恒星的光谱和赫罗图
盖亚任务、宇宙微波背景辐射、星际消光与红化、多普勒效应、赫罗图
宇宙背景辐射
宇宙背景辐射是来自宇宙空间背景上的各向同性或者黑体 形式和各向异性的微波辐射，也称为微波背景辐射。 有一个很令人头痛的问题在困扰这物理学家们，宇宙到底是 如何演化的。那是有两大派系，一派认为宇宙是一个稳恒的 存在，不会变大也不会变小，而另一派认为宇宙是起源于一 次大爆炸，大爆炸之后宇宙一直是在动态演化中的。那时候 似乎大爆炸似乎不太靠谱，因为按照这个「大爆炸」的逻辑， 我们现在应该能够观测到大爆炸的余热，然而大家暂时还没 找到。 二十世纪中叶，有两位非常厉害的工程师（Arno Penzias 和 Robert Wilson），他们做了一台很大的天线。但是，在调试 天线的过程中，却发现无论天线朝向哪个方向，都有一个一 模一样的很讨厌的背景噪声。起初大家以为是天线上的鸟粪 造成的，但是大家清理了鸟粪，检查的各个地方，最后这个 背景噪声还是消不去。
2014年日、月食
2014年有两次月食和两次日食，值得我们重点关注的 是10月8日的月全食。
一、4月15日月全食
2014年的第一次月食发生在4月15日，月亮位于室女座位置，主 要可见于西半球。如下图，北美洲，南美洲大部分地区可见到月 食的全过程。在我国，仅有东北部东南部部分地区（台湾，江苏， 浙江，福建，山东省部分地区，图中P4~U4）可于月亮升起时可 见半影月食, 月亮带半影月食而出，不过食分已经很小，而且月 亮很低，肉眼无法察觉。其余地区均不可见。 此次月食最大本影食分是1.2907。月亮的视直径接近平均值，因 为月食时月亮接近远地点（4月8日22:53）和近地点（4月23日 8:28）的中间。这是2014-2015年间4次连续月全食的第一次。
二、4月29日日环食
2014年第一次日食发生在4月29日，月亮位于白羊座南部。这 是一次比较罕见的日食，因为月亮伪本影的轴心并没有投射在 地球上，只有边缘擦过地球，称为“非中心食”。具体有多罕见 呢？从公元前2000年到公元3000年上下五千年，发生3956次日 环食中只有68次（1.7%）是这种情况。不过罕见归罕见，实际 观测并没有什么意义。这次只有南极洲极小区域可见日环食。 月球伪本影的北侧在北京时间13:57:35开始接触到南极洲，六 分钟后14:03:25达到最大食（月球影轴距离地心最近）。又一个 六分钟后的14:09:36，伪本影离开地表，日环食结束。可见环食 的地区位于南极洲东部一个D形小区域 而可以看见日偏食的地区则大得多，包括印度洋南部、印 度尼西亚南部边带以及澳大利亚全境。澳大利亚主要城市的偏 食详情可以点这里，包括初亏、食甚、复圆的时间，太阳的高 度角、方位角、食分和掩盖面积比等信息。
恒星结构
L
H. R. Russell
T
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 蓝超巨星 红巨星 白矮星
从赫罗图得到的结论
恒星可被分为几类 多数恒星处于主序带 少数属于红巨星带 极少数属于白矮星带
Sir Arthur S. Eddington
Coulomb barrier for charged-particle reactions
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
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
dT 1 T dP (1 - )( )( ) dr P dr
—绝热指数
3. 物态 (Physical State) 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-degenerate gas) 理想气体状态方程 Pg＝nkT＝ kT/mmH 其中m : 平均分子量 ，mH : H原子质量 对完全电离等离子体： Pg＝ kT (2X＋3Y/4＋Z/2 ) /mH 辐射压Prad＝aT4/3
产能率e,
和不透明度k等。
标准太阳模型 (The Standard Solar Model)
天文学导论二
G
K
6,000
4,000
黄
红橙
重元素一次电离线，中性金 属线
中性金属线，重元素一次电 离线
M 3,000 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
Digital Stellar Spectra
A9-O5 main
(1) 定义 古希腊天文学家Hipparcos在公元前150年左右首先 创立了表征恒星亮度的星等系统（1星等 ~ 6星等）。 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。
Oh, Be A Fine Guy (Girl), Kiss Me!
