普通天文学课件

普通天文学

绪论天文学是研究宇宙的科学。宇宙：四方上下曰宇，往古来今曰宙。

——《淮南子》宇宙包含了所有的空间、时间、物质和能量。空间尺度：从极小到极大最遥远星系银河系邻近恒星太阳地球人类细胞原子质子夸克1026m10-20m10-10m100m1010m1020m地球太阳系恒星世界星团恒星的演化恒星的形成银河系宇宙岛——河外星系活动星系星系集团最遥远的星系时间跨度：从过去到将来向前：太阳的过去、大爆炸、时间的起点向后：太阳的演化、宇宙的未来宇宙演化的历史天文学的研究特点天文学研究的基础——观测（观察和测量） 天文观测是一种“被动”的试验 观测→理论→观测距离极远时标极长物理条件极端复杂（温度、密度、压强、磁场）天文学的发展

天体测量学：天体的位置和变化规律

天文学的发展天体的运动定律与天体力学天文学的发展19世纪中叶，天体物理学诞生天体光度和光谱的测量。观测技术和理论工具飞速发展。光学天文学→射电天文学、空间天文学→全波天文学。量子论、相对论、原子核物理学、高能物理学。

关于本课程学习目的和要求学习内容成绩测定联系方式

lixd@仙女座星系，距离300万光年人们怎样去研究如此遥远的天体？第一章恒星的观测

§1.1辐射基本知识§1.2恒星的距离和大小§1.3恒星的星等§1.4恒星的光谱和赫罗图§1.5双星和恒星质量§1.6天文望远镜§1.1辐射基本知识1.电磁辐射

人们获得天体信息的渠道主要有四种：

电磁辐射(electromagneticradiation)

宇宙线(cosmicrays)

中微子(neutrinos)

引力波(gravitationalwave)

电磁辐射是其中最为重要的一种。

LIGOHomestake金矿中微子实验室电磁辐射是以变化的电磁场传递能量、具有特定波长和强度的波（波动性）。

波长范围：＜0.01Å–30m 1Ångstrom=10-10m (波长λ)×(频率ν)＝光速c=3×1010cms-1根据波长由长到短，电磁辐射可以分为射电、红外、光学、紫外、X射线和γ射线等波段，可见光又可分解为七色光。

电磁辐射由光子构成（粒子性）

光子的能量与频率（或颜色）有关：频率越高（低），能量越高（低）。

E=hν,

其中Planck常数h=6.63×10-27ergs-1

PlanckEinstein大气窗口(atmosphericwindow)

地球大气阻挡了来自空间的电磁辐射的大部分，仅在射电和光学部分波段较为透明。

不透明度2.黑体辐射（blackbodyradiation）

黑体(blackbody)

能吸收所有的外来辐射（无反射）并全部再辐射的理想天体。

黑体辐射

具有特定温度的黑体的热辐射。 大部分正常恒星的辐射可以近似地用黑体辐射来表示。不同温度黑体的辐射谱Stefan-Boltzmann定律

单位面积黑体辐射的能量F＝σT4

其中Stefan-Boltzmann常数

σ＝5.67×10-5ergcm-2s-1K-4

Wien定律

黑体辐射最强处的波长λmax与温度之间的关系为

λmax

T＝0.29(cmK)

高温黑体主要辐射短波，低温黑体主要辐射长波。

不同辐射波段的太阳光学紫外X射线射电不同辐射波段的银河系不同波段的旋涡星系M81

光学中红外远红外X射线紫外射电不同温度天体的辐射OmegaCentauriSunAdim,youngstar(shownhereinred)nearthecenteroftheOrionNebulaRhoOphiuchiPlanck定律 温度为T的单位面积黑体，在单位时间、单位频率内、向单位立体角发射的能量为平方反比定律

单位面积接收到的辐射强度

F与光源距离d的平方成反比

F∝d-23.电磁波谱

Kirchoff定律

热的、致密的固体、液体和气体产生连续谱； 热的、稀薄的气体产生发射线； 连续辐射通过冷的、稀薄的气体后产生吸收线。

恒星形成区M17中的热气体辐射谱太阳光谱原子结构和谱线的形成原子结构：原子核+围绕原子核旋转的电子（云）。（量子化的）电子轨道的大小反映了原子能态的高低。当电子从高能态跃迁到低能态，原子释放光子，产生发射线；反之产生吸收线。吸收或发射的光子能量为hν＝En2-En1吸收线的产生过程氢原子光谱（波长单位：nm）Lyman线系n1=1Balmer线系n1=2Paschen线系n1=3Brackett线系n1=4Pfund线系n1=5n2=2121.63102.6656.3497.2486.11875595.0434.112824050693.8410.2109426307460┆∞91.2364.782114602280氢原子光谱谱线与恒星的化学成分

不同元素的原子具有不同的结构，因而有不同的特征谱线。通过比较太阳光谱和实验室中各种元素的谱线，可以确定太阳大气的化学成分。按质量计，70%H,28%He和2%重元素。按数目计，90.8%H,9.1%He和0.1%重元素。4.谱线位移

Doppler谱线位移

(Dopplershift)

