恒星的基本知识.ppt

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1、恒星在整个天体物理研究中所处的地位Whydowestudystars?Starstothecosmologyislikeasatomsinphysics.Tounderstandthewholeuniverse,itiscrucialtounderstandstars.Stars,inparticularlytheSun,playsacrucialroleinourlives1什么是恒星？恒星：由炽热气体组成的、能自身发光的球状或类球状天体。Astarcanbedefinedasabodythatsati

2、sfiestwoconditions:(a)itisboundbyself-gravity;(b)itradiatesenergysuppliedbyaninternalsource.2典型的恒星参数范围参数太阳恒星半径R⊙=7×108m10−2−102R⊙质量M⊙=2×1030kg10−1−102M⊙优秀温度（Teff）Teff,⊙=5770K103−105K光亮度（Luminosity）L⊙=3.8×1026W10−5−106L⊙化学成分Z⊙=0.02~10−3−5Z⊙3太阳是及其普通的一颗恒星太阳在

3、我们的生命中扮演着非常关键的角色:核反应能量+气候(季节)生活;合成元素(C,O,N)在空气中和我们人类的身体里都可以找到41恒星的光度InverseSquareLawofLight光度L(luminosity)：单位时间内辐射的总能量，是恒星的固有量(总的辐射功率)。亮度F(brightness)：在地球上单位时间单位面积接收到的恒星的辐射量。L=4pR2F,FLR-2视亮度的大小取决于三个因素：天体的光度天体离我们的距离星际物质对辐射的吸收和散射5视星等m(apparentmagnitude)

4、定义古希腊天文学家Hipparcos(喜帕恰斯)在公元前150年左右首先创立的表征恒星亮度的系统（1等星-6等星）。星等值越大，视亮度越低。天文学家在此基础上建立了星等系统。星等差1等，其亮度差2.512倍，星等相差5等的天体亮度相差100倍。星等分别为m1和m2的恒星亮度之比为：F1/F2=10-0.4(m1-m2)。6-26.8-12.5-4.4-1.561830Hubble,KeckLimit71）有效温度(TheEffectiveStellarTemperature)恒星的光球辐射近似可看为绝对黑

5、体辐射，利用Stefan-Boltzmann公式确定的温度为恒星的有效温度。单位面积黑体辐射的功率F＝σT4总的黑体辐射的功率L=4pR2σT4其中Stefan-Boltzmann常数σ＝5.67×10-5ergcm-2s-1K-48Oh,BeAFineGuy(Girl),KissMe!按照恒星光谱中最为明显的吸收线的类型（物理原因），通常把恒星划分为7种主要的光谱类型。早型星晚型星中型星恒星的光谱型9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。B11,0

6、00~25,000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0-9十个次型。数字越小温度越高。太阳的光谱型为G2。10恒星质量变化范围不太大，绝大多数恒星的质量在0.1M⊙到120M⊙之间。质量太大（

7、>60M⊙）的恒星动力学不稳定，质量太小（<0.08M⊙）的恒星无法点燃氢燃烧。恒星的质量分布11根据体积的大小可以把恒星分成以下几类：超巨星：R~100-1000R⊙巨星：R~10-100R⊙矮星：R~R⊙中子星：R~10－5R⊙唯一准确知道的恒星半径是太阳半径：(6.95980.0007)105km恒星的分类(按体积)(大角星)(织女星)(木星)(五车二)(鲸鱼星)参宿四(猎户座a星)12§1.2赫罗图为什么想到要做赫罗图？由观测能够确定出的恒星的两个最基本的内禀性质为恒星的光度L和恒星的有效温度

8、。由黑体谱所满足的Stefan-Boltzmann定律有L=4pR2sT4因为恒星的寿命远远大于人类一生的寿命，人们也不得不从大量的恒星样品中进行统计分析，给出恒星演化的某些重要信息。13丹麦天文学家E.Hertzsprung(赫茨普伦)和美国天文学家H.R.Russell(罗素)创制了恒星光度-温度分布图。LT恒星的分布？赫罗图的横坐标也可用恒星的光谱型、色指数；纵坐标也可用恒星的绝对星等表示。EjnarHertzsprun