光谱型 O B A F
表面温度(K) 30,000 20,000 10,000 7,000
颜色 蓝 蓝白 白 黄白
特征谱线 强电离 He 线，重元素多次 电离线 中性He线，重元素一次电 离线，H线 H线，重元素一次电离线 重元素一次电离线， H 线和 中性金属线
0.55
0.40 0.21
0.65
1.0 1.7
6,000
4,620 3,000
Betelgeuse(参宿四) B-V=1.85，星表温度 3100K
大火(Antares,蝎子座α) B-V=1.87，主星表面温度3400K 带一个B光谱型的矮伴星
恒星光谱表
恒星光谱表主序星：O、B、A、F、G、R、K、N、MO末期：O、J（碳氮星）、S、SC、MS、C（碳星）、氮星、钡星、甲烷星、无氢星恒星残骸：D（白矮星）、Q（中子星）、X（黑洞）沃尔夫拉叶星：WC（碳序）、WN（氮序）、WO（氧序）、WNC（氮碳序）、WCO（碳氧序）、WNO（氮氧序）其它恒星：Ap（G-O）、Mnp（A-O，汞锰星）、Va（F-B）、Ve（M-F，耀星）、BSS（蓝离散星）天文望远镜的存在开启了天文学的高速发展，因为高质量光谱和图像的存在，让人们对天文学的认知进行了大幅的跨越。
今天，我们写一篇简短的科普小文章，来领略一下恒星的观测光谱带来的魅力。
中古世纪的时候，人们对恒星的认知还仅仅存在于天空中发光发热的天体，但是到了现在，人们已经对恒星物理的认知已经深刻到能够描述恒星完整的一生。
当然，受限于现在天文观测技术的限制，我们能够观测的恒星还都局限于银河系中。
当然，从我们最最熟悉的黑体辐射开始。
什么是黑体辐射？简单的一句话：辐射的能量只依赖于温度这一个物理参数。
而恒星的观测光谱几乎都可以使用简单的黑体辐射来描述，当然，光谱中的发射线、吸收线等特征等不算在黑体辐射的考虑范围之内。
比如我们的太阳的辐射光谱可以使用一个简单的温度为5900K的黑体辐射来描述。
太阳辐射光谱既然恒星的光谱可以使用黑体辐射来描述，那么基于温度的不同，恒星被分为如下7个大类，每类中又包含有不同的小类。
读大学时，我们的老师告诉了我们一个很好记的英语句子：Oh，Bob, A Fine Gile Kissed Me! 于是就记住了恒星光谱分类的7大类：O、B、A、F、G、K、M。
从O型恒星到M型恒星，温度逐渐降低，而我们的太阳处在G型恒星类中。
由于黑体辐射的特点，从O类恒星到M类恒星，其辐射光谱的最高值对应的辐射频率逐渐向红端移动。
当然，随着天文学的进展，除了这7大类恒星外，还有一些其它的特殊的类型，比如W-型恒星（Wolf-Rayet星）、C型恒星（Carbon Star）、S型恒星（Sub-Carbon star）等但是这些类型的恒星树木过于稀少，这里不做讨论。
天体物理学复习提纲
一、 名词解释 1. 视星等；为考察星体的目视亮度，把最亮的星做为 1 等星，肉眼都能看见的做为 6 等星， 这就是视星等 2. 绝对星等；10pc 处恒星的视星等 3. 视差： 观测者在两个不同位置看到同一个天体的方向之差称为视差。 测量出天体的视差， 就可以确定天体的距离。 4. 光度：天体在单位时间内辐射的总能量，是恒星的固有量。 5. 天文单位（AU）；一个日地距离为 1AU。天文常数之一。天文学中测量距离，特别是测 量太阳系内天 体之间的距离的基本单位。 6. 大气窗口；电磁波通过大气层较少被反射、吸收和散射的那些透射率高的波段成为大气 窗口。通常 把太阳光透过大气层时透过率较高的光谱段称为大气窗口。 7. 黑体：能吸收所有外来辐射（无反射）并全部再辐射的理想天体。 8. 谱线红移：远离观测者辐射源发出的电磁辐射波长变长。 9. 切连科夫辐射：高速荷电粒子在介质中穿行时，如果粒子速度大于介质中的光速，就会 产生一种特殊辐射，它具有明显的方向性和强偏振等特点，这种电磁辐射称为切连科夫 辐射 10. 秒 差 距 ： 是 最 标 准 的 测 量 恒 星 距 离 的 方 法 ， 建 立 在 三 角 视 差 的 基 础 上 。 d=1/p, 1pc=3.26ly。 11. 色差： 色差是指由于不同颜色光折射率不同， 在光学上透镜无法将各种波长的色光都聚 焦在同一点 上的现像。 12. 望远镜： 望远镜在收集电磁波的信息中起收集光子和成像两种作用， 按照成像原理主要 分为折射式和反射式两种。 13. 宇宙线：是由来自外太空的高能粒子射线。主要由核子构成，其中包括约 90%质子+9% 氦核+1%电子+ 少量的重核，γ射线和超高能中微子也构成一小部分宇宙射线。 14. 引力波：引力波是时空曲率的扰动以行进波的形式向外传递（由星体或星系中辐射出 来）。 15. 激光干涉引力波天文台（LIGO）；是美国分别在路易斯安那州的列文斯顿和华盛顿州的 汉福德建造的 两个引力波探测器。