由于辐射源在观测者视线方向上的运动而造成接收到的电磁辐射波长或频率的变化。 远离（接近）观测者辐射源发出的电磁辐射波长变长（短），称为谱线红移（蓝移）。

谱线致宽

在没有外界因素的影响时，原子的谱线的自然宽度非常窄。Doppler致宽 辐射源内部原子的无规热运动辐射源的整体运动（如转动）造成谱线致宽。SpectralInformationfromStarlight

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

1.恒星距离的测定

(1)三角视差法(trignometricparallax)

利用三角法测量恒星的距离

基线越长，可测量的恒星距离越远。

D=B/sinρ周年视差(annualparallax)

以地球轨道半长径作为基线测量恒星的距离。 周年视差ρ是恒星相对于地球轨道半长径所张的夹角。

通过测量恒星在天球上（相对于遥远的背景星）相隔半年位置的变化而测得。恒星的距离通常以秒差距

(parsec)

或光年

(lightyear)

作为单位。令a

=1AU为平均日地距离（1天文单位），d为恒星的距离，则

1秒差距是周年视差为1″的恒星的距离。1秒差距(pc)=3.086×1018厘米(cm)=3.26光年(ly)=206265天文单位(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

由于受到地球大气扰动的影响，周年视差的精确测量受到限制。地面望远镜的角分辨本领一般不超过0.01″Hipparcos卫星（1989年8月发射） 的角分辨率达到0.001″， 测量了约100万颗恒星的距离。

三角测距法只适用于近距离 （≤30-500pc）的恒星。 2.恒星的自行(propermotion)

恒星在天球上的视运动有两种成分：地球和太阳的运动引起的相对运动和恒星的真实视运动。后者称为恒星的自行，代表恒星在垂直于观测者视线方向上的运动。

恒星的真实运动速度可以分解为横向速度（自行）和视向（或径向）速度两个分量。

自行大的恒星通常是近距离恒星，但自行小的恒星并不一定是远距离的。

Barnard星是具有最大自行的恒星，在22年内自行达227″（10.3″/yr）

→横向速度=88km/s3.恒星大小的测定

(1)方法

直接测量法：Michelson干涉法、掩食法（仅对距离近、体积大的恒星适用）。

间接测量法

根据Stefan-Boltzmann定律，恒星的光度L=4πR2σT4,通过测量恒星的光度L和表面温度T就可以得到它的半径R

其中R⊙=7×1010cm,T⊙=5770K。

(2)结果

根据恒星体积的大小可以把它们分成以下几类： 超巨星R~100-1000R⊙

巨星R~10-100R⊙

矮星R~R⊙

恒星的大小分布为：

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)：天体在单位时间内辐射的总能量，是恒星的固有量。

亮度F(brightness)：在地球上单位时间单位面积接收到的天体的辐射量。 视亮度的大小取决于三个因素：天体的光度、距离和星际物质对辐射的吸收和散射。

2.视星等m(apparentmagnitude)定义古希腊天文学家Hipparcos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，定义星等相差5等的天体亮度相差100倍，即星等每相差1等，亮度相差(100)1/5=100.4≈2.512倍。星等分别为m1和m2的恒星亮度之比为

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

或m=－2.5log(F/F0)，其中F0为定标常数。部分天体的视星等(2)恒星的温度和颜色

RigelBetelgeuse

(3)

视星等的种类视星等的测量通常是在某一波段范围内进行的。根据测量波段的不同，视星等可以分为目视星等、照相星等和光电星等，在全波段测量得到的星等称为热星等。UBV测光系统。

U(ultraviolet)-紫外波段星等

B(blue)-蓝光波段星等

V(visual)-可见光波段星等ubvy测光系统。UBV滤光片的透光率

色指数(colorindex)—在不同波段测量得到的星等之差，如U-B,B-V等。由于天体的颜色和辐射谱的形状取决于表面温度的高低，色指数的大小反映了天体的温度。

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

天体位于10pc距离处的视星等，它实际上反映了天体的光度。

对同一颗恒星：

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

对不同的恒星：

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

其中L⊙=3.86×1033ergs-1,M⊙=4.75m

距离模数(distancemodulus)：m-M

d=10(m-M+5)/5光度与绝对星等之间的关系10,00010010.010.0001-5.25-0.25+4.75+9.75+14.75光度L/L⊙绝对星等§1.4恒星的光谱和赫罗图

1.恒星光谱(spectrum)典型的恒星的光谱由连续谱和吸收线构成。2.恒星光谱的形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。3.恒星的温度与光谱恒星的表面温度还反映为恒星的特征谱线强度。例如，A型星的H线最强，温度比A型星低或高的恒星，H线较弱。

这是因为使不同元素的原子产生特定的光学吸收线要求原子中的电子处于某些特定的能级上，而电子的能级布居取决于温度的高低。4.Harvard光谱分类

Harvard大学天文台的天文学家在1890-1910年首先提出的恒星光谱分类法。

AnnieJumpCannon

Oh,BeAFineGuy(Girl),KissMe!根据恒星光谱中Balmer线的强弱，恒星的光谱首先被分成从A到P共16类。后来经过调整和合并，按照温度由高到低的次序，将恒星光谱分成O,B.A,F,G,K,M七种光谱型(spectraltype).光谱型

表面温度(K)

