《地球概论》第六讲恒星

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——并非所有恒星都经历如此“平静”的演化道路。 ——那些质量和体积特别巨大的恒星,演化的最后阶段会发生爆炸——超新星爆发。 如留下“残骸”的质量足够大(1.4-3.2 倍太阳质量),便会“一落千丈”地坍塌为中 子星(于 1967 年发现,1978 年发现了 300 颗以上)。 ——恒星在核能耗尽后,如质量仍超过 2 倍的太阳质量,则平衡态不再存在,星体 将无限收缩。连核力也将在引力作用前面低下头来,中子也会坍塌,形成所谓的“黑洞”。 ——目前没有密度大于 1015 克/厘米3的物质的实验数据,无法推测星体的具体结 构,但根据理论可以推断:星体的半径将愈来愈小,密度将愈来愈大,终于达到临界点, 其引力之大足以使一切粒子、包括光子,都不能外逸,因而谓之黑洞。
讲授法、讨论法。通过老师的讲授和学生的讨论,提高学生学习的兴趣,引导学 生课外自学。重点突出恒星的特点、恒星的光度、亮度和星等的关系方面的知识。
由于恒星的一些特性、多样性的恒星内容比较抽象,只讲学生不好理解,用课件 展示一些相关的图片可以帮助学生加深理解。 辅助手段
多媒体辅助教学。展示图片,加深学生对理论知识的理解。 板书设计
亮度EM和绝对星等M。设EM表示绝对亮度,Em表示视亮度。由公式(2-1)可得, EM/Em=2.512m-M
恒星的亮度与其距离的平方成反比,如该恒星的距离d以秒差距为单位,那么,
EM/Em=d2/102 把这个关系式代入前面那个方程式的左边,便得,
d2/102=2.512m-M
两边取对数,并记住lg2.512=0.4,那么可得,
恒星的定义、恒星的运动、恒星的发光和光谱、恒星的光度、亮度、视星等、绝 对星等以及它们之间的相互关系;星座。
教授思路: 这一节的内容比较简单易懂,有一些学生在中学时可能了解了相关的天文知识,
因此讲授时可以引导学生讨论。这次的难点是恒星的光度、亮度和星等的关系,主要 是公式的推导,应以板书的形式,一边讲解,一边推导。恒星的多样性新知识较多, 知识内容也是学生感兴趣的天文知识,但不能深入的讲,因为利用到很多天体物理方 面的知识,可以提供参考书目,让学生自学。 教学方法、突出重点、解决难点、师生互动:
图中十字符号代表银心,三条短黄线是太阳附近的旋臂
图 2-7 银河系结构侧视图 图中红点代表太阳
2.太阳在银河系中的位置和运动: 太阳位于银道面附近。银河为周天的环带。太阳在银河系内偏距银盘的一侧,向银 心所在方向,太阳距银盘边缘约 6.4 万光年;向银心相反方向,太阳距银盘边缘约 1.6 万光年。 作为银河系的成员,太阳有相对于银心的绕转,其速度为 250km/s,绕转周期为 2.5 亿年。恒星在绕转银心的同时,还有相对于邻近恒星的运动。太阳系以 20km/s 的 速度向武仙座方向(近织女星)前进,此方向所指的点被称为奔赴点。
——热核反应是在恒星的中心区域进行的,那里的氢核燃料最先燃尽,逐渐形成一 个由氦组成的核,停止释放能量。氢燃料的逐渐枯竭,是恒星在结构上逐渐发生变化的 前奏。
——随着氦核的不断增大,其引力收缩急剧增强,并释放大量能量。结果,恒星的 核心收缩(变得愈来愈致密和炽热),外层膨胀(温度降低而光度增大),成为一个非 常巨大的具有“热”核的“冷”星。从而恒星离开主星序,进入红巨星区域——生命的 “晚年”。
暗。通常分成六等。人们发现,一等星与六等星,星等相差 5 等,它们的亮度相差 100
倍。连续各个星等的亮度成几何级数,若相邻两星等的亮度比率(级数的公比)为R,则
有:R5 =100,可求得R=2.512。因此,星等相差 1 等,恒星的亮度相差 2.512 倍。
星等以等差级数增大,亮度以等比级数递减。通过计算可知,太阳的亮度是一等星亮度
薄。圆盘体分核球和银盘两部分。核球是圆盘 体的中心部分,是圆盘体中恒星最密集的部 分。核球的中心部分叫银核;银核的中心叫银 心。银盘位于核球的四周,内侧较厚,外侧较 薄。在圆盘体外围,还有银晕。它大体成球状, 范围很大,但其物质密度比银盘低得多。
很大,但其物质密度比银盘低得多。
图 2-6 银河系结构俯视图