采用迈克耳孙干涉仪和法布里‐珀罗干涉仪的原理。 16. （恒星） 色指数； 利用颜色来显示恒星表面温度的一个标量。 需要使用两种不同的滤镜， U 和 B 或 B 和 V，依序测出目标物的光度。 17. 恒星的赫罗图； 赫罗图是恒星的光谱类型与光度之关系图， 赫罗图的纵轴是光度与绝对 星等，而横轴则是光谱类型及恒星的表面温度，从左向右递减。 18. 主序星；主序星在可显示恒星演化过程的赫罗图上，是分布在由左上角至右下角，被称 为主序带上的恒星。燃烧氢。 19. 宇宙距离阶梯；恒星‐星系‐星系群‐星系团‐超团 20. 造父变星；一种周期性脉动的变星，它的光变周期与绝对星等的变化具有确定的关系， 即周光关系。 21. 造父变星的周期‐光度关系； 指造父变星具有的光变周期和绝对星等之间的关系。 可以 通过造父变星的光变周期求得绝对星等，进而求出距离模数，最终求得造父变星的距离。 22. 白矮星；是由电子简并物质构成的小恒星，密度极高，微弱的光度则来自过去储存的热 能。质量上限为 1.4 个太阳质量。 23. 中子星；是恒星演化到末期，经由引力坍缩发生超新星爆炸之后，可能成为的少数终点
天体与地球第三章恒星
恒 星 的 体 积 与 密 度
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（6）距离 ① 三角视差法测距
② 造父变星的周光关系测距 a. 造父变星： 是高光度周期性脉动变星，光度曲线和 光度周期非常稳定，可作为宇宙的量天尺
----标准烛光。 b. 造父变星的周光关系： 光度周期（天）与绝对星等之间呈线性 函数关系。
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三角视差法测距
① 主序星 几万亿年 ② 白矮星 核心区＜8千万K，氦不燃烧
核——电子简并收缩形成He白矮星 外层H——行星状星云 （2）＜0.07M日恒星的演化 为褐矮星，无热核聚变，仅有2H捕获 质子反应，几百万年2H耗尽，星体收缩， 呈简并固（液）态。释热后变成黑矮星。
55
4．超大质量恒星（> 8 M日）的演化 ----超新星、脉冲星与中子星
的恒星，体积越大，总辐射流量（光度）
越大，绝对星等越小。
9
（2）表面温度与恒星的光谱分类
①表面温度（有效温度）：40000-3000K
②哈佛光谱分类
光谱型 ： O、B、A、F、G、K、M
蓝白
黄红
次型 ： 每个谱型可分10个次型
③恒星光谱二元分类
哈佛光谱分类 + 光度级
太阳G2V ；黄色次二型；5770K；矮星
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II
型 超 新 星
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中 子 星 模 型
71
（2）脉冲星 ①脉冲星----射电天天学巨大发现 1976年剑桥卡文迪许实验室休伊什和贝尔 发现脉冲射电源，间隔1.3373秒，持续0.025 秒，“小绿人” →脉冲源→脉冲星 ②脉冲星模型----极高速旋转的致密天体
（3）中子星 ①中子星的预言和发现
③ 旋转中等，核心与包裹星云分离
—行星系统
4.恒星
三、主序星、红巨星、白矮星、中子星和黑洞
根据恒星在赫罗图上的位置，可分为主序星、红巨星、 超巨星、白矮星等几类，同时这种分类其实反映了 恒星的演化过程。 白矮星、中子星和黑洞是极为致密的恒星，同时也是 恒星演化的晚期产物。
赫罗图，又叫做光谱-光度图。
以恒星的光谱型（或温度）为横坐标，以它的光度 （或绝对星等）为纵坐标。
4.谱线红移测距法： 正在远离我们的遥远星系的光谱谱线偏离正 常频率位置而向红端移动。红移量与其距 离呈一定关系。Z＝Hd/c 难点：哈勃常数的确定。
三、恒星大小及其测定
1.月掩星法： 适用于有一定角直径且在白道附近的恒星。 2.干涉法： 适用于有一定角直径但不在白道附近的恒星。 这两种都先得出角直径，再配合距离，算出线直径。 3.光度法： 根据光度和表面温度，计算表面积，再算半径大小。 恒星的大小常以太阳半径做单位。恒星体积相差极为 悬殊。
M16（鹰状星云）
猎户座星云中的五个正在形成的恒星
二、主星序阶段 恒星一生中停留时间最长的阶段。 质量依然是恒星演化最主要的性质，决定了 恒星的结构，以及在此阶段停留的时间。
三、晚期演化阶段 1.小质量恒星 2.中等质量恒星 3.大质量恒星 4.密近双星
脉冲星：快速自转的中子星，被称作“宇宙灯塔”。
黑洞：理论预言中的一种天体，其强大的引力甚至使得它发射 的辐射都不能脱离自身，因而不能被“看”到。
白矮星、中子星和黑洞都属于致密星，恒星演化到了晚期的存 在形式。
