(對應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

吸收帶強吸收帶弱

Be有發(fā)射線1.恒星分類哈佛分類法(對應恒星大氣的平均溫度)2.赫羅圖

1913年美國天文學家赫茨普龍、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”。為了紀念兩位科學家作出的貢獻，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坐標是絕對星即恒星光度。等，2.赫羅圖1913年美國天文學家赫茨普即恒星光赫羅圖光度與溫度關系。虛線與箭頭標出了所預言的太陽演化曲線赫羅圖光度與溫度3.距離

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

測定方法

雷達

三角視差

三角視差

威爾遜-巴普法

運動星團

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.距離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和另一側，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。通過簡單的三角學關系可以得出：

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。3.1三角視差法視差就是觀測者在兩個不同位3.1三角視差法

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。如果我們認為所有的主序星都具有相同的性質。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恒星的絕對星等，進而求出距離。

3.2分光視差法3.3譜線紅移和哈勃定律

人們觀測到，更加遙遠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，哈勃太空望遠鏡的一項主要任務就是確定哈勃常數(shù)H）。3.3譜線紅移和哈勃定律人們觀測到，更加遙遠的4.溫度（假設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。4.溫度（假設恒星大氣處于熱動平衡狀態(tài)）溫度2.在熱動平衡下應用統(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)計權重溫度2.在熱動平衡下應用統(tǒng)計規(guī)律定義的溫度5.半徑1.由絕對熱星等及表面有效溫度求出2.分光雙星5.半徑2.分光雙星6.質量1.對雙星可由其運動軌道求出質量2.由質光關系求出對主序星：6.質量1.對雙星可由其運動軌道求出質量三.太陽的結構圖

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1500萬K氏度，壓力相當于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)生的氣泡一樣的結構就是我們在太陽大氣的光球層中看到的"米粒組織"。三.太陽的結構圖太陽的內(nèi)部主要可以分為三層,核心區(qū),恒星結構及變化講解課件四.恒星結構的基本方程組模型與假設：1.球對稱2.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四.恒星結構的基本方程組模型與假設：恒星結構的基本方程組流體靜力學平衡方程

(1)質量分布方程

(2)恒星結構的基本方程組恒星結構的基本方程組流體靜力學平衡方程恒星結構的基本方程組恒星結構的基本方程組能量平衡方程

（3）能量轉移方程對流

（4）

輻射（5）其中恒星結構的基本方程組恒星結構的基本方程組能量平衡方程恒星結構的基本方程組恒星結構的基本方程組

物態(tài)方程和恒星結構的基本方程組恒星結構的基本方程組恒星結構的基本方程組給定恒星的初始質量M、化學豐度（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構的基本方程組恒星結構的基本方程組給定恒星的初始質量M、化學豐度（X，Y，恒星結構的基本方程組以M為自變量：

（6）

（7）

（8）恒星結構的基本方程組(拉格朗日表示)恒星結構的基本方程組以M為自變量：恒星結構的基本方程組(拉格恒星結構的基本方程組

（9）或

(10)初始條件恒星結構的基本方程組對流輻射恒星結構的基本方程組恒星結構的基本方程組對流輻射恒星結構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構的基本方程組恒星結構的基本方程組邊界條件恒星結構的基本方程組五.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）五.恒星中的核合成1.氫燃燒氫燃燒

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

PPIPPII+PPIII

PPIIPPIII

101523T6

CNOBi-cyclePPChain

151820T6恒星中的核合成氫燃燒恒星中的核合成Ｈe燃燒

過程當

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Ｈe燃燒過程當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C燃燒MC時才O16燃燒MC此時溫度大約3x109K

重元素起源恒星中的核合成O16燃燒MC中微子能量損失溫度大于109

K,各種復雜反應出現(xiàn)恒星中的核合成中微子能量損失溫度大于109K,各種復雜反應出現(xiàn)恒星中的核六.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凝聚成星云并進一步收縮成原恒星，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，當中心區(qū)溫度達到氫點火，便達到主星序。具體停留在主星序的什么位置，決定于原恒星的初始質量。大質量的原恒星將停留在主星序的上部，較小質量的則停在較下部分（赫羅圖）。而對于質量小于0.08個太陽質量的天體由于靠自身引力不能壓縮它的中心達到足夠高的溫度，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（HHe)

平穩(wěn)拋紅巨星元素合成及中微子產(chǎn)生射物質

輕恒星爆發(fā)性重恒星拋射物質超新星爆發(fā)

白矮星

彌散到星際空間

中子星

黑洞重元素豐度增加

恒星演化進程圖六.恒星的演化根據(jù)彌漫說的理論，恒星形成恒星結構及變化講解課件因此有必要對不同質量的恒星分別討論。根據(jù)恒星的質量可分成三類小質量恒星中等質量恒星大質量恒星

需要指出的是這三類恒星的界線并不是十分嚴格的，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。

恒星演化按初始質量的分類質量（）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.小質量恒星的演化1.對于小質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L1.小質量恒星的演化1.對于行星狀星云(planetarynebulae)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(fā)光通常為環(huán)形，年齡不超過~5×104

yr行星狀星云(planetarynebulae)低質量恒星螺旋星云HelixNebula螺旋星云HelixNebulaRingNebulaRingNebula啞鈴星云DumbbellNebula啞鈴星云DumbbellNebulaCat'sEyeNebulaCat'sEyeNebula沙漏星云沙漏星云蝴蝶星云蝴蝶星云2.中等質量恒星的演化以5的星為例說明中等質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2.中等質量恒星的演化以5的星為例說明中等質量演化表現(xiàn)：O型星→藍超巨星→黃超巨星→紅超巨星→超新星3.大質量恒星的演化演化表現(xiàn)：3.大質量恒星的演化大質量恒星的一生大質量恒星的一生恒星初始質量(M⊙)演化結局<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?不同質量恒星的演化結局恒星初始質量(M⊙)演化結局<0.01行星0.01<超新星

分類：I型（Ia,Ib/Ic）—無H線；

II型—有H線.光變曲線不同

超新星分類：I型（Ia,Ib/Ic）—無H線；

爆發(fā)機制：

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/