普通天文学课件

普通天文學

緒論天文學是研究宇宙的科學。宇宙：四方上下曰宇，往古來今曰宙。

——《淮南子》宇宙包含了所有的空間、時間、物質和能量。空間尺度：從極小到極大最遙遠星系銀河系鄰近恒星太陽地球人類細胞原子質子誇克1026m10-20m10-10m100m1010m1020m地球太陽系恒星世界星團恒星的演化恒星的形成銀河系宇宙島——銀河外星系活動星系星系集團最遙遠的星系時間跨度：從過去到將來向前：太陽的過去、大爆炸、時間的起點向後：太陽的演化、宇宙的未來宇宙演化的歷史天文學的研究特點天文學研究的基礎——觀測（觀察和測量） 天文觀測是一種“被動”的試驗 觀測→理論→觀測距離極遠時標極長物理條件極端複雜（溫度、密度、壓強、磁場）天文學的發展

天體測量學：天體的位置和變化規律

天文學的發展天體的運動定律與天體力學天文學的發展19世紀中葉，天體物理學誕生天體光度和光譜的測量。觀測技術和理論工具飛速發展。光學天文學→射電天文學、空間天文學→全波天文學。量子論、相對論、原子核物理學、高能物理學。

關於本課程學習目的和要求學習內容成績測定聯繫方式

lixd@仙女座星系，距離300萬光年人們怎樣去研究如此遙遠的天體？第一章恒星的觀測

§1.1輻射基本知識§1.2恒星的距離和大小§1.3恒星的星等§1.4恒星的光譜和赫羅圖§1.5雙星和恒星品質§1.6天文望遠鏡§1.1輻射基本知識1.電磁輻射

人們獲得天體資訊的管道主要有四種：

電磁輻射(electromagneticradiation)

宇宙線(cosmicrays)

中微子(neutrinos)

引力波(gravitationalwave)

電磁輻射是其中最為重要的一種。

LIGOHomestake金礦中微子實驗室電磁輻射是以變化的電磁場傳遞能量、具有特定波長和強度的波（波動性）。

波長範圍：＜0.01Å–30m 1Ångstrom=10-10m (波長λ)×(頻率ν)＝光速c=3×1010cms-1根據波長由長到短，電磁輻射可以分為射電、紅外、光學、紫外、X射線和γ射線等波段，可見光又可分解為七色光。

電磁輻射由光子構成（粒子性）

光子的能量與頻率（或顏色）有關：頻率越高（低），能量越高（低）。

E=hν,

其中Planck常數h=6.63×10-27ergs-1

PlanckEinstein大氣窗口(atmosphericwindow)

地球大氣阻擋了來自空間的電磁輻射的大部分，僅在射電和光學部分波段較為透明。

不透明度2.黑體輻射（blackbodyradiation）

黑體(blackbody)

能吸收所有的外來輻射（無反射）並全部再輻射的理想天體。

黑體輻射

具有特定溫度的黑體的熱輻射。 大部分正常恒星的輻射可以近似地用黑體輻射來表示。不同溫度黑體的輻射譜Stefan-Boltzmann定律

單位面積黑體輻射的能量F＝σT4

其中Stefan-Boltzmann常數

σ＝5.67×10-5ergcm-2s-1K-4

Wien定律

黑體輻射最強處的波長λmax與溫度之間的關係為

λmax

T＝0.29(cmK)

高溫黑體主要輻射短波，低溫黑體主要輻射長波。

不同輻射波段的太陽光學紫外X射線射電不同輻射波段的銀河系不同波段的旋渦星系M81

光學中紅外遠紅外X射線紫外射電不同溫度天體的輻射OmegaCentauriSunAdim,youngstar(shownhereinred)nearthecenteroftheOrionNebulaRhoOphiuchiPlanck定律 溫度為T的單位面積黑體，在單位時間、單位頻率內、向單位立體角發射的能量為平方反比定律

單位面積接收到的輻射強度

F與光源距離d的平方成反比

F∝d-23.電磁波譜

Kirchoff定律

熱的、緻密的固體、液體和氣體產生連續譜； 熱的、稀薄的氣體產生發射線； 連續輻射通過冷的、稀薄的氣體後產生吸收線。

恒星形成區M17中的熱氣體輻射譜太陽光譜原子結構和譜線的形成原子結構：原子核+圍繞原子核旋轉的電子（雲）。（量子化的）電子軌道的大小反映了原子能態的高低。當電子從高能態躍遷到低能態，原子釋放光子，產生發射線；反之產生吸收線。吸收或發射的光子能量為hν＝En2-En1吸收線的產生過程氫原子光譜（波長單位：nm）Lyman線系n1=1Balmer線系n1=2Paschen線系n1=3Brackett線系n1=4Pfund線系n1=5n2=2121.63102.6656.3497.2486.11875595.0434.112824050693.8410.2109426307460┆∞91.2364.782114602280氫原子光譜譜線與恒星的化學成分

不同元素的原子具有不同的結構，因而有不同的特徵譜線。通過比較太陽光譜和實驗室中各種元素的譜線，可以確定太陽大氣的化學成分。按品質計，70%H,28%He和2%重元素。按數目計，90.8%H,9.1%He和0.1%重元素。4.譜線位移

Doppler譜線位移

(Dopplershift)

由於輻射源在觀測者視線方向上的運動而造成接收到的電磁輻射波長或頻率的變化。 遠離（接近）觀測者輻射源發出的電磁輻射波長變長（短），稱為譜線紅移（藍移）。

譜線致寬

在沒有外界因素的影響時，原子的譜線的自然寬度非常窄。Doppler致寬 輻射源內部原子的無規熱運動輻射源的整體運動（如轉動）造成譜線致寬。SpectralInformationfromStarlight