第五节 恒星的形成和演化
一、形成阶段 1.引力干扰阶段：星际物质——星云 2.引力塌缩阶段：星云——星胚 3.快收缩阶段：星胚——原恒星 4.慢收缩阶段：原恒星——恒星
四、恒星质量及其测定 双星可直接测定。 单星用质光关系测定。
11_恒星的测量
得仙女座大星云M31的距离为75万光年(现在认 为应是220万光年) ★天琴座RR变星：它们光变周期不同，但绝对 星等都在+0.5等左右
★新星、超新星
作为测距的“标准烛光”：
新星 极大光度～ -7.6等 超新星 SNⅠ 光极大时 ～ -19等 SNⅡ 光极大时 ～ -17等
■行星状星云
■ HⅡ区 ■球状星团
全天可见约 6000 颗恒星
1 等星 22颗 2 等星 71颗 3 等星 190颗 4 等星 610颗 5 等星 1929颗 余下都是6等星
织女星 天狼星 满月 太阳
0.03m -1.44
m
- 4.4m 金星最亮时 -12.74 m -26.75
m
最大地面望远镜 +25m
+30m 哈勃空间望远镜
(3) 视星等的种类 • 由于接收器对不同频率的辐射，灵敏度不同， 所以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(v)、照相星等(pg)和光电星等(pe)， 在全波段测量得到的星等称为热星等(bol)。
第十五章 恒
星星的分类与演化过程解析
星星的分类与演化过程解析星星作为宇宙中的常见天体，具有丰富多样的分类。
在长期的观测和研究中，科学家们对星星的分类标准和演化过程有了较为清晰的认识。
本文将对星星的分类以及其演化过程进行解析，以便更好地理解宇宙中这些神秘而美丽的存在。
一、恒星的基本分类恒星是由气体云块的引力坍缩形成的巨大的球状天体，其核心处的核聚变反应使其释放出强烈的光和热能。
根据恒星的质量、亮度和温度等特征，可以将其分为以下几类：1. 主序星：主序星是恒星的主要分类，占据了绝大多数。
它们通过氢核聚变反应释放能量，维持稳定的状态。
主序星的质量范围广泛，从小质量的红矮星到大质量的蓝巨星都可以归类为主序星。
2. 赫罗图和谱型：赫罗图是以恒星的表面温度和亮度为坐标制成的图表，通过赫罗图可以清晰地看到恒星的分布规律。
而谱型则是根据恒星的光谱特征进行分类，包括O、B、A、F、G、K、M等类，其中O类为最热、蓝色的恒星，M类为最冷、红色的恒星。
3. 变星：变星是指其亮度存在规律性的周期变化的恒星。
根据其亮度变化的规律和机制，可将变星分为脉动变星、爆发变星和食变星等。
二、星的演化过程恒星的演化过程取决于其质量，质量较小的恒星演化过程相对较长，而质量较大的恒星演化过程则较为短暂。
根据恒星质量的不同，可将其演化过程分为以下几个阶段：1. 分子云坍缩：恒星的形成始于分子云的坍缩，由于引力的作用，分子云中的气体开始凝聚并逐渐形成致密的恒星核心。
2. 原恒星阶段：在恒星核心形成后，核心的温度和压力上升，恒星开始进行核聚变反应，释放出光和热能。
这个阶段被称为原恒星阶段。
3. 主序星阶段：当核聚变反应开始，并且恒星能够维持稳定的状态时，恒星进入主序星阶段。
在主序星阶段，恒星通过氢核聚变反应将氢转变为氦，释放出光和热能。
4. 红巨星阶段：主序星消耗完核心的氢燃料后，核心开始逐渐收缩，外层气体膨胀，恒星体积膨胀成为红巨星。
红巨星的亮度大幅增加，表面温度降低。
5. 恒星爆发与演化：红巨星会发生不同程度的恒星爆发，最终形成恒星各阶段不同的遗迹，如超新星、白矮星、中子星等。
恒星系统及其演化、星系
中质量恒星 行星状星云
在重力和电子互斥力平衡时，白矮星是相对稳定 的。在没有能量来源的情况下，恒星在漫长的岁月中 释放出剩余的能量，逐渐暗淡下去。最终，释放完能 量的白矮星会成为黑矮星，
中质量恒星 行星状星云
ห้องสมุดไป่ตู้
中质量恒星 行星状星云
中质量恒星
白矮星
中质量恒星
白矮星
中质量恒星
黑矮星
大质量恒星 超新星爆发
恒星的形成与演化
第3阶段：红巨星
在形成几百万到几千亿年之后，恒星 会消耗完核心中的氢。大质量的恒星会比小 质量的恒星更快消耗完核心的氢。在消耗完核心中的氢之 后，核心部分的核反应会停止，而留下一个氦核。
失去了抵抗重力的核反应能量之后，恒星的外壳开 始引力坍缩。核心的温度和压力像恒星形成过程中一样升 高，但是在一个更高的层次上。一旦核心的温度达到了1 亿开氏度，核心就开始进行氦聚变，重新通过核聚变产生 能量来抵抗引力。恒星质量不足以产生氦聚变的会释放热 能，逐渐冷却，成为白矮星。
的某种扰动，会产生不稳定性，从而引起收缩。收缩 过程的星云可能会分裂成一些碎块。 • 原恒星
质量非常小（小于0.08太阳质量）的原始星的温 度不会到达足够开始核聚变的程度，它们会成为褐矮 星，在数亿年的时光中慢慢变凉。