颜色

特征谱线

O30,000蓝强电离He线，重元素多次电离线B20,000蓝白中性He线，重元素一次电离线，H线A10,000白H线，重元素一次电离线F7,000黄白重元素一次电离线，H线和中性金属线G6,000黄重元素一次电离线，中性金属线K4,000红橙中性金属线，重元素一次电离线M3,000红中性金属线，分子带

每一种光谱型可以继续分为0-9十个次型。太阳的光谱型为G2

。恒星的颜色不同光谱型恒星的辐射能量比较DigitalStellarSpectraA9-O5mainsequencestars

DigitalStellarSpectraK5-F7mainsequencestars5.赫罗图(H-Rdiagram)

由丹麦天文学家E.Hertzsprung和美国天文学家H.R.Russell创制的恒星的光度-温度分布图。

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。

LT恒星的分布？天空100颗最亮的恒星在赫罗图上的分布。太阳附近5pc范围内的恒星在赫罗图上的分布。SampleStarDistributionHipparcos卫星测量的恒星的赫罗图。

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

赫罗图上的等半径线

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6.Yerkes光谱分类

恒星的光度级分类

Harvard光谱分类并不能唯一确定恒星在赫罗图上的位置，Yerkes天文台的天文学家根据谱线宽度的变化，对恒星进行光度分类。

原因：谱线的压力（碰撞）致宽。如主序星，体积小，大气密度高，压力高，碰撞频繁，谱线较宽；巨星，体积大，密度低，压力小，谱线尖锐。

根据恒星光度的高低，将恒星分为I–VII七个光度级。

光度级数值越小，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—亚巨星V—矮星VI—亚矮星、VII—白矮星

(2)恒星的二元光谱分类

在光谱分类的基础上，结合恒星的光度级分类得到恒星的二元光谱分类

。如太阳的光谱型为G2V。

由恒星的光谱型可以确定恒星的表面温度和光度，即恒星在赫罗图上的位置。

分光视差(spectroscopicparallax)—利用恒星的光谱特征测定恒星的距离。

光谱→绝对星等→距离模数→距离§1.5双星和恒星的质量

1.双星由在彼此引力作用下互相绕转的两颗恒星组成的双星系统。大部分的恒星位于双星和聚星系统中。组成双星的两颗恒星均称为双星的子星（主星、伴星），以椭圆轨道相互绕转。研究双星的意义→验证万有引力定律→测量恒星质量→研究恒星结构（形状、大小、大气）→研究恒星演化2.目视双星和恒星质量的测定

(1)目视双星(visualbinaries)在望远镜内能够分辨出两颗子星的双星系统。Krueger60

双星的轨道运动

两颗子星围绕公共质心作椭圆运动，半长径分别为a1和a2.公共质心位于椭圆的焦点上，子星在运动时与公共质心始终位于一条直线上。椭圆轨道的大小与子星的质量有关，

M1a1＝M2a2如果以一颗子星以参照点，另一颗子星的相对运动也是一个椭圆，其半长径为

a＝a1+a2

目视双星质量的测定

利用Kepler第三定律和Newton万有引力定律：得到：以太阳-地球系统为参照其中a,P为双星的轨道半长径和周期。(2)天体测量双星(astrometricbinaries)

某些双星的一颗子星较暗，很难观测到，但通过较亮子星的自行轨迹的变化推测其伴星的存在。

双星系统的质心以直线运动，但每一颗子星的运动轨迹是波浪形的，

如天狼星（Sirius）。

3.分光双星(spectroscopicbinaries)

通过子星轨道运动引起的谱线的Doppler位移确定其双星性质。 双线、单线分光双星。谱线位移取决于双星轨道倾角的大小。

视向速度曲线

由子星谱线的Doppler位移得到的子星的视向速度随时间的变化曲线。如子星1的轨道运动速度为V1,0，双星轨道平面的法线与视线的夹角为i,它的视向速度为由于得到

且

由于轨道倾角未知，由恒星的质量函数不能确定恒星的质量，但可用于恒星质量的统计分析。

质量函数(massfunction)

利用Kepler第三定律消去上式中的a得到双星的质量函数为4.食双星(eclipsingbinaries)

子星相互交食造成亮度变化的双星。

光变曲线(lightcurve)：子星间的相互交食造成双星亮度的变化曲线。

由光变曲线可以得到：

两颗子星的温度比、轨道倾角（→恒星质量）和恒星的大小。

5.主序星的质光关系和质量-半径关系

恒星质量分布：~0.1M⊙≤M≤~100M⊙

（褐矮星）密度分布:10-6gcm-3（超巨星）

→1.4gcm-3（太阳）→106gcm-3（白矮星）主序星的质光关系：

L~M

2-4主序星的质量-半径关系：

R~M0.5-1不同质量的恒星在H-R图上的分布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。§1.6天文望远镜1.光学望远镜反射望远镜折射望远镜折射望远镜的缺点色散对红外、紫外光线吸收镜面形变镜面（双面）磨制

最大的（1米）折射望远镜反射望远镜的类型牛顿式卡塞格林式折轴式Palomar天文台的5米Hale望远镜Keck双望远镜之一（口径10米）望远镜的性能指标聚光能力 天体成像亮度

∝有效镜面面积

∝有效口径2不同口径望远镜中的仙女星系角分辨本领 主要取决于光的衍射 角分辨率（角秒）=0.25λ(μm)/D(m)

