恒星演化与核合成彭秋和

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1、恒星演化与核合成(彭秋和)§1.有关恒星物理的基本预备知识§2.恒星结构的多层球理论§3.恒星的热核演化§4.两类超新星及其爆发机制一、超新星(SN)分类—观测上的区别二、SNII爆发图象及其爆发理论上的困难三、SNIa爆发图象及其爆发理论上的疑难问题§1.有关恒星物理的基本预备知识亮度与星等恒星表面的有效温度色温度与恒星的颜色恒星的光谱型赫罗图亮度与星等视星等(m):把肉眼看到的恒星视亮度分为6个星等,m=0,1,2……愈亮的星,星等值愈小。视星等相差5等,亮度相差100倍。绝对星等(M):设想把所有恒星都放在离地球10pc距离上处，它们的视星等数值(1pc(秒差距)=3.2

2、6光年3.011018cm)L光度;I照度(视亮度);d距离(A(b,l,d)星际消光的改正)恒星表面的有效温度恒星光球辐射近似可看为绝对黑体辐射。由斯提芬-波尔兹曼定律(R:恒星半径)由此定义恒星表面有效温度Teff。其中斯提芬-波尔兹曼常数为σ=5.67×10-5erg·cm-2·K-4·sec-1通常，天文学家通过恒星光谱的观测与分析，可以很好地确定恒星表面的色温度。Wein位移定律Rigel参宿七Betelgeuse猎户星座中的一等星色温度(TheColorTemperature)恒星的颜色反映了恒星的表面温度的高低。温度越高（低），颜色越蓝（红）。恒星的颜色:T

3、effBlue-violet30,000blue20,000white10,000yellowwhite7000yellow6000orange4000red3000色指数色温度较准确的经验公式为：主序星巨星若是严格的黑体辐射。则色温度=有效温度，但往往二者有差别，一般定义的色温度都略高于有效温度，特别当恒星表面温度非常高时。Othertemperature-colorrelation:T=8065-3580(B-V)(1.0-0.196[Fe/H]);(0.3

4、由连续谱和吸收线构成。恒星的连续谱来自相对较热、致密的恒星内部。吸收线来自较冷、稀薄的恒星大气。恒星光谱的形成光谱型表面温度(K)颜色特征谱线O>25,000蓝紫强电离He线，重元素多次电离线，无氢线。B11,000~25,000蓝白中性He线，重元素一次电离线，很弱的H线A7,500~11,000白强H线，重元素一次电离线（如Ca+）F6,000~7,000黄白重元素一次电离线，弱H线和中性金属线G5,000~6,000黄强重元素一次电离线，中性金属线K3,500~5,000红橙强中性金属线，重元素一次电离线M<3500红强分子带，中性金属线，无氢线每一种光谱型可以继续分为0

5、-9十个次型。数字越小温度越高。太阳的光谱型为G2。恒星的光谱序列O—B—A—F—G—K—MR—N碳超丰，theratio[C/O]比正常恒星高出4~5倍。S光球层内s-过程的核素超丰。很大一部分为变星。Oh,BeAFineGuy(Girl),KissMe!--Start,RightNow!OnBadAfternoonsFermentedGrapesKeepMrs.RichardNixonSmilingSpectralSequenceMnemonicsWolf-RayetStars(W)TTauriStars(T)天空100颗最亮的恒星在赫罗图上的分布。太阳附近5pc范围内的恒

6、星在赫罗图上的分布。Hipparcos(Highprecisionparallaxcollectingsatelite)卫星测量的恒星的赫罗图。主序星（MainSequence）从赫罗图可以看出，绝大多数恒星位于从左上方到右下方的对角线窄带内，这条带常称为主星序，其中的恒星称为主序星，它们占恒星总数的（80-90）%。太阳便处在主序带上。恒星的质量决定了恒星在H-R图上的位置。高质量的恒星明亮且高温，位于主序带的上部。低质量的恒星黯淡且低温，位于主序带的下部。不同质量的恒星在H-R图上的分布恒星在赫罗图上的分布特征主序星白矮星红巨星蓝超巨星太阳附近：90%主序星9%白矮星1%红

7、巨星赫罗图上的等半径线（L=4pR2sT4）M－M⊙＝－2.5log(L/L⊙)＝－5log(R/R⊙)－10log(T/T⊙)即log(R/R⊙)＝8.47－0.2M－2logT超巨星巨星半径R主序星白矮星矮星（dwarfs），巨星（giants），超巨星（supergiants）分别对应着不同大小的恒星。观测到的90%以上的恒星是位于主序带上的矮星。赫罗图中所处位置可近似告知恒星的大小。§2.恒星结构的多层球理论恒星结构基本方程组状态方程多层球的基本方程多层球的物理性质点燃核燃烧条件与点