恒星的形成与演化
第2阶段：主序星
大部分的质量更高的原始星的中心温度会达到一 千万开氏度，这时氢会开始聚变成氦，恒星开始自行 发光。核心的核聚变会产生足够的能量停止引力坍缩， 达到一个静态平衡。恒星从此进入一个相对稳定的阶 段。
按照MK系统，太阳为G2V型星，表明太阳的光谱型 是G2，且是一颗主序星（矮星）。
赫罗图和恒星的结构
① 什么是赫罗图？ 丹麦科学家赫茨普龙(E.Hertzsprung)于1911年，
赫罗图
科技名词定义中文名称：赫罗图英文名称：Hertzsprung Russell diagram其他名称：光谱光度图(HR diagram定义：spectrum luminosity diagram)"以上内容由全国科学技术名词审定委员会审定公布百科名片赫罗图赫罗图（Hertzsprung-Russel diagram，简写为H-R diagram）是丹麦天文学家赫茨普龙及由美国天文学家罗素分别于1911年和1913年各自独立提出的。
后来的研究发现，这张图是研究恒星演化的重要工具，因此把这样一张图以当时两位天文学家的名字来命名，称为赫罗图。
赫罗图是恒星的光谱类型与光度之关系图，赫罗图的纵轴是光度与绝对星等，而横轴则是光谱类型及恒星的表面温度，从左向右递减。
恒星的光谱型通常可大致分为O.B.A.F.G.K.M 七种，要记住这七个类型有一个简单的英文口诀"Oh be A Fine Girl/Guy. Kiss Me!"目录历史背景基本简介形成原因恒星的光度温度和光谱型演化规律分布区域大小关系主序列带光谱型种类类型特性O：蓝色B：蓝白色F：黄白色G：黄色K：橙色M：红色星团赫罗图展开历史背景基本简介形成原因恒星的光度温度和光谱型演化规律分布区域大小关系主序列带光谱型种类类型特性O：蓝色B：蓝白色A：白色F：黄白色G：黄色K：橙色M：红色星团赫罗图展开编辑本段历史背景恒星种类繁多，各具特色，它们的性质主要由两个参数决定：一个是恒星表面的温度；另一个是恒星的光度，也就是恒星的绝对星等。
赫罗图1911 年，丹麦天文学家赫兹伯仑和美国天文学家罗素先后发现恒星的光度与表面温度有一定的联系。
他们把光度与温度作成一个图，图的横坐标表示恒星的光谱型，因恒星的光谱型与表面温度有关，因此横坐标也就表示恒星的表面温度；纵坐标表示恒星的绝对星等，因绝对星等是光度的一种量度，因此纵坐标也表示恒星的光度。
天文学基础09-恒星
超巨型 亮巨星 正常巨星 亚巨星 主序星（矮星） 亚矮星 白矮星
例如：太阳 G2V，表示一颗黄色主序星 参宿七 B8Ia，表示一颗光度特别大的蓝白色超巨星
二、赫罗图——光谱光度图
丹麦天文学家赫茨普龙（ E. Hertzsprung ）和美国天文 学家罗素（H. N. Russell）各自独立地提出了恒星的光谱 型与光度之间存在相关关系，并以图形来表示，称为赫罗图 或H-R图。
正反物质能够在达到一定温度的时候（阈温）由光子碰撞对称地 成对产生。 正反粒子碰到一起会发生“湮灭”，又变成光子，正反物质同时 消灭，并以强光形式放出能量。 1克正物质和1克反物质湮灭时释放的能量约 1.8 ×1014J，相当 于5000万度电能。
恒星内部的化学反应中应该有反物质产生。
3. 恒星的核聚变反应 a) 质子-质子反应（氢氦聚变）
天文学基础
（公共选修课教程）
上海工程技术大学
施
韡
§9 恒星
知道描述恒星的主要参数、分类；了 解恒星演化的大致规律。
重点：恒星演化规律。
§9.1 恒星的参数
一、恒星的亮度、星等、光度
恒星的亮度——在观测点与实现垂直的平面上， 星光产生的照度。 照度——被照亮的程度，单位勒克斯(lx)
坎 德 拉 (cd)—— 辐 射 强 度 为 每 球 面 度 1/683 瓦 ， 频 率 为 540×1012Hz （λ=560nm）的单色光源的发光强度。 1坎德拉的发光强度辐射功率为 4π/683瓦=0.0184瓦。该光源在1球面度内的 光通量定义为1流明。 球面上的照度= 4π流明/ 4π米2=1勒克斯，即一支标准蜡烛在1米处所产生 的照度。
E = E010-0.4m勒克斯
m是视星等的强弱程度，E是实际亮度。
地球概论(第三版) 第二章 习题参考答案
距离又遥远，肉眼望去就成为白茫茫一片的云雾状光带。
密集在银河中的无数恒星，连同散布在天空各方的点点繁星，包括我们的太阳系在内
都属于一个庞大无比的恒星系统，并把它称为银河系。
⑶恒星的光谱有不同的类型，不同光谱型之间的主要差别在于星光颜色，而颜
色实际上是恒星温度的反映。
① 红色的星，表面温度最低，约为3000K。
② 黄色的星，表面温度约为6000K。（太阳属于这一类）
③ 白色的星，表面温度约为10000--20000K.