仙女星系大气扰动影响Seeing欧洲南方天文台哈勃空间望远镜1990年发射，位于距地面600千米、周期95分钟的轨道上2.4米口径镜片，可以在光学、紫外和红外波段进行观测2002年3月添加theAdvancedCameraforSurveys(ACS)HST在1993年修复前后拍摄的星系M100像比较望远镜接收设备电荷耦合器件(CCD)特点 量子效率达75%

照相：<5%2.射电望远镜全天候。受地球大气和星际物质影响较小。射电波的长波限制了望远镜的角分辨率。

The100-MeterGreenBankRadioTelescope

Arecibo射电望远镜射电干涉仪利用电磁波的干涉原理，将两个或多个天线按一定方式排列，用传输线或其他方式连到接收机上进行相加或相关处理。其空间分辨率取决于天线基线的总长度。有效面积由各个天线的大小决定。甚大阵（VLA）星系M51的射电与光学像3.红外望远镜名称组织时间口径波长范围角分辨率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.紫外望远镜名称组织时间有效口径波长范围HubbleNASA1990-2.4m>1200AFUSENASA1999-0.7m912-3000A

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

5.X射线卫星望远镜X射线光子很难被反射。掠射望远镜。名称组织时间有效面积

(cm2)频率范围

(keV)角分辨率(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与Chandra卫星对蟹状星云的观测6.γ射线卫星名称组织时间频率范围有效面积(cm2)角/谱分辨率ComptonGRONASA

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

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

80001o/20§2.1太阳的物理性质基本数据质量 1.99×1030

kg=332,000M⊕半径 6.96×105

km=109R⊕角直径 32.5′密度 150–1.4–10-7

gcm-3转动周期 25.4[e]–

34.4[p]days温度 1.5×107–5800–107

K光度 3.86×1033

ergs-1太阳的化学组成元素质量丰度Hydrogen73.5%Helium24.8%Oxygen0.788%Carbon0.326%Nitrogen0.118%Iron0.162%Silicon0.09%Magnesium0.06%Neon0.16%整体结构核心区 辐射区对流区光球色球过渡区日冕§2.2太阳与恒星的能源

1.太阳的能源L⊙≈3.8×1033ergs-1,τ⊙≈5×109yr可能的能源：(1)化学反应：2H+O→H2O+E

τ≤30yr(2)引力收缩(KelvinandHelmholtz)：辐射→压力↘→收缩→温度↗→辐射τ~(GM⊙2/R⊙L⊙)~107yrLordKelvin(1824-1907)热核聚变反应核子1+核子2

核子3+能量质量亏损 核子1+核子2质量>核子3质量热核聚变反应要求粒子处于高温高密状态SirArthurS.Eddington(1882-1944)

热核反应原理Einstein质量-能量关系：E＝mc2

原子核结合能：Q＝[(Zmp＋Nmn)－m(Z,N)]c2/A

Z—核电荷数（原子序数），N

—中子数 A＝Z＋N

原子量Fe元素具有最大的结合能结合能较小的原子核聚变成结合能较大的原子核会释放能量。2.H燃烧41H→4He+EE＝(4mH－mHe)c2≈(4×1.67×10-24－6.644×10-24)×c2

≈4×10-5erg燃烧效率η≈0.7%(1)质子-质子链(ppchain)

8×106

K＜T＜2×107K,M＜1.5M⊙

ppI:①1H+1H→2H+e++νe②2H+1H→3He+γ

③3He+3He→4He+21H(2)碳氮氧循环(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质子-质子链与碳氮氧循环核反应的比较恒星内部的流体静力学平衡恒星内部的核反应速率对温度十分敏感，

ε∝T4(PP),T17(CNO)恒星如何维持稳定的核燃烧过程？恒星是稳定的气体球，其内部任意一点必须维持流体静力学平衡。 （向内的）重力

（向外的）压力差 T↑→ε↑→P↑→R↑

→T↓恒星内部的流体静力学平衡越往恒星内部，重力越强。恒星的内部压强自外向内逐渐增强。恒星的温度自外向内逐渐升高。太阳核心的温度由此可以估计为1500万度，足以维持H的热核聚变反应的进行。3.比H更重的元素的燃烧He燃烧(3α反应) T＞108K 34He→12C+γ①4He+4He↔

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

当恒星内部形成Fe后，由于Fe的聚变反应吸热而不是放热，恒星内部的热核反应由此停止。太阳中微子问题

(TheSolarNeutrinoProblem)

中微子是一种不带电、质量极小的亚原子粒子，它几乎不与任何物质发生相互作用。太阳内部H核聚变释放能量的5%被中微子携带向外传输，每秒大约有1015个中微子穿过我们的身体。目前接收到的太阳的辐射（光子）实际上产生于~105-107年前的太阳内部，而中微子则是在当时产生的。

光子在太阳内部的无规行走(randomwalk)SpectrumofSolarNeutrinosWater太阳中微子的产生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太阳中微子的探测

原理(1)中微子与C2Cl4相互作用37Cl+ν→37Ar+e(2)37Ar俘获内壳层电子37Ar+e→37Cl+ν(3)37Cl退激发释放光子

Homestake金矿中微子实验室1.6kmC2Cl4中微子探测器宇宙线ArArgonAtom100,000gal.tank金矿ArSudburyNeutrinoObservotary(SNO)inCanada