ObservedSpectralCharacteristicInformationProvidedPeakfrequencyorwavelengthofcontinuousspectraTemperature(Wien'slaw)LinespresentComposition,temperatureLineintensitiesComposition,temperatureLinewidthTemperature,turbulence,rotationspeed,density,magneticfieldDopplershiftLine-of-sightvelocity§1.2恒星的距離和大小

1.恒星距離的測定

(1)三角視差法(trignometricparallax)

利用三角法測量恒星的距離

基線越長，可測量的恒星距離越遠。

D=B/sinρ周年視差(annualparallax)

以地球軌道半長徑作為基線測量恒星的距離。 周年視差ρ是恒星相對於地球軌道半長徑所張的夾角。

通過測量恒星在天球上（相對於遙遠的背景星）相隔半年位置的變化而測得。恒星的距離通常以秒差距

(parsec)

或光年

(lightyear)

作為單位。令a

=1AU為平均日地距離（1天文單位），d為恒星的距離，則

1秒差距是周年視差為1″的恒星的距離。1秒差距(pc)=3.086×1018釐米(cm)=3.26光年(ly)=206265天文單位(AU)

最近的恒星

αCentauriProxima

ρ=0.76″d=1.3pc（4.3ly）Barnard星ρ=0.55″

d=1.8pc(6.0ly)限制

由於受到地球大氣擾動的影響，周年視差的精確測量受到限制。地面望遠鏡的角分辨本領一般不超過0.01″Hipparcos衛星（1989年8月發射） 的角解析度達到0.001″， 測量了約100萬顆恒星的距離。

三角測距法只適用於近距離 （≤30-500pc）的恒星。 2.恒星的自行(propermotion)

恒星在天球上的視運動有兩種成分：地球和太陽的運動引起的相對運動和恒星的真實視運動。後者稱為恒星的自行，代表恒星在垂直於觀測者視線方向上的運動。

恒星的真實運動速度可以分解為橫向速度（自行）和視向（或徑向）速度兩個分量。

自行大的恒星通常是近距離恒星，但自行小的恒星並不一定是遠距離的。

Barnard星是具有最大自行的恒星，在22年內自行達227″（10.3″/yr）

→橫向速度=88km/s3.恒星大小的測定

(1)方法

直接測量法：Michelson干涉法、掩食法（僅對距離近、體積大的恒星適用）。

間接測量法

根據Stefan-Boltzmann定律，恒星的光度L=4πR2σT4,通過測量恒星的光度L和表面溫度T就可以得到它的半徑R

其中R⊙=7×1010cm,T⊙=5770K。

(2)結果

根據恒星體積的大小可以把它們分成以下幾類： 超巨星R~100-1000R⊙

巨星R~10-100R⊙

矮星R~R⊙

恒星的大小分佈為：

10-5R⊙(中子星) 103

R⊙(超巨星)

§1.3恒星的星等

1.恒星的光度和亮度光度L(luminosity)：天體在單位時間內輻射的總能量，是恒星的固有量。

亮度F(brightness)：在地球上單位時間單位面積接收到的天體的輻射量。 視亮度的大小取決於三個因素：天體的光度、距離和星際物質對輻射的吸收和散射。

2.視星等m(apparentmagnitude)定義古希臘天文學家Hipparcos在西元前150年左右首先創立的表徵恒星亮度的系統（1等星-6等星）。星等值越大，視亮度越低。天文學家在此基礎上建立了星等系統，定義星等相差5等的天體亮度相差100倍，即星等每相差1等，亮度相差(100)1/5=100.4≈2.512倍。星等分別為m1和m2的恒星亮度之比為

F1/F2=10-0.4(m1-m2) m1－m2=－2.5log(F1/F2)

或m=－2.5log(F/F0)，其中F0為定標常數。部分天體的視星等(2)恒星的溫度和顏色

RigelBetelgeuse

(3)

視星等的種類視星等的測量通常是在某一波段範圍內進行的。根據測量波段的不同，視星等可以分為目視星等、照相星等和光電星等，在全波段測量得到的星等稱為熱星等。UBV測光系統。

U(ultraviolet)-紫外波段星等

B(blue)-藍光波段星等

V(visual)-可見光波段星等ubvy測光系統。UBV濾光片的透光率

色指數(colorindex)—在不同波段測量得到的星等之差，如U-B,B-V等。由於天體的顏色和輻射譜的形狀取決於表面溫度的高低，色指數的大小反映了天體的溫度。

StellarColorsandTemperaturesCOLORINDEXSURFACETEMPERATURE(K)Bintensity/VintensityBmagnitude–Vmagnitude1.3-0.2830,0001.00.010,0000.550.656,0000.211.73,0003.絕對星等M(absolutemagnitude)

天體位於10pc距離處的視星等，它實際上反映了天體的光度。

對同一顆恒星：

F10/Fd=(10/d)-2 M－m=－2.5log(F10/Fd)=5－5logd(pc)

對不同的恒星：

M1－M2=－2.5log(L1/L2) M－M⊙=－2.5log(L/L⊙)

其中L⊙=3.86×1033ergs-1,M⊙=4.75m

距離模數(distancemodulus)：m-M

d=10(m-M+5)/5光度與絕對星等之間的關係10,00010010.010.0001-5.25-0.25+4.75+9.75+14.75光度L/L⊙絕對星等§1.4恒星的光譜和赫羅圖

1.恒星光譜(spectrum)典型的恒星的光譜由連續譜和吸收線構成。2.恒星光譜的形成恒星的連續譜來自相對較熱、緻密的恒星內部。

吸收線來自較冷、稀薄的恒星大氣。3.恒星的溫度與光譜恒星的表面溫度還反映為恒星的特徵譜線強度。例如，A型星的H線最強，溫度比A型星低或高的恒星，H線較弱。

這是因為使不同元素的原子產生特定的光學吸收線要求原子中的電子處於某些特定的能級上，而電子的能級布居取決於溫度的高低。4.Harvard光譜分類

Harvard大學天文臺的天文學家在1890-1910年首先提出的恒星光譜分類法。

AnnieJumpCannon

Oh,BeAFineGuy(Girl),KissMe!根據恒星光譜中Balmer線的強弱，恒星的光譜首先被分成從A到P共16類。後來經過調整和合併，按照溫度由高到低的次序，將恒星光譜分成O,B.A,F,G,K,M七種光譜型(spectraltype).光譜型

