南京大学天体物理概论课件06特殊星体

第六章特殊星体它们与正常恒星有两个最大的差别：1、核燃料已经耗尽，无法靠产生热压力来抵抗自身的引力坍塌。2、尺度非常小，与相同质量的恒星相比，其半径要小得多，因此其表面引力场很强，星体的密度很大。因此,这些天体又被称为致密星或者致密天体.恒星演化的近代理论指出,白矮星、中子星和黑洞等特殊天体都是恒星演化到晚年的产物

最早被天文观测发现的是白矮星，它是在天文学家对它还一无所知时无意中被发现的。科学家是在它被发现很久之后才完成对它的理论描述的。中子星的发现则与白矮星完全不同。科学家们对中子星的理论分析在它被发现前三十年就基本完成了。很晚才发现中子星是因为它太小了。如果一个天体的直径仅有10千米，即使它与我们的距离同最近的恒星一样近，就是用最大的望远镜也无法识别。天文学家是通过脉冲星进而发现中子星的。南天星云5.1白矮星和黑矮星

一白矮星白矮星是20世纪20年代末发现的一类天体。它们具有具有较高的表面温度、较低的光度，处于赫罗图的下方。其密度很大，为105～108克/厘米3。质量约等于太阳的质量，半径近似等于地球的半径。目前已发现的白矮星达1000颗以上，多数白矮星的光谱型为A型。白矮星的表面温度相差很大，密度很大。天狼星B星是最早发现的白矮星.

白矮星的密度很大。量子理论认为，白矮星的物质处于一种特殊的状态，这种状态称为简并态。简并态是指在高温、高压、高密的条件下，原子的电子壳层已不复存在，电子成为自由电子，自由电子组成电子气体。由于气体的压强与其密度、温度成正比，而对于处于简并态的电子气体，它的压强只与密度有关，而与温度无关。

白矮星

白矮星的质量越大，半径越小。1931年，钱德拉塞卡发现白矮星的质量有一个上限，超过这一上限，白矮星就不存在了。他指出这个极限为1.4M⊙。其精确值依赖于物质的成分。后人为纪念这一伟大发现，将此极限称为钱德拉塞卡（质量）极限。白矮星是从质量为3～4个太阳质量的恒星演化而来的。它是由主序星演化到红巨星，等氢燃烧和氦燃烧熄灭以后，再次到达红巨星。在快接近第二次红巨星阶段的末尾，成为行星状星云。最后，恒星只剩下0.5～1个行星状星云的核心，继续冷却成为一颗白矮星。球状星团M4以及其中的白矮星团二黑矮星

电子的简并压强能够阻止住白矮星的坍塌，并允许白矮星一直冷却下去。在此过程中白矮星的大小并不发生变化。当它慢慢损失掉热能时，会变得越来越红和越来越暗。或迟或早，白矮星会成为一堆灰烬，只发出微弱的红外线。白矮星最终会变成一颗黑矮星。黑矮星是寒冷的，死气沉沉的，高度致密的，一团基本上属于简并态的物质，除了其引力可能作用于邻近的伴星外，再叶找不到它的迹象。5.2中子星和脉冲星

1932年英国卡文迪什实验室发现了中子，中子不带电，质量比质子略大一点点。。

中子星爆炸前的表面中子的发现使这些科学家大为激动，前苏联科学家朗道预言宇宙中应该有以中子为主要成分的天体，后来人们把这种天体称为中子星。一、脉冲星

1967年，英国剑桥大学的休伊什设计了一架射电望远镜，用来研究太阳风对来自宇宙其他天体射电信号的影响，从而研究太阳风的运动和结构。记录工作由休伊什的研究生贝尔小姐担任。她注意到半夜仍然有射电信号的闪烁，而且是周期为1.337秒的脉冲。多次反复观测后，他们确定这是来自某一天体的脉冲信号，将这种新的天体命名为脉冲星。

直到1968年底,休伊什等已发现23颗脉冲星。休伊什获得1974年物理学诺贝尔奖基本特点：1、脉冲是射电信号，在无线电波段收到2、脉冲信号的时间间隔（即周期）很短，且相当稳定已知的脉冲星周期在0.03秒到4秒之间，脉冲持续时间大部分在0.001~0.05秒。

至今发现的脉冲星已达500颗左右，脉冲星按其脉冲辐射的形状可分为三类：S型、C型、D型。S型脉冲星具有简单的脉冲外形，C型脉冲星具有复杂的脉冲外形，D型脉冲星具有漂移的亚脉冲。脉冲星一次脉冲发出的能量比地球上最猛烈的火山爆发所释放的能量还要大几亿倍。