Super-KamiokandeNeutrinoObservotaryinJapan太阳中微子探测器太阳中微子失踪案实际测量到的太阳中微子数目只有理论计算值的约2/3。可能的原因：太阳内部结构与成分与太阳标准模型差异中微子物理——中微子振荡 电子中微子、μ中微子和τ中微子。揭示中微子失踪之谜

Measurementoftherateofνe+d

p+p+e－

Q.R.Ahmadetal.(178persons)2001年，SNO的观测结果证实中微子事实上没有失踪，只是在离开太阳后转化成μ中微子和τ中微子，躲过了此前的探测，这间接证明中微子具有质量。DirectEvidenceforNeutrinoFlavorTransformationfromNeutral-CurrentInteractionsintheSNO

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

§2.3太阳内部

热平衡能量传输的三种形式：辐射、传导与对流。太阳核心区产生的能量主要通过辐射与对流向外传递。辐射(radiation)辐射传热：恒星内部的冷物质通过吸收热区的光子而加热。辐射平衡：如果恒星内部产生的能量全部由辐射向外传递，则称恒星处于辐射平衡。辐射平衡下的温度梯度为：

其中κ

为不透明度系数。不透明度来源： 电子束缚-束缚跃迁（原子吸收线） 电子束缚-自由跃迁（光致电离） 电子自由-自由跃迁（轫致辐射）不透明度对恒星结构的影响

κ↓→dL↑→Tc↓→P↓→R↓→κ↑

κ↑→Tc↑→P↑→R↑→κ↓对流(convection)：气体在冷热区域之间的大规模的循环流动产生对流的物理条件 随着恒星内部的不透明度或产能率增大，辐射温度梯度值增大，辐射不再是传递能量的有效方式，或辐射平衡是不稳定的，这时在恒星内部产生对流。对流传热的物理过程 热气体膨胀上升，冷却后下沉，形成物质流动的循环和热量的传递。对流不仅传递能量，还起着混合物质的作用。对流平衡下的温度

γ—绝热指数2.恒星中的辐射和对流区

判据辐射区|dT/dr(rad)|<|dT/dr(conv)|对流区|dT/dr

(rad)|>|dT/dr(conv)|由辐射平衡下的温度梯度知对流区出现的条件：温度低或产能率高。(1)低质量主序星(M<1.5-2M⊙)辐射区＋对流包层核心区ε~T4

→能量产生于较大的内核包层：T↓→κ↑区域R/R(0)T(K)ρ(g/cm3)能量传输核心区0.0-0.25~15,000,000-8,000,000~160-10辐射辐射区0.25-0.85~8,000,000-500,000~10-0.01辐射对流区0.85-1.0~500,000-10,000<0.01对流太阳内部的辐射与对流区(2)大质量主序星(M>1.5-2M⊙)对流区＋辐射包层核心区ε~T17

→能量产生于很小的内核区（对10M⊙恒星，50%的能量产生于包含2%质量的体积内）。(3)极低质量主序星(M<0.8M⊙)低温整体对流3.物态气体内部的总压强主要由两部分组成： 气体粒子运动产生的气体压强和光子产生的辐射压强P＝Pg＋Prad

非简并气体(non-degenerategas)理想气体状态方程Pg＝nkT＝ρkT/μmH 其中μ:平均分子量，mH:H原子质量对完全电离等离子体：

Pg＝ρkT

(2X＋3Y/4＋Z/2

)/mH辐射压Prad＝aT4/3简并气体(degenerategas)(1)电子简并条件：高密、低温。(2)电子简并压的物理成因：Pauli不相容原理：电子不可能占据两个相同的能态Heisenberg测不准原理△X△PX＞h(3)电子简并压非相对论性电子（v<<c）:Pe~ρ5/3相对论性电子（v≤c）:Pe~ρ4/3

抗压缩性，与温度无关(4)离子压强PI＝ρkT

(X＋Y/4

)/mHDegeneracy§2.4标准太阳模型恒星内部的平衡条件(1)质量连续性方程考虑质量为M、半径为R的气体球，半径为r、厚度为dr的球壳所包含的质量为：dM(r)＝4πr2ρdr→dM(r)/dr＝4πr2ρ(2)流体静力学平衡对半径为r、厚度为dr的球壳内面积为dA的气体元，重力dFg＝－GM(r)dM/r2＝－GM(r)ρdAdr/r2压力dFP＝PdA－(P+dP)dA＝－dPdA0＝dFg+dFP＝－GM(r)ρdAdr/r2－dPdA→dP/dr＝－GM(r)ρ/r2(3)能量守恒L(r)—单位时间通过半径为r的球面的能量ε(r)—单位物质在单位时间产生的能量半径为r、厚度为dr的球壳两侧的能量差dL＝L(r+dr)－L(r)＝εdM＝4πr2ρεdr→dL/dr＝4πr2ρε(4)能量的传输dT/dr=dT/dr|rad+dT/dr|con恒星模型(StellarModel)假设恒星是球对称的，给定恒星的初始质量M和化学组成X,Y,Z，