表面溫度(K)

顏色

特徵譜線

O30,000藍強電離He線，重元素多次電離線B20,000藍白中性He線，重元素一次電離線，H線A10,000白H線，重元素一次電離線F7,000黃白重元素一次電離線，H線和中性金屬線G6,000黃重元素一次電離線，中性金屬線K4,000紅橙中性金屬線，重元素一次電離線M3,000紅中性金屬線，分子帶

每一種光譜型可以繼續分為0-9十個次型。太陽的光譜型為G2

。恒星的顏色不同光譜型恒星的輻射能量比較DigitalStellarSpectraA9-O5mainsequencestars

DigitalStellarSpectraK5-F7mainsequencestars5.赫羅圖(H-Rdiagram)

由丹麥天文學家E.Hertzsprung和美國天文學家H.R.Russell創制的恒星的光度-溫度分佈圖。

赫羅圖的橫坐標也可用恒星的光譜型、色指數，縱坐標也可用恒星的絕對星等表示。

LT恒星的分佈？天空100顆最亮的恒星在赫羅圖上的分佈。太陽附近5pc範圍內的恒星在赫羅圖上的分佈。SampleStarDistributionHipparcos衛星測量的恒星的赫羅圖。

恒星在赫羅圖上的分佈特徵主序星白矮星紅巨星藍超巨星

赫羅圖上的等半徑線

M－M⊙＝－2.5log(L/L⊙)＝－5log(R/R⊙)－10log(T/T⊙)即log(R/R⊙)＝8.47－0.2M－2logT

超巨星 巨星 半徑R

主序星 白矮星6.Yerkes光譜分類

恒星的光度級分類

Harvard光譜分類並不能唯一確定恒星在赫羅圖上的位置，Yerkes天文臺的天文學家根據譜線寬度的變化，對恒星進行光度分類。

原因：譜線的壓力（碰撞）致寬。如主序星，體積小，大氣密度高，壓力高，碰撞頻繁，譜線較寬；巨星，體積大，密度低，壓力小，譜線尖銳。

根據恒星光度的高低，將恒星分為I–VII七個光度級。

光度級數值越小，表明恒星的光度越高。

Ia—最亮超巨星、Ib—次亮超巨星II—亮巨星、III—巨星、IV—亞巨星V—矮星VI—亞矮星、VII—白矮星

(2)恒星的二元光譜分類

在光譜分類的基礎上，結合恒星的光度級分類得到恒星的二元光譜分類

。如太陽的光譜型為G2V。

由恒星的光譜型可以確定恒星的表面溫度和光度，即恒星在赫羅圖上的位置。

分光視差(spectroscopicparallax)—利用恒星的光譜特徵測定恒星的距離。

光譜→絕對星等→距離模數→距離§1.5雙星和恒星的品質

1.雙星由在彼此引力作用下互相繞轉的兩顆恒星組成的雙星系統。大部分的恒星位於雙星和聚星系統中。組成雙星的兩顆恒星均稱為雙星的子星（主星、伴星），以橢圓軌道相互繞轉。研究雙星的意義→驗證萬有引力定律→測量恒星品質→研究恒星結構（形狀、大小、大氣）→研究恒星演化2.目視雙星和恒星品質的測定

(1)目視雙星(visualbinaries)在望遠鏡內能夠分辨出兩顆子星的雙星系統。Krueger60

雙星的軌道運動

兩顆子星圍繞公共質心作橢圓運動，半長徑分別為a1和a2.公共質心位於橢圓的焦點上，子星在運動時與公共質心始終位於一條直線上。橢圓軌道的大小與子星的品質有關，

M1a1＝M2a2如果以一顆子星以參照點，另一顆子星的相對運動也是一個橢圓，其半長徑為

a＝a1+a2

目視雙星品質的測定

利用Kepler第三定律和Newton萬有引力定律：得到：以太陽-地球系統為參照其中a,P為雙星的軌道半長徑和週期。(2)天體測量雙星(astrometricbinaries)

某些雙星的一顆子星較暗，很難觀測到，但通過較亮子星的自行軌跡的變化推測其伴星的存在。

雙星系統的質心以直線運動，但每一顆子星的運動軌跡是波浪形的，

如天狼星（Sirius）。

3.分光雙星(spectroscopicbinaries)

通過子星軌道運動引起的譜線的Doppler位移確定其雙星性質。 雙線、單線分光雙星。譜線位移取決於雙星軌道傾角的大小。

視向速度曲線

由子星譜線的Doppler位移得到的子星的視向速度隨時間的變化曲線。如子星1的軌道運動速度為V1,0，雙星軌道平面的法線與視線的夾角為i,它的視向速度為由於得到

且

由於軌道傾角未知，由恒星的品質函數不能確定恒星的品質，但可用於恒星品質的統計分析。

品質函數(massfunction)

利用Kepler第三定律消去上式中的a得到雙星的品質函數為4.食雙星(eclipsingbinaries)

子星相互交食造成亮度變化的雙星。

光變曲線(lightcurve)：子星間的相互交食造成雙星亮度的變化曲線。

由光變曲線可以得到：

兩顆子星的溫度比、軌道傾角（→恒星品質）和恒星的大小。

5.主序星的質光關係和品質-半徑關係

恒星品質分佈：~0.1M⊙≤M≤~100M⊙

（褐矮星）密度分佈:10-6gcm-3（超巨星）

→1.4gcm-3（太陽）→106gcm-3（白矮星）主序星的質光關係：

L~M

2-4主序星的品質-半徑關係：

R~M0.5-1不同品質的恒星在H-R圖上的分佈恒星的品質決定了恒星在H-R圖上的位置。高質量的恒星明亮且高溫，位於主序帶的上部。低質量的恒星黯淡且低溫，位於主序帶的下部。§1.6天文望遠鏡1.光學望遠鏡反射望遠鏡折射望遠鏡折射望遠鏡的缺點色散對紅外、紫外光線吸收鏡面形變鏡面（雙面）磨制