图 2-1(左) 恒星的空间速度及其两个分量:视向速度和切向速度(自行) 图 2-2(右) 北斗七星的自行及形状变化
2.恒星的发光和光谱: 恒星能自行发光(指可见光),这是它的本质特征。恒星要产生可见光,其温度必 然是很高的。为什么恒星能有很高的温度?这里有两方面的问题:一是质量大小问题, 恒星有巨大的质量,因此,它有很高的中心温度,才能引起热核反应而释放大量能量; 二是发展阶段问题,恒星并不是从来就发光的,也不会永远是发光,只是在它生命史上 的某个阶段才有发光现象,而且,在不同的演化阶段,会发出不同的光。 恒星的光谱有不同的类型。不同光谱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。天文学家们凭借光谱中的吸收线和发射线,研究天体的物理性质和 化学成分。根据恒星光谱的研究,不同温度的恒星,其化学组成大同小异。对于大多数 恒星来说,主要成分是氢。
10 秒差距,合 32.6 光年,1 秒差距则等于 206265 天文单位。距离因素被消除后,星
等仅与恒星的光度有关。
图 2-3 光源的视亮度与其距离的平方成反比 距离增加 1 倍,亮度减为 1/4
标准距离(10 秒差距)下的恒星的亮度称绝对亮度,其星等叫绝对星等。有了这个
标准距离,就可以根据恒星的实际距离(d)和视星等(m),推算它在 10 秒差距时的
青岛大学教案(理论教学用)
章节
讲授主要 内容
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第二章 地球的宇宙环境 第一节 恒星和星系
一、恒星
第 6 次课 2 学时
重点 难点
恒星及其恒星的光度、亮度和星等的关系;恒星的多样性。星座的基本知识。
要求掌握 知识点和 分析方法
教授思路, 采用的教 学方法和 辅助手段, 板书设计, 重点如何 突出,难点 如何解决, 师生互动 等
二、星系
1、银河和银河系: 银河与银河系是同一事物的两个不同图象:银河系是以银河命名的星系(形似圆盘); 银河则是银河系主体在天球上的投影(环天光带)。 银河系是大量恒星、星云和星际物质的聚集体。它拥有一、二千亿颗恒星,总质量 约为太阳质量的 1400 亿倍。 银河系的主体部分是一个又圆又扁的圆盘体,直径约 8 万光年;中部较厚,边缘很
图 2-5 恒星大小的比较 5.恒星的演化: 现代天体物理学最大的成就之一就是基本上说明了恒星演化和元素演化两个重要问 题。概括地说,恒星地一生大体上是这样度过的: ——恒星是由星云凝聚而成。弥漫星云在自引力的作用下,收缩成比较密集的气体 →引力势能转化为热能,内部温度升高并辐射能量→向赫罗图上某个主序位置移动。质 量愈大,收缩愈快,达到主序的位置愈高(温度高,光度大)。 ——恒星“移到”主序后,内部温度高到足以发生热核反应的程度→热核反应代替 引力收缩成为主要能源→温度升高,热运动加快,恒星膨胀,排斥力足以同引力相抗衡 →恒星停止收缩,长期稳定依靠热核反应进行辐射。 ——一颗恒星在主序中的时间,占去其“生命” 的大半辈子;且在主序上逗留的时 间,取决于其质量的大小→质量愈大,引力愈强→它必须维持较高的温度和较久的辐射功 率以与引力收缩抗衡→它的氢燃料消耗更快,寿命更短。
图 2-4 光谱-光度图(赫罗图)
赫罗图地一个明显特点是,恒星并不是在图上到处分布的。大多数(90%以上)恒 星分布在从图的左上方至右下方的一条窄带上,温度由高到低,光度由大到小,形成一 个明显的序列。这条窄带叫做主星序;位于主星序上的恒星,则被称为主序星。这个关 系图表明,大多数恒星的光度,决定于它们的温度,即恒星的温度越高,其光度就越大。
上的相对位置保持不变。 恒星的空间速度,可以分成两个分量,即视向速度和切向速度。前者是沿观测者视
线的分量(离观测者远去为正,向观测者接近为负);后者是同视向速度向垂直的分量, 它表现为恒星在天球上的位移,并且被叫做自行。恒星的自行速度,一般都小于每年 0.1 ″,迄今只发现有 400 余颗恒星的自行超过每年 1″。
3.河外星系: ——象银河系这样包含大量恒星的天体系统,被叫做星系。在现代观测工具所能察 觉的范围内,这样的星系约有 10 亿个。所有这些星系(除银河系外),统称河外星系。 ——一些相互邻近的星系结合成星系群。银河系所属的星系群,叫本星系群。 ——比星系群更加庞大的天体系统叫星系团。一个星系团包含几百甚至几千个星系。 ——比星系团更高一级的天空世界为总星系。
