【天文学导论课件@北师大】6

T
→ 24Mg + 2 4He
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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。
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• 一般认为：太阳内部能源的约98%产 生于质子—质子循环，约2%来自 碳—氮—氧循环。 • 研究表明太阳在约50亿年前到达主 序，现仍处于主序阶段。
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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。
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（3） 比H更重的元素的燃烧
• He燃烧 (3α反应) T＞108 K 3 4He → 12C +γ ① 4He + 4He ↔ 8Be ② 8Be + 4He → 12C +γ
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• 1904年海耳（G.E.Hale）首先设计出太阳 望远镜，它由定天镜系统、成像系统、终 端系统三部分组成。
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• 太阳望远镜的终端设备有几种，其中主要 的是大型光栅光谱仪。 • 光谱仪再加上其它设备可以进行多项观 测：
在照相镜焦面的选定波长光谱线处加出射狭 缝，让入射狭缝扫描太阳像，而出射狭缝后同 步摄下该波长的太阳单色像； 根据磁场中谱线分裂的“塞曼效应”，加偏振 装置而成为测量磁场的‘磁象仪’
41 Lord Kelvin (1824-1907)
热核聚变反应
• 核子1 + 核子2 à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
Sir Arthur S. Eddington (1882 - 1944)
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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
太阳中微子问题
• 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 ； • 太阳核心区的研究可直接由中微子探测得到。
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光子在太阳内部的无+ 1H à 2H + e+ + νe 1H + 1H + e－ à 2H + ν e 2H + 1H à 3He + γ 3He + 3He à H + H + 4He 3He + 4He à 7Be + γ 7Be + e+ à 7Li + ν e 7Li + 1H à 4He + 4He 7Be + 1H à 8B + γ 8B à 8Be* + e+ + ν e 8Be* à 4He + 4He
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• 太阳的质量 利用开普勒第三定律（修正的）：
2π a 2 T= G (m1 + m2 ) T (m + m行 )G = 4π a
2 行 2 2 卫 2 3 行 3 卫 2
3
T (m行 + m卫 )G = 4π a a行 = m行 + m卫 a卫 m + m行
3
T卫 T 行
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太阳的化学组成
元素 Hydrogen Helium Oxygen Carbon Nitrogen Iron Silicon Magnesium Neon 质量丰度 73.5% 24.8% 0.788% 0.326% 0.118% 0.162% 0.09% 0.06% 0.16%
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太阳元素 的发现
≈4×10-5 erg
燃烧效率η≈0.7%
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(1) 质子－质子链 (proton-proton chain)
8×106 K ＜ T ＜ 2×107 K, For stars with M ＜ 1.1M⊙ ppI: ① 1H + 1H → 2H + e+ + νe ② 2H + 1H → 3He + γ ③ 3He + 3He → 4He + 2 1H
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太阳的基本数据
质量 半径 角直径 密度 转动周期 温度 光度 年龄 1.99×1030 kg = 332,000 M⊕ 6.96×105 km = 109 R⊕ 32.5′ 151.3 – 1.4 – 10-7 gcm-3 25.7 [e] – 35 [p] days 1.5×107 – 5777 – 107 K 3.8×1033 ergs-1 ～5×109 年
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(2) 碳氮氧循环 (CNO cycle)
T＞2×107 K, M＞1.1M⊙ ① 12C + 1H → 13N +γ ② 13N → 13C + e+ +νe ③ 13C + 1H → 14N +γ ④ 14N + 1H → 15O +γ ⑤ 15O → 15N + e+ +νe ⑥ 15N + 1H → 12C + 4He
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
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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
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燃烧
4 1H → 4He + e+ + E + νe E ＝ (4mH － mHe)c2≈(4×1.67×10-24 － 6.644×10-24) × c2
• 光球 – 可见光辐射区,厚 度约100-500km – 半径约700,000 km – 温度约6000 K – 利用吸收线光谱确 定化学元素
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光球的临边昏暗现象
• 可见光、近紫外和红外波段：光球园面呈现中 间比边缘更明亮的临边昏暗现象； • 其它波段（如射电，X射线等）：临边增亮。 • 原因？
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碳燃烧 ( M＞3M⊙)
12C
硅燃烧
28Si 56Ni
+ 12C → 24Mg +γ → 23Na + p → 20Ne + 4He → 23Mg + n → 16O + 2 4He
+ 28Si → 56Ni +γ → 56Fe + 2e+ + 2νe
氧燃烧
12O
+ 12O → 32S +γ → 31P + p → 28Si + 4He → 31S + n
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• 结果： 太阳质量M⊙ =1.989×1030千克 为地球质量的33万多倍。 • 太阳的平均密度：1.409克/厘米3
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• 太阳的光度 太阳在各波段的总辐射流(总功率).
太阳常数： 单位时间垂直射入地球大气外单位面积上 的能量。 地面测量归算出大气外的值为: 1.95cal/(cm2·min)。
第六章：离我们最近的恒星—太阳
1. 2. 3. 4. 5. 6. 太阳的概况 太阳的观测 太阳的内部结构与能源 太阳活动 太阳和其他恒星的关系及日地关系 太阳系起源与演化
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1. 太阳的概况
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• 不同辐射波段的太阳
光学 紫外
X射线
射电
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• 太阳的大小 已知日地距离a ，测定太阳圆面的视角半径 ρ，可得： R⊙ ＝ a sin ρ 结果：R⊙ ＝6.955×105km,是地球半径的109 倍，体积是地球的130万倍。 太阳半径变化：曾得出太阳半径有周期76年、 最大振幅0.8″(约600公里或相对变化0.08%)的 振荡。 精确测定太阳半径是极为困难的，
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质子-质子链与碳氮氧循环核反应率的比较
T17 T4
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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， ε∝T4 (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 ó（向 外的）压力差 T ↑→ε ↑→ P ↑→R↑ →T↓
在太阳射电源的（空间、时间和频谱）结构、偏 振、位置、尺度、运动等特性上取得丰富的资料。 地面观测波段从2毫米到40米，高空和地外观测又 扩展到千米波段。
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• 太阳射电角径随波长而增加，表明太阳射 电来自太阳大气。 • 不同波段的太阳射电来自太阳大气的不同 高度：
米波射电主要来自日冕， 分米波射电主要来自色球-日冕过渡区， 厘米波主要来自低色球层， 毫米波主要来自光球。
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• 太阳光谱 太阳的连续光谱
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• 太阳的吸收光谱
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2）射电观测 1942年英国防空雷达发现波长4～6米的强烈电波 干扰，研究确定它来自太阳的射电 近年先后建立一些空间分辨率、时间分辨率和频 谱分辨率更高、威力更大的射电望远镜仪器设备
例如：法国Nancay射电日象仪，美国Owens Valley太阳 阵和Clark Lake射电日象仪，我国的高时间分辨率射电望 远镜等
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• 近40年来，卫星测定太阳总辐照及其变化，以 太阳(总)辐照取代太阳常数。 太阳总辐照：太阳垂直照射在离它1AU处每平方 米面积上的总辐射流。 平均值:1365～1369W/m2
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• 太阳光度值： L⊙=3.845×1026瓦。 整个地球仅接受它的一小部分：
πR 1 ≈ 9 4π r 2.2 × 10
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• 太阳的电磁辐射谱 太阳电磁辐射能量的绝大部分集中在 可见光波段且变化很小； 其它波段的辐射能量所占比率不大， 但却随太阳活动而有很大变化，尤其是 远紫外、X射线和γ射线辐射的光子能量 大而对行星际空间环境及地球等行星的 有重要影响。