最大的（1米）折射望遠鏡反射望遠鏡的類型牛頓式卡塞格林式折軸式Palomar天文臺的5米Hale望遠鏡Keck雙望遠鏡之一（口徑10米）望遠鏡的性能指標聚光能力 天體成像亮度

∝有效鏡面面積

∝有效口徑2不同口徑望遠鏡中的仙女星系角分辨本領 主要取決於光的衍射 角解析度（角秒）=0.25λ(μm)/D(m)

仙女星系大氣擾動影響Seeing歐洲南方天文臺哈勃空間望遠鏡1990年發射，位於距地面600千米、週期95分鐘的軌道上2.4米口徑鏡片，可以在光學、紫外和紅外波段進行觀測2002年3月添加theAdvancedCameraforSurveys(ACS)HST在1993年修復前後拍攝的星系M100像比較望遠鏡接收設備電荷耦合器件(CCD)特點 量子效率達75%

照相：<5%2.射電望遠鏡全天候。受地球大氣和星際物質影響較小。射電波的長波限制瞭望遠鏡的角解析度。

The100-MeterGreenBankRadioTelescope

Arecibo射電望遠鏡射電干涉儀利用電磁波的干涉原理，將兩個或多個天線按一定方式排列，用傳輸線或其他方式連到接收機上進行相加或相關處理。其空間解析度取決於天線基線的總長度。有效面積由各個天線的大小決定。甚大陣（VLA）星系M51的射電與光學像3.紅外望遠鏡名稱組織時間口徑波長範圍角解析度IRASNASA,Netherlands1983-840.6m8-120mm3-30"ISOEuropeanSpaceAgency1995-980.6m

2.4-240mm1-60"SOFIANASA,Germany2003-2.5m

1-300mm1-20"SIRTFNASA2002-0.85m

2-160mm0.5-40"NGSTNASA2010?4-8m

0.5-30mm0.02-0.3"IRAS(InfraredAstronomySatellite)SIRTF(SpaceInfraredTelescopeFacility)4.紫外望遠鏡名稱組織時間有效口徑波長範圍HubbleNASA1990-2.4m>1200AFUSENASA1999-0.7m912-3000A

EUVENASA1992-9770-760AEUVE(ExtremeUltravioletExplorer)andFUSE(FarUltravioletSpectroscopicExplorer)

5.X射線衛星望遠鏡X射線光子很難被反射。掠射望遠鏡。名稱組織時間有效面積

(cm2)頻率範圍

(keV)角解析度(arcsec)ROSATGermany/NASA1990-19984000.5-21.7RXTENASA1995-65002-2503600(1o)ASCAJapan/NASA1993-13000.1-12180(3')BeppoSaxItaly1996-2000.1-200300(5')ChandraNASA1999-5000.1-100.3XMM-NewtonEurope2000-50000.1-1510ROSAT與Chandra衛星對蟹狀星雲的觀測6.γ射線衛星名稱組織時間頻率範圍有效面積(cm2)角/譜解析度ComptonGRONASA

1991-20MeV-30GeV15002o/10INTEGRALESA/NASA/Russia

2001-15keV-10MeV50012'/500GLASTNASA2005-2010?10MeV-300GeV

80001o/20§2.1太陽的物理性質基本數據品質 1.99×1030

kg=332,000M⊕半徑 6.96×105

km=109R⊕角直徑 32.5′密度 150–1.4–10-7

gcm-3轉動週期 25.4[e]–

34.4[p]days溫度 1.5×107–5800–107

K光度 3.86×1033

ergs-1太陽的化學組成元素品質豐度Hydrogen73.5%Helium24.8%Oxygen0.788%Carbon0.326%Nitrogen0.118%Iron0.162%Silicon0.09%Magnesium0.06%Neon0.16%整體結構核心區 輻射區對流區光球色球過渡區日冕§2.2太陽與恒星的能源

1.太陽的能源L⊙≈3.8×1033ergs-1,τ⊙≈5×109yr可能的能源：(1)化學反應：2H+O→H2O+E

τ≤30yr(2)引力收縮(KelvinandHelmholtz)：輻射→壓力↘→收縮→溫度↗→輻射τ~(GM⊙2/R⊙L⊙)~107yrLordKelvin(1824-1907)熱核聚變反應核子1+核子2

核子3+能量品質虧損 核子1+核子2品質>核子3品質熱核聚變反應要求粒子處於高溫高密狀態SirArthurS.Eddington(1882-1944)

熱核反應原理Einstein品質-能量關係：E＝mc2

原子核結合能：Q＝[(Zmp＋Nmn)－m(Z,N)]c2/A

Z—核電荷數（原子序數），N

—中子數 A＝Z＋N

原子量Fe元素具有最大的結合能結合能較小的原子核聚變成結合能較大的原子核會釋放能量。2.H燃燒41H→4He+EE＝(4mH－mHe)c2≈(4×1.67×10-24－6.644×10-24)×c2

≈4×10-5erg燃燒效率η≈0.7%(1)質子-質子鏈(ppchain)

8×106

K＜T＜2×107K,M＜1.5M⊙

ppI:①1H+1H→2H+e++νe②2H+1H→3He+γ

③3He+3He→4He+21H(2)碳氮氧迴圈(CNOcycle)

