《天文学概念课件》由会员分享，可在线阅读，更多相关《天文学概念课件（61页珍藏版）》请在金锄头文库上搜索。
1、天 文 学 概 论 A Brief Course of Astronomy,Astronomy 4230,Lecture 5 Stellar Structure,Sample Star Distribution,质光关系(mass-luminosity relation)： L M 2-4 质量半径关系(mass-radius relation)： R M 0.5-1,赫罗图H-R Diagram,恒星的光度和表面温度之间的关系。,1913年，美国天文学家Henry Norris Russell (罗素)把太阳近邻恒星的光度和光谱型绘制在一张图上。 光度 光谱型分布图,L,T,？,H. R.
2、Russell,1911年，丹麦天文学家Ejnar Hertzsprung(赫兹普隆)把同一个星团的每一颗恒星的亮度对色指数创制成一张图。,E. Hertzsprung,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,Conclusions from the H-R Diagram,Conclusions from the Hertzsprung-Russell Diagram Stars can be classified into different groups. Most stars lie in a band stretching from very red 当rR 时，
3、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r, 温度T, 质量M, 光度L, 产能率e, 和不透明度k等。,标准太阳模型 (The Standard Solar Model),恒星的能源,太阳的能源 L3.81033 ergs-1, t5109 yr,What fuel does the Sun use ?,A truly gigantic energy crisis emerges: Sun is billions of years old. Life on Earth as well. Sun must s
4、hine roughly like today for already a long time. How does it create all the energy ? What keeps the Sun so hot ?,The Solar Energy Source,First guesses (early 18th century) : Chemical Processes (burning fuel) Maximum burning time : 10,000 years ! Using gravitational energy (Kelvin-Helmholtz mechanism
5、, mid-1800s) Slow contraction of Sun releases energy, heats gas up - energy radiated into space Maximum contraction time : 25 million years ! Only important at very early stage (birth of Sun),可能的能源： (1) 化学反应 (chemical reaction) 2H + O H2O + E 30 yr (2) 引力收缩 (gravitational contraction) 辐射压力收缩温度辐射 (GM
6、2/RL) 107 yr,Lord Kelvin,H. von Hemlholtz,A new Energy Source,Problem : Need more energy released per atom Solution : Albert Einstein : E = mc2 m = mass, c = speed of light, E = energy Mass and energy are equivalent. Why does that help ? Speed of light is a large number !,热核聚变反应(thermal nuclear fusi
7、on),核子1 + 核子2 核子3 + 能量 质量亏损 核子1质量+ 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,Sir Arthur S. Eddington,Coulomb barrier for charged-particle reactions,热核反应原理,Einstein质量-能量关系：Emc2 原子核结合能：Q( ZmpNmn )m (Z, N) c2 /A Z核电荷数（原子序数），N 中子数 AZN 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。,Thermonuclear Fusion,Turning mass i
8、nto energy : Transforming Hydrogen into Helium Mass balance : 4 1H atoms 6.693 x 10-27 kg 1 4He atom 6.645 x 10-27 kg - Mass lost : 0.048 x 10-27 kg Extremely efficient process : Fusing 1 kg of Hydrogen releases same energy as burning 20,000 metric tons of coal !,H燃烧 (H burning),4 1H 4He + e+ + E +
9、ne E(4mHmHe) c2 410-5 erg 燃烧效率h0.7%,质子质子链 (proton-proton chain) For stars with M 1.1M ppI: 1H + 1H 2H + e+ + ne 2H + 1H 3He + g 3He + 3He 4He + 2 1H,(2) 碳氮氧循环 (CNO cycle) For stars with M1.1M 12C + 1H 13N + g 13N 13C + e+ + ne 13C + 1H 14N + g 14N + 1H 15O + g 15O 15N + e+ + ne 15N + 1H 12C + 4He,质子
10、-质子链与碳氮氧循环核反应率的比较,T4,T17,恒星如何维持稳定的核燃烧？,恒星内部的核反应速率对温度十分敏感， eT4 (PP), T17 (CNO) 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 e P R T ,比H更重的元素的燃烧,He燃烧 (3a反应) T108 K 3 4He 12C + g 4He + 4He 8Be 8Be + 4He 12C + g,碳燃烧 ( M3M) 12C + 12C 24Mg + 23Na + p 20Ne + 4He 23Mg + n 16O + 2 4He,氧燃烧 12O + 12O 32S +
11、 31P + p 28Si + 4He 31S + n 24Mg + 2 4He,硅燃烧 28Si + 28Si 56Ni + 56Ni 56Fe + 2e+ + 2e,T,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，形成洋葱状的结构。,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 Dt 时间H元素丰度的变化为DX -eDt。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Dt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。,假定太阳的寿命是100亿年，那么一颗质量是太阳4倍的恒星寿命是多少？ 试阐明一颗稳定恒星所必须满足的两个平衡条件。,Homework 5,
