现代天文学6教学内容

现代天文学6从天狼星的自行谈起天狼星是全天空中最亮的恒星。早在1718年哈雷通过测量天狼星位置发现它有自行，1836年德国贝塞尔发现天狼星的自行呈波浪式的变化，并由此推断天狼星有一颗看不见的伴星，其轨道周期约为50年。

发现天狼星B1862年观测发现在天狼星附近有一个很小的光点，最后确认它就是天狼星的伴星，称为天狼星B，而天狼星则改称天狼星A。天狼星B是一颗暗星，其亮度比天狼星A差10个星等，光度相差1万倍。表面温度比太阳的还要高，达到8000K。

天狼星B为什么这样暗？天狼星B很暗，但温度并不低，质量也不小。什么原因使它如此之暗？光度是和恒星的表面积成正比的，天狼星B如此之暗的原因只能归之为它的表面积特别小，归算出的直径只比地球的大一点。因此密度大得不可思议！真有这样的恒星吗？天狼星B是什么？1924年爱丁顿最早提出白矮星的看法。他认为天狼星B内部的温度非常高，原子都被电离成电子和原子核，这些粒子的体积比原子小得多。因此恒星的直径变得比行星天王星要小，密度却非常高。表面积太小，往外辐射的总能量也少。他称这样的恒星为“白矮星”。这个看法未能得到当时的天文学家的认可。恒星的一生

赫罗图恒星的光度和光谱型（温度）的关系1，光度高而温度低的巨星和超巨星在右上角；2，光度低而温度高的白矮星在左下角3，90％的恒星在左下自左上到右下的斜线左右，称左下主序星。

恒星的诞生

弥漫的星际云在引力作用下不断收缩，导致中心的密度加大，体积缩小。在收缩过程中，大量物质向中心下落，引力势能转换为动能，导致温度升高，开始辐射红外线。高温产生向外的辐射压力逐步增强与引力相对抗的能力。不再收缩，原恒星就形成了。

原恒星：发生热核反应之前主序星：开始热核反应后如果一个星体的质量小于0.08个太阳质量，其核心的温度不可能达到1000万K，也就永远引发不了热核反应。就像太阳系中的木星一样。如果星体的质量超过100个太阳质量，不稳定，要分解。

主序星当中心温度达到1000万度时，氢核聚变为氦核的反应就持续不断的发生，产生巨大的辐射能使恒星内部的压力增强到足以和引力相抗衡，不再收缩，形成稳定的恒星。以氢核聚变提供能量的恒星均在主序星阶段，因为恒星中氢占大多数，可以维持很长时间。太阳就是一颗主序星。恒星演化

恒星的一生始终处在向内收缩和向外膨胀的矛盾之中。主序星阶段恒星是靠其内部氢核聚变反应提供能源而维持平衡的。由于恒星内部含有大量的氢，氢核聚变反应可进行相当长的时间间，所以恒星在主序星阶段停留时间很长。质量不同的恒星在主序星阶段的时间很不相同。质量愈大的恒星氢消耗得愈快，在主序星阶段停留的时间就愈短。

红巨星的由来（1）恒星中有大量的氢，但只有中心部分的温度能使之发生核聚变。中心部分的氢燃烧完后，都变为氦元素。由于温度不够，热核反应暂时停止。恒星将会因抗衡不住引力而收缩。收缩的结果导致中心部分温度大增，使氦能发生聚变反应，产生大量的辐射，加热中心区的外围大气，使恒星外层向外膨胀。

红巨星的由来（2）恒星中心部分以外的区域由于温度的增高又开始氢核聚变反应，并且核反应迅速向外层转移，推动外层膨胀，使得恒星体积很快增大上千倍以上。由于温度下降，颜色变红。这样，这颗恒星就变成又大又红的红巨星。约100亿年后太阳将变为红巨星图为其体积与现在的太阳比较恒星演化之二白矮星勤奋好学的钱德拉塞卡