（M符号)人眼可视星等最小可见六等星。
⑶星等每相差1等，恒星的亮度相差2.512倍。天文学上把一个标准距离定为10
秒差距。相当于0.1秒视差的距离。合32.6光年。在这个标准距离（10秒差距）下的
恒星的亮度， 称为绝对亮度，其星等叫绝对星等。恒星距离观测者10秒差距时，它
3、比5 等星亮100 倍的恒星，其星等为几等？
答：0等。因为一等星的亮度是六等星亮度的100倍。所以，比5等星亮100倍的恒星
是0等星。
4、织女星（天琴座α)的视星等为0.1，若其距离增加为10倍，这时它的星等将是几等？
吸收线（暗线）和发射线，研究天体的物理性质和化学成分。
通过光谱分析可以确定恒星的光度。比较它的视亮度，就能推知恒星的距离。
星光成了传递天体的各种信息的远方使者，故被称为“有色的语言”。
2、 什么是恒星的亮度和光度？什么是视星等和绝对星等？两种星等如何换算？
④ 带蓝色的星温度最高，可达30000--10万K.
按物理学定律，温度越高，光谱最明亮部分越接近蓝色一端。为此，人们只要
恒星的光谱和赫罗图
天空100颗最亮的恒星 在赫罗图上的分布。
太阳附近5 pc范围 内的恒星在赫罗图 上的分布。
Sample Star Distribution
恒星在赫罗图上的分布特征
主序星 蓝超巨星 红巨星 白矮星
恒星在赫罗图上的分布特征
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。
§1.4 恒星的光谱和赫罗图
(17.3,17.5-17.6)
1. 恒星光谱 (stellar spectrum) 典型的恒星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 恒星的特征谱线强度提供了恒星的表面温 度的信息。
例如， A型星的H线最 强，温度比A型星低或 高的恒星， H线都相 对较弱。
不同温度恒星的特征谱线强度
对某一特定元素：
温度 → 电子能级分布 → 特征谱线强度
如对H原子，在~104K时 电子大量布居于第一激 发态。由此向更高能级 的跃迁产生在可见光波 段的Balmer线。
3 2 1
不同温度恒星中H 原子中的电子布居 不同，H的特征谱 线的强度也不同。
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。
Oh, Be A Fine Guy (Girl), Kiss Me!
光谱型 表面温度(K)
O
30,000
B
20,000
A
10,000
颜色 蓝
蓝白
白
特征谱线 强电离He线，重元素多次 电离线 中性He线，重元素一次电 离线，H线 H线，重元素一次电离线
F
星的等级概念
星的等级概念星的等级概念是描述恒星亮度和温度的一种分类系统。
根据恒星的亮度和温度等特征，我们可以将恒星分为不同等级，常用的有绝对星等、视星等和光谱等级。
这些等级表达了恒星的不同亮度、温度和光谱特征，以便更好地研究和理解恒星的演化和性质。
首先是绝对星等（A b s o l u t e m a g n i t u d e）。
绝对星等是指恒星在标准距离（通常为10秒差距）处的视星等。
由于恒星之间的距离差异很大，观测者所处的位置和条件也不同，所以绝对星等用来比较恒星的亮度更为准确。
绝对星等常用M表示，数值越小表示恒星越亮。
例如，太阳的绝对星等约为 4.8等，而最亮的恒星天狼星A的绝对星等约为-1.5等。
其次是视星等（A p p a r e n t m a g n i t u d e）。
视星等是指从地球上观测到的恒星亮度。
由于距离和大气的影响，同一颗恒星在不同观测条件下可能有不同的视星等。
视星等常用m表示，数值越小表示恒星越亮。
视星等的定义是通过赫罗图（H e r t z s p r u n g-R u s s e l l d i a g r a m）中的某个参考星的亮度和颜色来标定的，这个参考星是维持恒星大气温度不变的理论恒星，即在同一颜色指数下的恒星。
例如，维多利亚星（V e g a）被选为零等，其他星的视星等则通过星等系统规范进行测量。
光谱等级（S p e c t r a l c l a s s i f i c a t i o n）是根据恒星光谱特征将恒星分成不同类别的等级。
恒星的光谱等级主要使用哈佛天体光谱分类法，即O，B，A，F，G，K，M等7个等级。
这些等级按照恒星表面温度从高到低排列，O型恒星具有最高的表面温度，M型恒星具有最低的表面温度。
此外，还有一些特殊的光谱等级，如W型、L型、T型和Y型等，用于描述特殊性质的恒星。
光谱等级的划分基于恒星的光谱线的强度和相对比例。
不同光谱等级的恒星具有不同的光谱特征和颜色。
恒星演化
现代恒星起源演化理论把恒星 的一生分为如下几个阶段：
1.引力收缩阶段 2.主星序阶段 3.红巨星阶段 4.爆发阶段 5.临终阶段
1. 引力收缩阶段
快收缩阶段：从星云过渡到恒星的 阶段。 慢收缩阶段：当内部压力与引力 几乎相等时，原恒星处于准流体力 学平衡状态，便开始慢收缩过程。