T＞2×107K,M＞1.5M⊙

①12C+1H→13N+γ②13N→13C+e++νe③13C+1H

→14N+γ④14N+1H→15O+γ⑤15O→15N+e++νe⑥15N+1H

→12C+4He質子-質子鏈與碳氮氧迴圈核反應的比較恒星內部的流體靜力學平衡恒星內部的核反應速率對溫度十分敏感，

ε∝T4(PP),T17(CNO)恒星如何維持穩定的核燃燒過程？恒星是穩定的氣體球，其內部任意一點必須維持流體靜力學平衡。 （向內的）重力

（向外的）壓力差 T↑→ε↑→P↑→R↑

→T↓恒星內部的流體靜力學平衡越往恒星內部，重力越強。恒星的內部壓強自外向內逐漸增強。恒星的溫度自外向內逐漸升高。太陽核心的溫度由此可以估計為1500萬度，足以維持H的熱核聚變反應的進行。3.比H更重的元素的燃燒He燃燒(3α反應) T＞108K 34He→12C+γ①4He+4He↔

8Be②8Be+4He→12C+γ碳燃燒T＞6×108K12C+12C→24Mg+γ→23Na+p→20Ne+4He→23Mg+n→16O+24He氧燃燒T＞1.5×109K12O+12O→32S+γ→31P+p→28Si+4He→31S+n→24Mg+24He矽燃燒T＞1.5×109K28Si+28Si→56Ni+γ56Ni→56Fe+2e++2νe

當恒星內部形成Fe後，由於Fe的聚變反應吸熱而不是放熱，恒星內部的熱核反應由此停止。太陽中微子問題

(TheSolarNeutrinoProblem)

中微子是一種不帶電、品質極小的亞原子粒子，它幾乎不與任何物質發生相互作用。太陽內部H核聚變釋放能量的5%被中微子攜帶向外傳輸，每秒大約有1015個中微子穿過我們的身體。目前接收到的太陽的輻射（光子）實際上產生於~105-107年前的太陽內部，而中微子則是在當時產生的。

光子在太陽內部的無規行走(randomwalk)SpectrumofSolarNeutrinosWater太陽中微子的產生H+H

D+positron+neutrino

H+H+electron

D+neutrino

D+H

He3+gammarayHe3+He3

H+H+He4He3+He4

Be7+gammarayBe7+positron

Li7+neutrino

Li7+H

He4+He4Be7+H

B8+gammarayB8

Be8*+positron+neutrino

Be8*

He4+He4太陽中微子的探測

原理(1)中微子與C2Cl4相互作用37Cl+ν→37Ar+e(2)37Ar俘獲內殼層電子37Ar+e→37Cl+ν(3)37Cl退激發釋放光子

Homestake金礦中微子實驗室1.6kmC2Cl4中微子探測器宇宙線ArArgonAtom100,000gal.tank金礦ArSudburyNeutrinoObservotary(SNO)inCanada

Super-KamiokandeNeutrinoObservotaryinJapan太陽中微子探測器太陽中微子失蹤案實際測量到的太陽中微子數目只有理論計算值的約2/3。可能的原因：太陽內部結構與成分與太陽標準模型差異中微子物理——中微子振盪 電子中微子、μ中微子和τ中微子。揭示中微子失蹤之謎

Measurementoftherateofνe+d

p+p+e－

Q.R.Ahmadetal.(178persons)2001年，SNO的觀測結果證實中微子事實上沒有失蹤，只是在離開太陽後轉化成μ中微子和τ中微子，躲過了此前的探測，這間接證明中微子具有品質。DirectEvidenceforNeutrinoFlavorTransformationfromNeutral-CurrentInteractionsintheSNO

Q.R.Ahmadetal.(2002)Thenumberofelectron-neutrinosobservedisonlyaboutonethirdofthetotalnumberreachingtheEarth.Thisshowsunambiguouslythatelectron-neutrinosemittedbytheSunhavechangedtomuon-ortau-neutrinosbeforetheyreachEarth.

§2.3太陽內部

熱平衡能量傳輸的三種形式：輻射、傳導與對流。太陽核心區產生的能量主要通過輻射與對流向外傳遞。輻射(radiation)輻射傳熱：恒星內部的冷物質通過吸收熱區的光子而加熱。輻射平衡：如果恒星內部產生的能量全部由輻射向外傳遞，則稱恒星處於輻射平衡。輻射平衡下的溫度梯度為：

其中κ

為不透明度係數。不透明度來源： 電子束縛-束縛躍遷（原子吸收線） 電子束縛-自由躍遷（光致電離） 電子自由-自由躍遷（軔致輻射）不透明度對恒星結構的影響

κ↓→dL↑→Tc↓→P↓→R↓→κ↑

κ↑→Tc↑→P↑→R↑→κ↓對流(convection)：氣體在冷熱區域之間的大規模的迴圈流動產生對流的物理條件 隨著恒星內部的不透明度或產能率增大，輻射溫度梯度值增大，輻射不再是傳遞能量的有效方式，或輻射平衡是不穩定的，這時在恒星內部產生對流。對流傳熱的物理過程 熱氣體膨脹上升，冷卻後下沉，形成物質流動的迴圈和熱量的傳遞。對流不僅傳遞能量，還起著混合物質的作用。對流平衡下的溫度

γ—絕熱指數2.恒星中的輻射和對流區

判據輻射區|dT/dr(rad)|<|dT/dr(conv)|對流區|dT/dr

(rad)|>|dT/dr(conv)|由輻射平衡下的溫度梯度知對流區出現的條件：溫度低或產能率高。(1)低質量主序星(M<1.5-2M⊙)輻射區＋對流包層核心區ε~T4

→能量產生於較大的內核包層：T↓→κ↑區域R/R(0)T(K)ρ(g/cm3)能量傳輸核心區0.0-0.25~15,000,000-8,000,000~160-10輻射輻射區0.25-0.85~8,000,000-500,000~10-0.01輻射對流區0.85-1.0~500,000-10,000<0.01對流太陽內部的輻射與對流區(2)大品質主序星(M>1.5-2M⊙)對流區＋輻射包層核心區ε~T17