同主序星相比较,赫罗图上有三部分恒星情况殊异。一部分集中在图的右上方,它 们的温度不高,但光度却很大,这部分恒星叫红巨星。在红巨星的上方,一直延伸到图 的左侧,是一些超巨星。另一部分恒星分布在赫罗图的左下方。它们的温度相当高,但 光度却很小,这些小而热的恒星叫白矮星。
——脉冲星和中子星。上世纪 60 年代,天文学家发现了一种新型的变星,它有规 律地发射出电脉冲讯号,所以取名为脉冲星。中子星是由中子组成的恒星。这是由于恒 星演化到晚期,能量耗竭。
M=m+5-5lgd
(2-4)
该式是现代恒星天文学最重要得公式之一。只要测定恒星得绝对星等,便可按平方反比
定律,求知该恒星的距离。
4.恒星的多样性: ——单星、双星和星团。一般的恒星是单个存在的。但是,有一些恒星是成双成对 的,被称为双星。还有许多恒星集中分布在一个较小的空间,彼此有物理联系,形成一 个稠密的恒星集团,叫做星团。 ——变星、新星和超新星。有些恒星的光度在短时期内会发生明显的、特别是周期 性的变化。变化的周期,长的可达几年到十几年,短的只有几日甚至几小时。这样的恒 星称为变星。按其成因,变星可分食变星、脉动变星和爆发变星三类。爆发变星中,亮 度在很短时间(几小时至几天)内突然剧增、然后缓慢减弱的恒星叫新星。爆发规模特 别大的变星叫超新星,其光度变幅超过 17 各星等,即亮度可突然增强到原来的几千万倍 甚至近万万倍。 ——巨星、超巨星和白矮星。上世纪初,丹麦天文学家赫茨普龙(1873-1967) 和美国天文学家罗素(1877-1957),不约而同地创制了恒星地光谱型和光度地坐标关 系图,简称光谱-光度图,通常也叫赫罗图。它以恒星地光谱型(或温度)为横坐标, 以它的光度(或绝对星等)为纵坐标,每颗恒星按照各自地光谱型赫光度,在图上占有 一定地位置。
的(2.512)27.74=1300 亿倍。
假定有两颗恒星,其星等为m和m0(m>m0),它们的亮度E和E0的比率为:
E0/E=2.512m-m0
(2-1)
两边取对数,并记住lg2.512=0.4,得:
lgE0-lgE=0.4(m-m0),m-m0=2.5(lgE0-lgE)
如果取零等星(m0=0)的亮度E0=1,那么
m=-2.5lgE
(2-3)
(2-2)
该公式称普森公式。该公式表明,只要有明确的零等星和它的标准亮度即平均亮度,就
可根据恒星的亮度E推算其星等m。
恒星的亮度与其距离远近有关。如图,光源的视亮度与其距离的平方成反比。单从
亮度是看不出恒星的真实光度的。为了比较不同恒星的光度,必须把它们“移”到同一
位置(距离)上,才能对比出它们的真正亮度即光度来。天文学上把这个标准距离定为
——在红巨星阶段,恒星的演化速度大大加快。中心区域的温度和密度因收缩而继 续升高,到 1 亿摄氏度时开始进行由氦核聚为碳核的新一轮热核反应;氦烧完后,温度 继续因收缩而升高,原子核再聚变产生更重的元素→能量有限,到了“垂暮之年”,一 旦核反应终止,对引力的抗衡全线崩溃→自行坍塌。
——红巨星收缩时,核心部分收缩最猛烈,外部处在较弱的引力下。核心温度因猛 烈收缩而急剧上升,由此掀起的热浪会把外层气壳抛掉,剩下一颗致密和炽热的白矮星 →以后逐渐变冷,变成又小又暗的黑矮星→终其一生。
第二章 地球的宇宙环境 第一节、恒星和星系
一、恒星
作业布置 1、恒星的基本特点?
主要 参考资料
《天文学教程》,高等教育出版社,朱慈盛 《天文学新概论》华中科技大学出版社,苏宜 《地球概论》刘南 高教出版社
备注
一、恒星
讲授内容
青岛大学讲稿
备 注
1.恒星及其自行: 恒星都是由帜热气体组成的、能够自身发光的球形或类似球形的天体,它们在天球
3.恒星的亮度和光度:
恒星的亮度是指地球上受光强度,即恒星的明暗程度;恒星的光度表示恒星本身的
发光强度。在天文学山,天体的亮度和光度都用星等表示:表示天体亮度等级的叫视星
等,记作m;表示天体光度等级的叫绝对星等,记作M。通常所说的星等是指视星等。
星等是天文学上传统形成的表示天体亮度的一套特殊方法。星等越大,恒星亮度越
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