对某一特定半径r处的球壳，求解由：流体静力学平衡方程，质量连续性方程，能量守恒方程，能量传输方程，和物态方程（理想气体、简并气体），产能率公式，不透明度公式，组成的方程组，以及边界条件：当r＝0时，M(0)＝0，L(0)=0;当r＝R时，M(R)＝M,T(R)=0,P(R)=0可以得到：恒星的结构，即恒星从中心到表面不同半径r处的压强P、密度ρ、温度T、质量M、光度L、产能率ε和不透明度κ等。

标准太阳模型(TheStandardSolarModel)日震学(Helioseismology)太阳的内部扰动产生压力波（声波）。在太阳表面，声波表现为表面物质的上下振荡（幅度~几千米，周期~5-10分钟）。太阳振荡造成谱线位移。利用太阳表面的振荡可以研究太阳的内部结构。TheSolarandHeliosphericObservatory，1995年12月2日发射，研究太阳的内部结构、外层大气和太阳风的起源。恒星质量-光度关系的解释质量越大的恒星引力越大。流体静力学平衡要求内部压强越大。状态方程表明内部温度越高。产能率越高。光度越高。恒星的结构与演化

由于核反应的进行，恒星内部的化学组成发生变化，如经过Δt时间H元素丰度的变化为ΔX∝-εΔt。将新的化学组成作为初始条件重新代入上述方程组求解，得到恒星在时间后的结构。依次类推，可以求得恒星的结构随时间的变化，即恒星的演化。

§2.5太阳大气光球可见光辐射区，半径约700,000km，温度约6000K，利用吸收光谱确定了67种元素的化学组成。米粒组织光球上的明亮斑点，平均直径约1000km，寿命约5-10分钟，米粒比光球温度高300-400K，由光球下面的气体对流造成。色球位于光球上方，厚度约2,000-3000km，密度稀薄，光度较低，产生发射线，仅在日全食时才能观测到。日冕太阳大气的最外层，温度~106–107

K，非常稀薄的电离气体。日冕的高能辐射紫外X射线太阳风太阳释放的快速带电粒子流。太阳风源于日冕的高温。质量损失率~1012gs-1。太阳风主要通过冕洞向外流失。CannibalCoronalMassEjections

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

Thissequenceofimagesisfromacomputeranimationillustratinganartist'sconceptofCoronalMassEjection(CME)cannibalism.Credit:NASA,WaltFeimer,Max-QDigitalGroup,Honeywell太阳风与极光地球磁层§2.6太阳的活动太阳黑子光球上不规则的黑色区域，大小约10,000千米，温度约4000–4500K。通常成群出现。太阳黑子的变化黑子的持续时间为几小时到几个月。利用黑子在日面的运动可以确定太阳的较差转动。太阳黑子的变化黑子数的平均变化周期大约为11年。在此期间黑子逐渐向赤道方向运动。太阳黑子与磁场Zeeman效应磁场→谱线分裂，谱线分裂程度→磁场太阳黑子处的磁场比周围区域磁场强1000倍左右。黑子与太阳磁场较差转动导致太阳磁力线缠卷。黑子与太阳磁场磁场穿透太阳表面，黑子形成。WhatLiesBeneathaSunspot?Usingtechniquessimilartomedicalultrasounddiagnostics,scientistshavepeeredinsidetheSunanddiscoveredwhatliesbeneathsunspots,planet-sizeddarkareasonthesurfaceofourstar.Sunspotsaresurprisinglyshallow,andtheylieontopofswirlinghurricanesofelectrifiedgasbigenoughtoswallowtheplanetEarth.太阳磁场的形成——发电机理论太阳22年活动周期TheResurgentSun

Evidenceismountingthatsomesolarcyclesaredouble-peaked.Theongoingsolarmaximummayitselfbeadouble--andthesecondpeakhasarrived.太阳活动区日珥突出日面的物质抛射。比日面暗弱，需要单色观测或在日全食时观测。与黑子有密切联系。来自色球/日冕的冷气体云。§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总是试图处于稳定状态（流体静力学平衡和热平衡）。当恒星无法产生足够多的能量时，它们就无法维持热平衡和流体静力学平衡，于是开始演化。

恒星的一生就是一部和引力斗争的历史！Russell-Vogt原理 如果恒星处于流体静力学平衡和热平衡，而且它的能量来自内部的核反应，它们的结构和演化就完全唯一地由初始质量和化学丰度决定。恒星演化时标(1)核时标(nucleartimescale)恒星辐射由核心区（约1/10质量）核反应产生的所有能量的时间。tn＝E/L＝η△Mc2/L

≈0.7%0.1Mc2/L

≈(1010yr)(M/M⊙)(L/L⊙)-1(2)热时标(thermaltimescale)恒星辐射自身热能的时间，或光子从恒星内部到达表面的时间。tth＝(0.5GM2/R)/L≈(2×107yr)(M/M⊙)2(R/R⊙)-1(L/L⊙)-1

(3)动力学时标(dynamicaltimescale)如果恒星的内部压力突然消失，在引力作用下恒星坍缩的时间。td＝R/V

≈(R3/GM)1/2≈(27min)(R/R⊙)3/2(M/M⊙)-1/2恒星统计与演化如果相同质量的恒星的演化过程基本相同，在H-R图上恒星的不同类型反映它们处于不同的演化阶段。如果恒星的诞生率和死亡率一致，在H-R图上某一类恒星数目的多少就反映了恒星在该演化阶段所停留时间的长短。2.主序星的演化主序星的性质均匀的化学组成核心H燃烧质量范围:0.08M⊙<M<~100M⊙