超新星
2. 主星序阶段
老鷹星雲
二、星际物质
在没有恒星也没有星云的地方，充 满着比弥漫星云还要稀薄许多的物质， 这就是星际物质。 星际物质不是均匀的分布在空间里， 而是聚集为一块块的“小云朵”。它们 由气体和尘埃组成。
恒星的起源和演化
天体的起源：宇宙物质从另一种形态转化为这 种天体形态的过程
天体的演化：天体在其存在时期内在不断变化 着，不断进行机械运动、物理运动和化学运动， 天体的质量、大小、光度、温度、磁场、结构、 自转等都在变化，某些时期甚至与外界还有物 质交换，这些统称为天体的演化
1.44M⊙≤M<3M⊙→中子星
M⊙≤M<70M⊙→黑洞
白矮星
星云物质 原恒星 主序星 红巨星
重恒星
恒星演化示意图
轻 恒 星
超新星爆发
物质弥散 到星际空间 中子星 （脉冲星）
白矮星
黑洞Biblioteka • 亮度会在很短的时间内迅速增加，达到 极大后慢慢减弱，几年或几十年后恢复 到原来的亮度，这种星叫新星。
新星
超新星
•
有些恒星爆发时规模比新星更巨大， 光度增加1亿倍，这种星称为超新星。
超新星
星云和星际物质
在恒星之间的空间中存在的各种各样的物 质统称为星际物质，其中包括星云。
一 星 云
• 望远镜观测时可以发 现许多云雾状斑点的 天体,即为星云.主要由 气体和尘埃组成. • 直徑可達一千光年 • 密度很低，成分主 要是氫 • 萬有引力的作用
第九章 星团和赫罗图
17
较年轻癿疏散星团可能仌然含有形成时分子于癿残迹，星团产生癿光使其 形成电离氢区。分子于在星团产生癿辐射压影响下逐渐散开。 对观测恒星迚化而言，疏散星团是丌可多得癿天体。这是因为同一个疏散 星团中癿成员丌论年龄戒化学成分都很相近，易亍观测星团成员中癿些微差异。 由亍星团成员癿引力兰联丌太强，在绕漩涡星系公转数周后，可能会因周 遭天体引力影响而四散。 疏散星团中癿成员数量仍几百个到数千个丌等，一般都是中心部分特别集 中，周围较为分散地散布著。中心部分癿直徂一般达到三至四光年，整个星团 癿半徂一般达到二十光年。一般来说中心部分癿密度能达到1.5星/立斱光年。 相比乊下，太阳周围癿恒星密度为0.003星/立斱光年。 在NGC 2362中，最亮癿恒星是大犬座τ 星，因此这个疏散星团有时候也被 称为大犬座τ 星团。这个星团距离地球约1480秒差距（4800光年），年龄大约 为400万－500万年，质量大亍500个太阳质量。
13
我们癿太阳在光谱分类上是G2V，这是结合了摩根-肯纳 (G2)不约兊(V)两种分类一起标示癿。但实际上，太阳丌是一 颗黄色癿星，而是个色温5870K癿黑体，这是白色而且没有黄 色踪影癿，有时也作为白色癿标准定义。 丌同癿光度分类癿特征如下： 0 ：超超巨星 Ⅰ 超巨星 Ⅰa ：非常明亮癿超巨星; Ⅰab Ⅰb ：丌很亮癿超巨星; Ⅱ ：亮巨星; Ⅲ：普通癿巨星; Ⅳ ：次巨星，也称为亚巨星; Ⅴ ：主序星，也称为矮星; Ⅵ ：次矮星，也称为亚矮星，但此类恒星癿数量丌多，故丌常 用到。 14 Ⅶ ：白矮星，(稍后才新增癿，但丌常用)
2.有效温度
有效温度：是恒星对应亍每单位表面积辐射出相同亮度癿黑 体所呈现癿温度。要注意恒星癿总（热）光度是， L＝（4π R²）（σ Te4） 此处R是恒星癿半徂。恒星半徂很明显是由定义得到，而非 直接观测到癿。更严谨癿说，有效温度是由罗斯兮德癿光深度 所定义癿半徂处癿温度。有效温度和总光度是将恒星置入赫罗 图所必需要癿两个基本物理量，而有效温度和总光度实际上叏 决亍恒星癿化学成分。
赫罗图
科技名词定义中文名称：赫罗图英文名称：Hertzsprung Russell diagram其他名称：光谱光度图(HR diagram定义：spectrum luminosity diagram)"以上内容由全国科学技术名词审定委员会审定公布百科名片赫罗图赫罗图（Hertzsprung-Russel diagram，简写为H-R diagram）是丹麦天文学家赫茨普龙及由美国天文学家罗素分别于1911年和1913年各自独立提出的。
后来的研究发现，这张图是研究恒星演化的重要工具，因此把这样一张图以当时两位天文学家的名字来命名，称为赫罗图。
赫罗图是恒星的光谱类型与光度之关系图，赫罗图的纵轴是光度与绝对星等，而横轴则是光谱类型及恒星的表面温度，从左向右递减。
恒星的光谱型通常可大致分为O.B.A.F.G.K.M 七种，要记住这七个类型有一个简单的英文口诀"Oh be A Fine Girl/Guy. Kiss Me!"目录历史背景基本简介形成原因恒星的光度温度和光谱型演化规律分布区域大小关系主序列带光谱型种类类型特性O：蓝色B：蓝白色F：黄白色G：黄色K：橙色M：红色星团赫罗图展开历史背景基本简介形成原因恒星的光度温度和光谱型演化规律分布区域大小关系主序列带光谱型种类类型特性O：蓝色B：蓝白色A：白色F：黄白色G：黄色K：橙色M：红色星团赫罗图展开编辑本段历史背景恒星种类繁多，各具特色，它们的性质主要由两个参数决定：一个是恒星表面的温度；另一个是恒星的光度，也就是恒星的绝对星等。