→能量產生於很小的內核區（對10M⊙恒星，50%的能量產生於包含2%品質的體積內）。(3)極低質量主序星(M<0.8M⊙)低溫整體對流3.物態氣體內部的總壓強主要由兩部分組成： 氣體粒子運動產生的氣體壓強和光子產生的輻射壓強P＝Pg＋Prad

非簡並氣體(non-degenerategas)理想氣體狀態方程Pg＝nkT＝ρkT/μmH 其中μ:平均分子量，mH:H原子品質對完全電離等離子體：

Pg＝ρkT

(2X＋3Y/4＋Z/2

)/mH輻射壓Prad＝aT4/3簡並氣體(degenerategas)(1)電子簡並條件：高密、低溫。(2)電子簡並壓的物理成因：Pauli不相容原理：電子不可能佔據兩個相同的能態Heisenberg測不准原理△X△PX＞h(3)電子簡並壓非相對論性電子（v<<c）:Pe~ρ5/3相對論性電子（v≤c）:Pe~ρ4/3

抗壓縮性，與溫度無關(4)離子壓強PI＝ρkT

(X＋Y/4

)/mHDegeneracy§2.4標準太陽模型恒星內部的平衡條件(1)品質連續性方程考慮品質為M、半徑為R的氣體球，半徑為r、厚度為dr的球殼所包含的品質為：dM(r)＝4πr2ρdr→dM(r)/dr＝4πr2ρ(2)流體靜力學平衡對半徑為r、厚度為dr的球殼內面積為dA的氣體元，重力dFg＝－GM(r)dM/r2＝－GM(r)ρdAdr/r2壓力dFP＝PdA－(P+dP)dA＝－dPdA0＝dFg+dFP＝－GM(r)ρdAdr/r2－dPdA→dP/dr＝－GM(r)ρ/r2(3)能量守恆L(r)—單位時間通過半徑為r的球面的能量ε(r)—單位物質在單位時間產生的能量半徑為r、厚度為dr的球殼兩側的能量差dL＝L(r+dr)－L(r)＝εdM＝4πr2ρεdr→dL/dr＝4πr2ρε(4)能量的傳輸dT/dr=dT/dr|rad+dT/dr|con恒星模型(StellarModel)假設恒星是球對稱的，給定恒星的初始品質M和化學組成X,Y,Z，

對某一特定半徑r處的球殼，求解由：流體靜力學平衡方程，品質連續性方程，能量守恆方程，能量傳輸方程，和物態方程（理想氣體、簡並氣體），產能率公式，不透明度公式，組成的方程組，以及邊界條件：當r＝0時，M(0)＝0，L(0)=0;當r＝R時，M(R)＝M,T(R)=0,P(R)=0可以得到：恒星的結構，即恒星從中心到表面不同半徑r處的壓強P、密度ρ、溫度T、品質M、光度L、產能率ε和不透明度κ等。

標準太陽模型(TheStandardSolarModel)日震學(Helioseismology)太陽的內部擾動產生壓力波（聲波）。在太陽表面，聲波表現為表面物質的上下振盪（幅度~幾千米，週期~5-10分鐘）。太陽振盪造成譜線位移。利用太陽表面的振盪可以研究太陽的內部結構。TheSolarandHeliosphericObservatory，1995年12月2日發射，研究太陽的內部結構、外層大氣和太陽風的起源。恒星品質-光度關係的解釋品質越大的恒星引力越大。流體靜力學平衡要求內部壓強越大。狀態方程表明內部溫度越高。產能率越高。光度越高。恒星的結構與演化

由於核反應的進行，恒星內部的化學組成發生變化，如經過Δt時間H元素豐度的變化為ΔX∝-εΔt。將新的化學組成作為初始條件重新代入上述方程組求解，得到恒星在時間後的結構。依次類推，可以求得恒星的結構隨時間的變化，即恒星的演化。

§2.5太陽大氣光球可見光輻射區，半徑約700,000km，溫度約6000K，利用吸收光譜確定了67種元素的化學組成。米粒組織光球上的明亮斑點，平均直徑約1000km，壽命約5-10分鐘，米粒比光球溫度高300-400K，由光球下麵的氣體對流造成。色球位於光球上方，厚度約2,000-3000km，密度稀薄，光度較低，產生發射線，僅在日全食時才能觀測到。日冕太陽大氣的最外層，溫度~106–107

K，非常稀薄的電離氣體。日冕的高能輻射紫外X射線太陽風太陽釋放的快速帶電粒子流。太陽風源於日冕的高溫。品質損失率~1012gs-1。太陽風主要通過冕洞向外流失。CannibalCoronalMassEjections

Fast-movingsolareruptionsthatovertakeanddevourtheirslower-movingkincantriggerlong-lastinggeomagneticstormswhentheystrikeEarth'smagnetosphere.AcoronagraphonboardtheESA-NASASOHOspacecraftcapturedthisexampleofCMEcannibalisminactiononJune6,2000.