质光关系和质量-半径关系 L~M2.5-4,R~M0.5-1

主序星的演化(1)零龄主序(zeroagemain-sequencestar,ZAMS)刚刚开始核心H燃烧的恒星，在H-R图上占据主序带的最左侧。(2)演化时标——核反应(41H→4He+γ)

时标tn＝η△Mc2/L

≈(1010yr)(M/M⊙)(L/L⊙)-1

≈(1010yr)(M/M⊙)-2.5forM>M⊙or(1010yr)(M/M⊙)-2forM<M⊙不同质量主序星的演化时标

M(M⊙)30151.00.5tn(yr)2×10610710106×1010主序星的内部化学组成的变化随着核反应的进行，核心区的H元素丰度逐渐减小，直至枯竭，全部转变成He。主序带：主序星从核心H燃烧开始到结束在H-R图上占据的带状区域演化路径核反应→核心区粒子数n↓→P

c↓→核心收缩Rc↓→核心区温度Tc↑，核反应产能率ε↑→光度L↑→包层压力P↑→恒星半径R↑§3.2恒星主序后的演化

低质量(M<2.25M⊙)恒星的演化M＝1M⊙恒星(1)脱离主序——亚巨星支(subgiantbranch)H-R图：恒星逐渐向右脱离主序。内部过程：核心H枯竭，体积膨胀。

(2)红巨星支(redgiantbranch)H-R图：恒星向右上方攀升成为红巨星。内部过程：核心H枯竭 →Rc↓→

Tc↑

核区电子简并→壳层H燃烧→R↑→T↓→在恒星包层，对流传递能量→L↑StructureofARedGiant(3)He闪(Heliumflash)H-R图：恒星攀升到红巨星支的顶点。内部过程：核心He开始燃烧（Tc～108K）→Tc↑（简并→

Rc不变）→ε↑→Tc↑→(..)→核心He爆燃(△t~minutes,

L~1011L⊙)→电子简并解除(4)水平支(horizontalbranch)H-R图：恒星向左下方移动至水平支内部过程：核心He（壳层H）燃烧→Rc↑→Tc↓→R↓→T↑(5)渐进巨星支(asymptoticgiantbranch)H-R图：恒星向右上方再次攀升成为红超巨星内部过程：核心He枯竭（CO核）→Rc↓→Tc↑→壳层He和H燃烧→L↑R↑T↓热脉冲(thermalpulses)H-R图：恒星移至渐进巨星支顶点。内部过程：壳层He闪（不稳定燃烧）→恒星脉动（热脉冲）→抛射红巨星的包层（25%-60%质量）→行星状星云+高温简并CO核心(6)行星状星云的CO核心坍缩成白矮星H-R图：恒星向左方移动。内部过程：核心收缩→T↑行星状星云向外弥散(7)白矮星冷却H-R图：恒星向右下方移动。内部过程：白矮星冷却→黑矮星。低质量恒星的一生行星状星云(planetarynebulae)低质量恒星在死亡时抛出的气体包层，受到中心高温白矮星的辐射电离而发光。通常为环形，年龄不超过~5×104

yr。螺旋星云HelixNebulaRingNebula哑铃星云DumbbellNebulaCat'sEyeNebula沙漏星云蝴蝶星云TheEskimoNebula

2．较高质量(M>2.25M⊙)恒星的演化

(1)与低质量恒星演化的主要区别恒星内部的H燃烧通过CNO循环进行，内部温度更高，辐射压对维持恒星的力学平衡起更大的作用，主序寿命更短。He核不再是简并的，C和更重元素的燃烧可以进行。核心区核反应产生的能量主要以对流的方式向外传递。

在H-R图上演化轨迹恒星内部物理过程1.恒星向右方移动成为红超巨星。核心H枯竭（He核）→壳层H燃烧。2.恒星向左方移动。核心He平稳燃烧→Rc↑→R↓→T↑3.恒星向右上方攀升至红超巨星。核心He枯竭（CO核）→壳层He和H燃烧→R↑→T↓4.恒星向左方移动，然后折向右下方(?)红超巨星(热脉冲、超星风)→行星状星云+高温简并CO核CO核坍缩→高温白矮星白矮星冷却→黑矮星(2)中等质量（M＝5M⊙）恒星的演化5M⊙恒星的演化中等质量恒星的演化(3)高质量恒星的演化演化表现：O型星→蓝超巨星→黄超巨星→红超巨星→超新星恒星内部物理过程：核心H枯竭→壳层H燃烧→核心He燃烧→核心He枯竭→壳层He和H燃烧→核心C燃烧→核心C枯竭→壳层C、He和H燃烧→O,Ne,Si燃烧…→Fe核AMassiveStaratTheEndofItsLife核坍缩与超新星爆发核心核反应停止Rc↓Tc↑Fe核光致离解4He光致离解e-+p→n+νe能量损失→Pe↓Rc↓→Tc↑星核坍缩当ρc=ρnu，核坍缩停止→激波反弹→壳层抛射→II型超新星爆发→中子星SequenceofEventsinaSupernovaExplosionTypeIIsupernovae超新星爆发的数值模拟(4)特大质量恒星的演化星风引起的质量损失和恒星演化。 高光度恒星通常有很强的星风～10-6-10-4