1910年10月19日出生于巴基斯坦的拉合尔，1916年，全家迁居马德拉斯。后来进入马德拉斯大学学习物理和数学。1930年他20岁时以全班第一的成绩大学毕业。在他上大学时正值物理学从经典到近代物理学转变的时期。新的理论，新的学说和新的概念一个接一个的出现。1915年爱因斯坦发表了广义相对论1911年，卢瑟福提出了原子模型1925年春，泡利（25岁）提出新的物理学原理——不相容原理，他为此在1945年荣获诺贝尔物理奖20年代中期，量子统计学诞生了年青的大学生钱德拉塞卡自学这些近代物理。从17岁开始就试图用物理学的知识来解决天文学上的难题。当他18岁时候就有一篇题为“康普顿散射和新统计学”论文发表在1928年的《皇家学会论文集》上。钱德拉塞卡1930年7月31日大学毕业后，被剑桥大学录取为研究生。1934年，他完成了两篇白矮星的学术论文。他得出一个始料未及的重要结果：白矮星的质量越大，其半径越小；白矮星的质量不会大于太阳质量的1.44倍；

这一成就，成为钱德拉塞卡获得诺贝尔物理学奖的原因之一。

高密的白矮星天狼星A的质量是2.4个太阳质量，天狼星B这具有0.98个太阳质量。这颗伴星的平均密度比1吨/厘米3还要高。当时人们都不敢相信恒星有如此高的密度，成为一个令人困惑的问题。在当时的物理学原理还不能解释白矮星的高密状态是怎样形成的。白矮星的观测发现走在理论的前面，使得当时的物理学家无言以对。白矮星的形成白矮星则是热核反应停止以后恒星的一种稳定结构。热核反应一停止，引力便占上风，恒星就要收缩，直到有一种能与引力抗衡的力出现，才能使恒星稳定下来。这个力就是简并电子气的压力，简称简并压力。比通常的理想气体压力大得多。

白矮星为什么如此之小？原子由原子核和核外的电子组成。原子的全部正电荷和几乎全部的质量都集中在原子核里。带负电的电子在原子核外绕核旋转。原子很小，其直径的约10-8厘米，原子约10-13厘米。由于热核反应停止，辐射压大大降低，导致恒星坍缩，温度升高，密度加大。原子核外的电子全部电离，变成赤裸裸的原子核，所有电子都成为自由电子。恒星的体积突然变小。强大的简并电子气压(1)

泡利不相容原理：电子的能量状态是不连续的，只能取某些特定的值。同一个状态，只能允许一个电子占有。电子能量从低向高排列，低能态的占满了，就只能到高能态去。当电子密度很高时，必然有很多电子处在高能态。具有非常高的速度，产生非常高的简并电子气压。泡利不相容原理能级1能级2自旋朝下自旋朝上客满客满

电子具有非常高速度并不是因为温度高，而是因为低能态已被别的电子占据了，其它的电子只能跑到高能态上去。因此高能电子数目的多少取决于密度，而不是温度。

强大的简并电子气压(2)

在密度非常高的情况下，电子、质子和中子气体遵从量子力学的规律而被称为简并气体。粒子的位置和速度的大小不能单独确定，它们的乘积等于一个常数。粒子所占的体积越小，它的动量就越大。由于坍缩恒星的密度大大地增加，必然导致原子核外的电子具有很大的动量，产生强大的简并电子气压。白矮星的形成1，恒星晚期核燃料用完或其它燃料不能点燃，辐射压减少很快，引力大大超过辐射压，导致恒星坍缩。2，坍缩导致密度增加，温度升高，气体全部电离，变为自由电子和裸原子核。3，自由电子遵从量子力学规律，具有非常大的速度，产生强大的简并电子气压，足以和引力抗衡。形成稳定的白矮星。

白矮星的质量－半径关系白矮星的质量越大则它的半径越小。这和我们所熟悉的正常恒星的半径质量关系完全不同。这个关系保证白矮星的稳定，当质量稍微增加，引力增加，但半径缩小，致使简并电子气体增加。但是，当质量增加比较多，超过1.4个太阳质量，这个关系不存在。半径白矮星质量与半径的关系

相对论简并电子气

当密度更高时，大多数简并电子处于更高的能级上，其速度接近光速而成为相对论性简并电子。这时的物态方程发生了变化，白矮星的质量与半径的关系消失了。不可能通过白矮星的半径的自动调节来达到平衡。白矮星质量上限当坍缩后的恒星质量超过一定的限度后，密度进一步加大，简并电子气就变为相对论性的了，就不可能形成稳定的白矮星。因此，白矮星有一个质量上限。钱德拉塞卡通过计算得到上限为1.44个太阳质量。这是一项天文学上重要的成就，成为钱德拉塞卡获得诺贝尔物理学奖的原因之一。超过上限后是什么？