赫罗图1911 年，丹麦天文学家赫兹伯仑和美国天文学家罗素先后发现恒星的光度与表面温度有一定的联系。
他们把光度与温度作成一个图，图的横坐标表示恒星的光谱型，因恒星的光谱型与表面温度有关，因此横坐标也就表示恒星的表面温度；纵坐标表示恒星的绝对星等，因绝对星等是光度的一种量度，因此纵坐标也表示恒星的光度。
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分光镜
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3. 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。
•分类判据：恒星光谱中巴 耳末线的强度与恒星温度
•恒星光谱分成O, B. A, F, G, K, M七种光谱型 (spectral type)。每一种光 谱型可以继续分为十个子 型。用阿拉伯数字0~9表示
•太阳的光谱型为G2.
安妮·坎农（Annie Jump Cannon， 1863年12月11日－1941年4月 13日），美国女天文学家，在恒 星光谱分类方面做出了开创性的 工作
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光谱型 O
B
A
表面温度(K) 30,000
20,000
10,000
颜色 蓝
蓝白
白
特征谱线
强 电 离 He 线 ， 重 元 素 多 次 电离线
色指数（照相星等与仿视星等之差）
B V m2 m1 2.5lg[b(1) / b(2)]
国际二色系统
T 7200 (B V ) 0.64
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恒星在赫罗图上的分布特征
主序星
蓝超巨星 红巨星 白矮星
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5. 赫罗图的应用 分光视差 (spectroscopic parallax) —利用恒星的光
中性He线，重元素一次电 离线，H线
H线，重元素一次电离线
F
7,000 黄白 重元素一次电离线，H线和
中性金属线
G
6,000
黄 重元素一次电离线，中性金
属线
K
4,000 红橙 中性金属线，重元素一次电
离线
M
3,000
红 中性金属线，分子带
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今的光谱分类主要是 在可见光波段进行的。 氢在此波段只有巴耳 末线，是处于第二能 级的中性氢原子产生 的。
谱特征测定恒星的距离。 光谱→绝对星等→距离模数→距离
距离模数公式：
m M 5lg d 5
视星等与绝对星等的差由距离 决定
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研究恒星演化 由于恒星内部能 源的不断消耗，恒星要发生
演变，光度和温度都要发生变化，这就导致它在 赫罗图上的位置也要发生变化。天文学家根据赫 罗图描绘了恒星从诞生到成长再到衰亡的演化过 程，并从理论上给出恒星从诞生到主序星、红巨 星、新星 （超新星） 、致密星 （白矮星或中子 星或黑洞） 的演化机制和模型。
在温度较低的 M型星中， 恒星的紫外辐射和碰撞都
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4. 赫罗图 (H-R diagram)
• 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(绝对星等、光谱型) – 表面温度分
布图。
绝对星等
M m 5lg(d / d0)
恒星天文学的基础首推赫罗图。赫 罗图在天文学中的地位有如元素周 期表之于化学。
恒星的光谱和赫罗图
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1. 恒星光谱 (stellar spectrum) 恒星光谱主要取决于恒星的物理性质和化学 组成因此，恒星光谱类型的差异反映了恒星 性质的差异
2. 恒星光谱的分类 • 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。（与元素特征谱
线对应）
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规律性： •图的左上方到右下方大致沿着对 角线点的分布很密集，成带状， 占总数的 90%，天文学家把这条 带称为主星序， 带上的恒星称为 主序星（大多数恒星亮度和温度 呈正相关） •在图的右上方，有一个星比较密 集的区， 这里的星光度很大，但 表面温度却不高，呈红色，这表 明它们的体积十分巨大，所以叫 红巨星 •左下方也有一个星比较密集的区， 这里的星表面温度很高，呈蓝白 色，光度却很小，这表明它们的 体积很小，所以叫白矮星