Thissequenceofimagesisfromacomputeranimationillustratinganartist'sconceptofCoronalMassEjection(CME)cannibalism.Credit:NASA,WaltFeimer,Max-QDigitalGroup,Honeywell太陽風與極光地球磁層§2.6太陽的活動太陽黑子光球上不規則的黑色區域，大小約10,000千米，溫度約4000–4500K。通常成群出現。太陽黑子的變化黑子的持續時間為幾小時到幾個月。利用黑子在日面的運動可以確定太陽的較差轉動。太陽黑子的變化黑子數的平均變化週期大約為11年。在此期間黑子逐漸向赤道方向運動。太陽黑子與磁場Zeeman效應磁場→譜線分裂，譜線分裂程度→磁場太陽黑子處的磁場比周圍區域磁場強1000倍左右。黑子與太陽磁場較差轉動導致太陽磁力線纏卷。黑子與太陽磁場磁場穿透太陽表面，黑子形成。WhatLiesBeneathaSunspot?Usingtechniquessimilartomedicalultrasounddiagnostics,scientistshavepeeredinsidetheSunanddiscoveredwhatliesbeneathsunspots,planet-sizeddarkareasonthesurfaceofourstar.Sunspotsaresurprisinglyshallow,andtheylieontopofswirlinghurricanesofelectrifiedgasbigenoughtoswallowtheplanetEarth.太陽磁場的形成——發電機理論太陽22年活動週期TheResurgentSun

Evidenceismountingthatsomesolarcyclesaredouble-peaked.Theongoingsolarmaximummayitselfbeadouble--andthesecondpeakhasarrived.太陽活動區日珥突出日面的物質拋射。比日面暗弱，需要單色觀測或在日全食時觀測。與黑子有密切聯繫。來自色球/日冕的冷氣體雲。§3.1主序星的演化

1.恒星演化的基本原理

恒星在一生的演化中總是試圖處於穩定狀態（流體靜力學平衡和熱平衡）。當恒星無法產生足夠多的能量時，它們就無法維持熱平衡和流體靜力學平衡，於是開始演化。

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(nucleartimescale)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

≈0.7%0.1Mc2/L

≈(1010yr)(M/M⊙)(L/L⊙)-1(2)熱時標(thermaltimescale)恒星輻射自身熱能的時間，或光子從恒星內部到達表面的時間。tth＝(0.5GM2/R)/L≈(2×107yr)(M/M⊙)2(R/R⊙)-1(L/L⊙)-1

(3)動力學時標(dynamicaltimescale)如果恒星的內部壓力突然消失，在引力作用下恒星坍縮的時間。td＝R/V

≈(R3/GM)1/2≈(27min)(R/R⊙)3/2(M/M⊙)-1/2恒星統計與演化如果相同品質的恒星的演化過程基本相同，在H-R圖上恒星的不同類型反映它們處於不同的演化階段。如果恒星的誕生率和死亡率一致，在H-R圖上某一類恒星數目的多少就反映了恒星在該演化階段所停留時間的長短。2.主序星的演化主序星的性質均勻的化學組成核心H燃燒品質範圍:0.08M⊙<M<~100M⊙

質光關係和品質-半徑關係 L~M2.5-4,R~M0.5-1

主序星的演化(1)零齡主序(zeroagemain-sequencestar,ZAMS)剛剛開始核心H燃燒的恒星，在H-R圖上佔據主序帶的最左側。(2)演化時標——核反應(41H→4He+γ)

時標tn＝η△Mc2/L

≈(1010yr)(M/M⊙)(L/L⊙)-1

≈(1010yr)(M/M⊙)-2.5forM>M⊙or(1010yr)(M/M⊙)-2forM<M⊙不同品質主序星的演化時標

M(M⊙)30151.00.5tn(yr)2×10610710106×1010主序星的內部化學組成的變化隨著核反應的進行，核心區的H元素豐度逐漸減小，直至枯竭，全部轉變成He。主序帶：主序星從核心H燃燒開始到結束在H-R圖上佔據的帶狀區域演化路徑核反應→核心區粒子數n↓→P

c↓→核心收縮Rc↓→核心區溫度Tc↑，核反應產能率ε↑→光度L↑→包層壓力P↑→恒星半徑R↑§3.2恒星主序後的演化

低質量(M<2.25M⊙)恒星的演化M＝1M⊙恒星(1)脫離主序——亞巨星支(subgiantbranch)H-R圖：恒星逐漸向右脫離主序。內部過程：核心H枯竭，體積膨脹。

(2)紅巨星支(redgiantbranch)H-R圖：恒星向右上方攀升成為紅巨星。內部過程：核心H枯竭 →Rc↓→

Tc↑

核區電子簡並→殼層H燃燒→R↑→T↓→在恒星包層，對流傳遞能量→L↑StructureofARedGiant(3)He閃(Heliumflash)H-R圖：恒星攀升到紅巨星支的頂點。內部過程：核心He開始燃燒（Tc～108K）→Tc↑（簡並→

Rc不變）→ε↑→Tc↑→(..)→核心He爆燃(△t~minutes,

L~1011L⊙)→電子簡並解除(4)水準支(horizontalbranch)H-R圖：恒星向左下方移動至水準支內部過程：核心He（殼層H）燃燒→Rc↑→Tc↓→R↓→T↑(5)漸進巨星支(asymptoticgiantbranch)H-R圖：恒星向右上方再次攀升成為紅超巨星內部過程：核心He枯竭（CO核）→Rc↓→Tc↑→殼層He和H燃燒→L↑R↑T↓熱脈衝(thermalpulses)H-R圖：恒星移至漸進巨星支頂點。內部過程：殼層He閃（不穩定燃燒）→恒星脈動（熱脈衝）→拋射紅巨星的包層（25%-60%品質）→行星狀星雲+高溫簡並CO核心(6)行星狀星雲的CO核心坍縮成白矮星H-R圖：恒星向左方移動。內部過程：核心收縮→T↑行星狀星雲向外彌散(7)白矮星冷卻H-R圖：恒星向右下方移動。內部過程：白矮星冷卻→黑矮星。低質量恒星的一生行星狀星雲(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光。通常為環形，年齡不超過~5×104

yr。螺旋星雲HelixNebulaRingNebula啞鈴星雲DumbbellNebulaCat'sEyeNebula沙漏星雲蝴蝶星雲TheEskimoNebula

2．較高質量(M>2.25M⊙)恒星的演化

(1)與低質量恒星演化的主要區別恒星內部的H燃燒通過CNO迴圈進行，內部溫度更高，輻射壓對維持恒星的力學平衡起更大的作用，主序壽命更短。He核不再是簡並的，C和更重元素的燃燒可以進行。核心區核反應產生的能量主要以對流的方式向外傳遞。