在1935年，无论是钱德拉塞卡本人还是其他科学家都还不知道质量超过钱德拉塞卡极限的老年恒星的演化归宿是什么。现已公认，质量比较大的老年恒星不可能会演变成白矮星，它们最终将演化为密度比白矮星更大的天体——中子星或者黑洞。行星状星云恒星死亡前的精彩亮相，死亡后漂亮的寿衣1789年人类发现的第一个的行星状星云天琴座环状星云(M57)行星状星云的名字有误1798年英国天文学家赫歇尔用48cm望远镜发现天琴座环状星云。望远镜太差，看不清楚。只是看出一个边缘比较清晰的小圆面，和天王星比较像，因此就叫它为行星状星云。行星状星云和行星根本没有关系，由大望远镜观测的图象看，行星状星云和行星没有任何相象的地方。天鹅座

猫眼星云

NGC6826从中心星发射出的气体形成的红色斑点天空之眼NGC6751沙漏星云在南天极附近Mycn18一环套一环的复杂结构行星状星云的观测特性

比较暗，在星云中心大都有一颗温度高的恒星（白矮星）大多呈绕中心星对称的圆环状或圆盘状是气体星云，由中心星的紫外线激发发光都在不断膨胀，速度约为10～50千米/秒内部物质稀薄，边缘稠密行星状星云红外辐射强，和红巨星类似行星状星云复杂结构的形成

红巨星的大气逃离速度10千米/秒，经过几百万年把红巨星的大部分大气带走，使中心星裸露出来。中心星是致密星－－白矮星，其星风速度很快，可达2000千米/秒。很快就赶上红巨星以前跑掉的物质。两种星风相互作用就形成行星状星云的气壳和复杂的结构。

白矮星的质量上限的争论

钱德拉塞卡白矮星理论是全新的理论，特别是他提出白矮星的质量上限的问题更是新颖。1934年他完成两篇白矮星的论文，提交给英国皇家天文学会。1935年1月学会召开了学术会议，让他介绍研究成果。其中最重要的是提出白矮星有质量上限。

爱丁顿

爱丁顿是那个时代最著名的天文学家之一，大权威。他利用日全食的机会成功地验证了广义相对论关于星光经过太阳附近产生偏折的预言，成为划时代意义的科学实验。他对恒星内部结构理论做出了巨大的贡献，成为这一理论的奠基人。爱丁顿的批评

在会上，爱丁顿完全否定他的“白矮星有一个质量上限”的报告。爱丁顿说，根本不存在什么相对论简并性，白矮星的质量上限是计算错误导致的。会议主席不给钱德拉塞卡答辩的机会，反而要求他感谢爱丁顿的批评。爱丁顿再次批评

同年7月，国际天文学会在巴黎召开代表大会，钱德拉塞卡和爱丁顿又见面了。会上，爱丁顿主动出击又一次激烈地批评钱德拉塞卡的白矮星理论。钱德拉塞卡仍然没有得到在会上申辩的机会。爱丁顿的观点爱丁顿深信，他已经证明恒星无论其质量是多大，都可以达到某种稳定的状态。普通恒星的质量可大可小，而白矮星这种老年恒星的质量为什么就不能超过钱德拉塞卡极限呢？钱德拉塞卡胜了1939年8月，国际天文学会在巴黎召开学术会议专门讨论白矮星和超新星问题。钱德拉塞卡终于获得机会在大会上报告，他公开指出爱丁顿理论的错误所在，赢得了许多人的支持。不少物理界著名学者都支持他。钱德拉塞卡的白矮星理论得到了承认。

观测证实白矮星有质量上限

目前，已经发现白矮星一千多颗，它们的质量都没没有超过1.44太阳质量的钱德拉塞卡极限。没有一个例外。它们的质量和半径关系完全遵从钱德拉塞卡推算出的理论曲线。

爱丁顿错了他不理解钱德拉塞卡提出的白矮星质量上限的理论。原因是他刚刚发展起来的近代物理学的新原理麻木不仁。自己不理解，还要压制新生事物。

学者风度钱德拉塞卡并不记恨于爱丁顿。他们之间还建立了友好的关系，经常通信交流。在爱丁顿逝世时，他