现在公认脉冲是一种“灯塔”发出的，“灯塔”是快速旋转的中子星，自转一周仅需要1秒左右。只有中子星才能承受这样的高速旋转，因为中子星的密度达到1亿吨/厘米3。许多学者认为中子星是超新星爆发的产物。由于爆炸后核心的急剧收缩，星体内部的巨大压力把电子挤入原子核内与质子结合，形成高密度的中子物质，成为中子星。中子星发出的射线二、中子星

很多恒星具有靠得很近的伴星。当这样一对恒星中的一员变成一颗超新星，爆发后留下一颗中子星时，其伴星的演化往往会因此而大大加快。由于中子星对伴星的引力作用很强，所以该伴星可能会从它的大气倾泻出可观的质量，而以致密气体云的形式包围那颗中子星。致密气体会扑灭脉冲星发出的射电发射。但随着气体在中子星周围的强引力场中被吸积和加热，又会产生很强的X射线发射。这也给科学家提供了一种观测中子星存在的可靠方法。星团原子弹之父奥本海默的研究表明，若恒星爆发后剩余的质量大于3M⊙，则中子星简并压力无法阻止引力坍缩的进一步进行。为纪念奥本海默的这一发现，后人把M=3M⊙称为奥本·海默极限。中子星依靠中子简并压力来阻止强大引力造成的进一步坍缩。与白矮星类似，中子星也有一个质量范围。中子星的内部结构

1974年美国天文学家泰勒和他的研究生赫尔斯利用射电望远镜发现了脉冲双星PSR1913+16。 他俩而后对PSR1913+16进行了多年的追踪观测，出现其轨道周期每年减小76微秒。这一结果表明双星系统的能量在慢慢损失。理论研究表明，只有引力波辐射才能将系统的能量慢慢带走，使整个双星系统的能量绕转周期越来越短，两子星距离越来越近。三脉冲双星和引力波探测

到2005年底已发现脉冲双星约100个,大多数是一颗中子星和一颗白矮星的组合,两颗都是中子星的仅有6对。独特脉冲双星5.3

黑洞

与

白洞一、引力坍缩与黑洞

逃逸速度：物体要摆脱天体的引力必须具有的速度

令V为光速c，则可得引力半径：Rg＝2GM/c²，

G为万有引力常数M为天体质量R为天体的半径

引力半径的物理意义是：如果某天体的半径R小于其对应的Rg，则此天体发出的光也逃不出去。该天体形象称为黑洞(blackholl)注意：将R=Rg对应的球面，称为黑洞的视界。黑洞的视界并不是物质面，它的物理意义是指外部观测（R﹥Rg

）不可能知道其内部（R﹤Rg

）的任何信息。计算表明，当恒星的质量超过3倍M⊙，中子兼并压力不能抵抗自身的巨大引力，星体将会自动继续塌缩下去，最后形成黑洞。最大最古老的黑洞仙女座中心存在着10个新的准黑洞黑洞撕裂恒星黑洞拉伸、撕裂并吞噬一小部分恒星，最终将恒星大部分质量抛向宇宙空间巨型黑洞撕裂恒星奇观围绕着中等黑洞旋转的星群黑洞有一个特别的行为，就是当两个黑洞相撞而合二为一时，还会释放出巨大的能量。合成后的黑洞还可以再合并，再释放能量。但是，著名的黑洞理论家霍金证明，黑洞一分为二是办不到的。黑洞的“合二为一”与“一分为二”

霍金在研究量子力学对黑洞附近物质的行为的影响时，发现黑洞似乎总以稳定的速度发射粒子，而且发射的粒子具有热辐射的性质。黑洞的辐射看起来好象是一个普通的热物体在辐射，所以黑洞并非绝对的黑，它有一个温度。当然，这种量子效应只在微观领域才能表现出来。对于通常的黑洞，这种热辐射是可以忽略的。黑洞不“黑”高速运行的黑洞四天鹅座X-1的特征根据观测资料，天鹅座X-1成了黑洞最有希望的候选者，它的质量约为8个太阳质量。光学望远镜在天鹅座X-1方向上观测到一颗亮度为9等的双星，

有人估计，在过去100亿年中银河系中平均每100年有一颗超新星爆发，而每100颗超新星中一颗会导致黑洞形成，如果这个估计是正确的，则银河系里应该有数百万个由恒星坍缩而成的黑洞，而我们根据X射线双星系统来确定的黑洞或黑洞候选者仅仅数十个，问题出在哪里呢？五黑洞研究的最新成果

六白洞和虫眼按照宇宙通常存在的对称性，应该有与黑洞相对应的天体存在，也就是恒星坍缩的逆过程，这就是