在H-R圖上演化軌跡恒星內部物理過程1.恒星向右方移動成為紅超巨星。核心H枯竭（He核）→殼層H燃燒。2.恒星向左方移動。核心He平穩燃燒→Rc↑→R↓→T↑3.恒星向右上方攀升至紅超巨星。核心He枯竭（CO核）→殼層He和H燃燒→R↑→T↓4.恒星向左方移動，然後折向右下方(?)紅超巨星(熱脈衝、超星風)→行星狀星雲+高溫簡並CO核CO核坍縮→高溫白矮星白矮星冷卻→黑矮星(2)中等品質（M＝5M⊙）恒星的演化5M⊙恒星的演化中等品質恒星的演化(3)高質量恒星的演化演化表現：O型星→藍超巨星→黃超巨星→紅超巨星→超新星恒星內部物理過程：核心H枯竭→殼層H燃燒→核心He燃燒→核心He枯竭→殼層He和H燃燒→核心C燃燒→核心C枯竭→殼層C、He和H燃燒→O,Ne,Si燃燒…→Fe核AMassiveStaratTheEndofItsLife核坍縮與超新星爆發核心核反應停止Rc↓Tc↑Fe核光致離解4He光致離解e-+p→n+νe能量損失→Pe↓Rc↓→Tc↑星核坍縮當ρc=ρnu，核坍縮停止→激波反彈→殼層拋射→II型超新星爆發→中子星SequenceofEventsinaSupernovaExplosionTypeIIsupernovae超新星爆發的數值模擬(4)特大品質恒星的演化星風引起的品質損失和恒星演化。 高光度恒星通常有很強的星風～10-6-10-4

M⊙yr-1

如沃爾夫-拉葉(WR)星。演化過程 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(supernovaremnants)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M51中的SN1991T特徵：

光度L～107-1010

L⊙， Lf/LI～108

爆發能E～1047-1052ergs-1（99%中微子，1%動能，0.01%可見光）膨脹速度v～103-104kms-1

產物：

膨脹氣殼（超新星遺跡）+緻密天體（中子星或黑洞）SN1998aqinthegalaxyNGC3982

歷史超新星

爆發時間(AD)光度極大星等發現者遺跡185?-8中國天文學家RCW86393-1中國天文學家837?-8?中國天文學家IC4431006-10中/阿天文學家SN10061054-5中/日天文學家CrabNebula1181-1中/日天文學家3C581572-4TychoBraheTycho1604-3KeplerKepler16805?JohnlamsteedCasA1987+2.9IanSheltonSN1987A分類：I型（Ia,Ib/Ic）—無H線；II型—有H線光變曲線不同爆發機制：Ia超新星爆發：雙星系統中，吸積白矮星中的C爆燃。Ib/Ic,II型超新星爆發：大品質恒星的核坍縮。TWOTYPESOFSUPERNOVAESupernovaTypeTypeIaTypeIIMaximumLuminosity3x109

L⊙3x108

L⊙SpectrumNoHlinesLinesofmanyheavyelementsHydrogenlines

ParentStarWhitedwarfinbinarysystemMassivestarTriggermechanismMasstransferfromcompanionCollapseofironcoreExplosionmechanismThermonuclearexplosionofC/Ocore

ironReboundshockfromneutronstarsurface:neutrinopressureLeftbehindNothingNeutronstarDebrisMostlyironAllkindsofelements超新星1987A1987.2.23爆發於LMC(d=170,000ly)，是人類自望遠鏡發明以來第一顆憑肉眼發現的超新星。前身星：Sanduleak--69°202，B3I型藍超巨星M~20M⊙，L~105

L⊙，T~16,000K，R~40R⊙超新星1987A的光變曲線在爆發前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：環狀星雲SN1987AinX-ray環狀星雲的結構超新星遺跡超新星爆發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雲。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域，並且由中心的脈衝星提供能源）。CrabNebula-OpticalandX-ray典型的超新星遺跡TychoNebula

天鵝圈CygnusLoopPuppiesA

脈衝星恒星初始品質(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?不同品質恒星的演化結局3.恒星演化與元素合成

宇宙元素豐度

元素粒子數相對豐度（%）H（1個核子）90He（4個核子）9Li族（7.1個核子）0.000001C族（12個核子）0.2Si族（23.8個核子）0.01Fe族（50.2個核子）0.01中等品質元素（63個核子）0.00000001重元素（>100個核子）0.000000001宇宙中的各種元素是如何形成的？宇宙元素豐度2.原初元素—H,He和少量的Li,B,Be，形成於宇宙大爆炸初期。3.恒星內部的核合成(nuclearsynthesis)燃燒過程產物溫度(K)最小品質(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比Fe峰元素更重元素的形成—中子俘獲

反應(Z,A)+n→(Z,A+1)+γβ衰變：(Z,A+1)→(Z+1,A+1)+e-+1)慢過程(s-process)中子俘獲過程比β衰變慢發生在恒星內部，形成→209Bi（鉍）元素。2)快過程(r-process)中子俘獲過程比β衰變快發生在超新星爆發，形成→251Cf（鉲）元素。§3.3恒星演化的觀測證據

1.星團(starcluster)及其H-R圖恒星在天空中的分佈有聚集成團的現象。形態不規則大小～6-50ly品質～102-103

M⊙恒星密度～0.1-10M⊙ly-3

ρ/ρ0～10-50空間分佈銀道面附近Z<200pc成員星年輕、中等年齡恒星昴星團（Pleiades）疏散星團(openclusters)TheM7OpenStarClusterinScorpius

形態球形或扁球形大小～60-300ly品質～104-107

M⊙恒星密度～1-100M⊙ly-3ρ/ρ0~50-103空間分佈以銀心為球心的球狀分佈，d