M⊙yr-1

如沃尔夫-拉叶(WR)星。演化过程 O型星→蓝超巨星→（红超巨星）→WR星→Ib/Ic型超新星+中子星/黑洞高质量恒星的一生(5)超新星(supernovae)和超新星遗迹(supernovaremnants)II/Ib/Ic型超新星—高质量恒星在演化末态发生的剧烈爆炸。

星系M51中的SN1991T特征：

光度L～107-1010

L⊙， Lf/LI～108

爆发能E～1047-1052ergs-1（99%中微子，1%动能，0.01%可见光）膨胀速度v～103-104kms-1

产物：

膨胀气壳（超新星遗迹）+致密天体（中子星或黑洞）SN1998aqinthegalaxyNGC3982

历史超新星

爆发时间(AD)光度极大星等发现者遗迹185?-8中国天文学家RCW86393-1中国天文学家837?-8?中国天文学家IC4431006-10中/阿天文学家SN10061054-5中/日天文学家CrabNebula1181-1中/日天文学家3C581572-4TychoBraheTycho1604-3KeplerKepler16805?JohnlamsteedCasA1987+2.9IanSheltonSN1987A分类：I型（Ia,Ib/Ic）—无H线；II型—有H线光变曲线不同爆发机制：Ia超新星爆发：双星系统中，吸积白矮星中的C爆燃。Ib/Ic,II型超新星爆发：大质量恒星的核坍缩。TWOTYPESOFSUPERNOVAESupernovaTypeTypeIaTypeIIMaximumLuminosity3x109

L⊙3x108

L⊙SpectrumNoHlinesLinesofmanyheavyelementsHydrogenlines

ParentStarWhitedwarfinbinarysystemMassivestarTriggermechanismMasstransferfromcompanionCollapseofironcoreExplosionmechanismThermonuclearexplosionofC/Ocore

ironReboundshockfromneutronstarsurface:neutrinopressureLeftbehindNothingNeutronstarDebrisMostlyironAllkindsofelements超新星1987A1987.2.23爆发于LMC(d=170,000ly)，是人类自望远镜发明以来第一颗凭肉眼发现的超新星。前身星：Sanduleak--69°202，B3I型蓝超巨星M~20M⊙，L~105

L⊙，T~16,000K，R~40R⊙超新星1987A的光变曲线在爆发前1.8-3小时，日本Kamioka和美国IMB的的探测仪测量到19个中微子超新星1987A的中微子探测超新星爆发的大部分能量被中微子带走→中微子辐射能5×1053

ergs→辐射5×1058个中微子→爆发前20小时地球上每m2有5×1014个中微子穿过超新星1987A的遗留物：环状星云SN1987AinX-ray环状星云的结构超新星遗迹超新星爆发抛出的大量物质在向外膨胀过程中与星际物质和磁场相互作用而形成的气体星云。强射电辐射和高能辐射源（同步加速辐射，激波加热）。年龄≤~105

yr形态分类： 壳层型（辐射主要来自纤维状的球形壳层和星际气体的相互作用）。 混合型（辐射来自遗迹整个区域，并且由中心的脉冲星提供能源）。CrabNebula-OpticalandX-ray典型的超新星遗迹TychoNebula

天鹅圈CygnusLoopPuppiesA

脉冲星恒星初始质量(M⊙)演化结局<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?不同质量恒星的演化结局3.恒星演化与元素合成

宇宙元素丰度

元素粒子数相对丰度（%）H（1个核子）90He（4个核子）9Li族（7.1个核子）0.000001C族（12个核子）0.2Si族（23.8个核子）0.01Fe族（50.2个核子）0.01中等质量元素（63个核子）0.00000001重元素（>100个核子）0.000000001宇宙中的各种元素是如何形成的？宇宙元素丰度2.原初元素—H,He和少量的Li,B,Be，形成于宇宙大爆炸初期。3.恒星内部的核合成(nuclearsynthesis)燃烧过程产物温度(K)最小质量(M⊙

)H燃烧He2×1070.1He燃烧C,O2×1081C燃烧O,Ne,Na,Mg8×1081.4Ne燃烧O,Mg1.5×1095O燃烧Mg-S2.0×10910Si燃烧Fe峰元素3.0×10920恒星演化与元素合成比Fe峰元素更重元素的形成—中子俘获

反应(Z,A)+n→(Z,A+1)+γβ衰变：(Z,A+1)→(Z+1,A+1)+e-+1)慢过程(s-process)中子俘获过程比β衰变慢发生在恒星内部，形成→209Bi（铋）元素。2)快过程(r-process)中子俘获过程比β衰变快发生在超新星爆发，形成→251Cf（锎）元素。§3.3恒星演化的观测证据

1.星团(starcluster)及其H-R图恒星在天空中的分布有聚集成团的现象。形态不规则大小～6-50ly质量～102-103

M⊙恒星密度～0.1-10M⊙ly-3

ρ/ρ0～10-50空间分布银道面附近Z<200pc成员星年轻、中等年龄恒星昴星团（Pleiades）疏散星团(openclusters)TheM7OpenStarClusterinScorpius

形态球形或扁球形大小～60-300ly质量～104-107

M⊙恒星密度～1-100M⊙ly-3ρ/ρ0~50-103空间分布以银心为球心的球状分布，d