天体物理-star是重元素核合成熔炉

《天体物理第四 “Intro.to R.X.“Intro.to R.X.热主序星动重元 引力塌超

温度~101K密度~300-200个温度~101K密度~300-200个H2分子尺度（HI，102K）H2CO、H2O、NH3、CS、CH3OH（甲醇）、H2CO（）等其它百余种无机或有机分子；此外，还含有约1%的由碳、硅、“Intro.to R.X.可被忽略，引力塌缩（即引力不稳定性）TRTR热压力~PR2为（理想气体

R

Gm当介质尺度大于“Intro.to R.X.到引力不稳定发生的临界长度为J，只是多个因子J

kTGm当密度扰动区域大于J时，引力将导致塌kT ~ 当>J或M>MJ时，分子云必将引力塌“Intro.to R.X.塌缩时标：~自由落体Mr塌缩时 导，介质的径向粘性可忽略Mrv~ vr~87M1/2sunr 3/s“Intro.to

R.X.Shuetal.（行星 塌缩时标短观测 “Intro.to

R.X. 恒星处于平衡态附近的振荡行为压力：fp~R2P~M5/3/R3（密度~M/R3），或fp引力：fgMd2R

fp

M5/

2M1dt2 1平衡态：RR0

0R30R3

Tp 02Tp 0221

M

M

“周质”关TpTp 3又，Tp 2

1920：Shapley-Curtis大辩 关“Intro.to

R.X.假设所有物理量QQ(r一维问引力：Gm(r)M/r2（质量MAdr压力：A[P-(P+dP引力dPGm(r)(r) r2（理想流体TOV方程“Intro.to R.X.流体静力平衡方程：dPGm(r)(r)（未知数：、其

m(r)

r2r4(x)x2dx

'2' 状态方程：P=P()；多方形式P=K这里定义了新标度的密度变量和矢径坐标n r a (n

1

=边条件

(0)'(0)

6/5时

恒星恒星中10

恒恒星表 “Intro.to R.X.数值求得1和(1)后就可以得到质量和半径 (n1)K1/ Ra1

(1n)/ M R4r2dr

(n

3/

(3n)/2n

|()或消去0得质量-半径关系

(n1)KnM4R(3n)/(1n)

(3n)/(n1)

|()

=5/3，n=3/2，1=

2|

)|==4/3，n=3，1=

112|11

)|=“Intro.to R.X.Nk431

4/APA

aa

NA：Avgadro常数，：平均分子量，：气体压与总压强之比，a：辐射密度常 T2.92310-16M2/31/31.10610-15M2/31/

1.4Msun1K~10-4

统计关系

=0.7，~

1/3 1.4 1/3 1.4100sunK5

Z1Z2

“Intro.to R.X. ） Eg~GM2/R~41048erg，K-H时标：tk~Eg/L~310741H4He+2e++2e平均每核子释放~7MeV能量每秒有N~L/~3.61038个氢核发生聚变太~M/(mpN~1011“Intro.to R.X. 褐矮星：M<Mmin；耀星：M~0.08M☉或略

氢闪“Intro.to R.X. “Intro.to R.X.

爱惜生命 氢氦M.（4He8Be(~10-16s)12C*例子：25M⊙“Intro.to R.X.7物态一般是温度的函数：PP(T)，而T

dL4r2dTf(T,,P)状态方程：P=P(T,, 描述P、、T、L

=(T,,

、一组完备方 ：=(T,,

dPGm(r)(r) “Intro.to R.X.标 模型（Standardsolar H燃烧从开始到结抗衡引力 收缩，T、HR图上的演化路1010(M/Msun)-3“Intro.to R.X.主序后（postMS）𝑃=𝑃~“Intro.to R.X.HBAGB脱离主序点（turn-off主序 M/L~M-引力势能弹性能E=E0+L2/[2I()]+A2+B(-（其中A3GM2/(25R)，B对于流体，B=0；dE/d=0为小量（~ ）时

=(I-e(1-一般情况下：Maclaurin椭22G 1

(3

)sin1e

3(1e2)

当T/|W|0.1375

Jacobi椭球（cab“Intro.to R.X.绕转Kepler第三定律修正式：M r32 (MM

推广至一般的椭圆轨道：(Msin (asini)32质量函

(M1M2

orb2(Msin

sini)32

(M1M2 “Intro.to R.X.

动量守恒R VNSVNS