恒星结构及演化
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时间变化的情形，横坐标是恒星的光谱 型，按照O、B、A、F、C、G、K、M 顺序排列，是恒星的温度序列。纵坐标 是绝对星等，即恒星光度。大多数恒星 集中在主星序,少数集中在右边中部组 成巨星序，一些光度特别大的超巨星分 布在图的上方。那些温度高、光度弱的 白矮星集中在左下方一个较密集的区域 赫罗图对研究恒星的演化有重要作用。
碳星（C CN)
cB1 超星 Be 有发射线
吸收带强
吸收带弱
观测事实
2.赫罗图
1913年美国天文学家赫茨普龙、罗 素各自独立绘出亮星的光度—温度图， 发现大多数恒星分布在图中左上方至右 下方的一条狭长带内，从高温到低温的
恒星形成一个ห้องสมุดไป่ตู้显的序列，称为“主星 序
”。为了纪念两位科学家作出的贡献， 人
们称这种图为赫—罗图(HR-diagram)。 该图显示出恒星的光度和表面温度随
观测事实
3.2 分光视差法
5lg r m M 5
m为恒星的视星等，很容易测量。 M为恒星的绝对星等(如果把恒星统一放到10秒差距的地方，这时我们测量到的 视星等就 叫做绝对星等) 通过对恒星光谱的分析我们可以得出 该恒星的绝对星等。这样一来，由上式距 离就测出来了。通常这被称作分光视差法。 分光视差可达到 3x104 pc
O
B
A
(2.5x104-1.2x104K) 早型
F
G
(7.6x103-6.1x103K) 中型
K
M
(4.9x103-3.7x103K) 晚型
红
红
次型 B0, B1------B9, (几乎连续变化）
R
N
dG5 矮星 gG2 巨星
(5.0x103-4.0x103K) (3.0x103-2.0x103K)
恒星结构及演化
程福臻 中国科学技术大学天体物理中心
一 .恒星在天体物理学中的作用
恒星
星团
星系
宇宙
提供能量
引力
宇宙学
年龄和组成
核反应 太阳
恒星演化 合成元素 太阳系的形成
太阳风
电磁辐射
陨星学 大气层 磁层 行星际介质 转动的制动
气候 生命
二. 观测事实
1.恒星分类 2.赫罗图 3.距离 4.温度 5.半径 6.质量
1. 恒星分类
哈佛分类法(对应恒星大气的平均温度)
TiO ZrO
(3.0x103-2.0x103K)
S红
极热兰 C线 热兰 兰白
白
白黄
黄
桔
红
WC (4x104-2.5x104K)
(1.15x104-7.7x103K)
(6.0x103-5.0x103K)
(3.6x103-2.6x103K)
WN
N线 （6x104K)
r=a/sinθ 。 天文单位其实是很小的距离，于是天文学家又提出了秒差距（pc） 的概 念。也就是说，如果恒星的周年视差是1角秒（1/3600秒），那么 它就距离 我们1秒差距。很显然，1秒差距大约就是206265天文单位，同时也等于 3.26光年。
观测事实
3.1 三角视差法
d 1 (3.26光年） p ''
造父变星 HII区 O型星
新星
远星系
星系亮度
遥远星系
红移
观测事实
3.1 三角视差法
视差就是观测者在两个不同位 置看到同一天体的方向之差。 地球绕太阳作周年运动，这恰巧满足了三角视差法的条 件：较长的基 线和两个不同的观测位置。试想地球在轨道的这一侧和另 一侧，观测者可 以察觉到恒星方向的变化——也就是恒星对日－地距离 的张角θ（如下 图）。图中所示的是周年视差的定义。通过简单的三角学 关系可以得出：
nr ,i
g r ,i
3/ 2 [ r r1,k r ,i ]
mkT ) kT h e 3
g为以统计权重 g 2J 1, J为内量子数
观测事实
5.半径
1.分光双星
2.由绝对热星等及表面有 效温度求出
Mb 2.5lg L 及
L 4 R2 Te4
观测事实
1.对双星可 由其运动 规道求出 质量
2.由质光关 系求出
造父变星 的绝对星等，进而也可求出距离。
观测事实
3.3 谱线红移和哈勃定律
人们观测到，更加遥远的恒星的光谱
都有红移的现象，也就是说， 恒星的光
谱整个向红端移动。造成这种现象的原
因是：遥远的恒星正在 快速的离开我们。
根据多普勒效应可以知道，离我们而去
的物体发出的 光的频率会变低。
1929年，哈勃(Hubble,E.P.)提出了著
Teff 4
其中 F 是单位时间由恒星单位表面积
上辐射出去的总能量即恒星表面的辐射
能流
为斯忒藩-玻耳兹曼常数L为恒星的绝
对光度，
R为恒星半径，
观测事实
温度
2.在热动平衡下应用统计规律
玻耳兹曼公式
n g e r,k
r ,k ( Er ,k Er ,i ) /T
nr,i gr,i
沙哈方程
nr1,k ne gr1ge (2
通常有很多方法来确定绝对星等 。比如主星序重叠法。如果我们认为所有的主
序星都具有相同的性质。那 么相同光谱型的恒星就有相同的绝对星等。如果对照太
阳附近恒星的赫 罗图，我们就可以求出遥远恒星的绝对星等，进而求出距离。
所谓变星是指光度周期性变 化的恒星。造父变星的独特之处就在于它的光变周
期和绝对星等有一个 特定的关系（称为周光关系）。通过观测光变周期就可以得出
对主序星：
LM3 4
6.质量
观测事实
三. 太阳的结构图
太阳的内部主要可以分为三层,核心区,辐射 区和对流区.太阳的能量来源于其核心部分。 太阳的核心温度高达1500摄氏度，压力相当 于2500亿个大气压。核心区的气体被极度压 缩至水密度的150倍。在这里发生着核聚变， 每秒钟有七亿吨的氢被转化成氦。在这过程 中，约有五百万吨的净能量被释放（大概相 当于38600亿亿兆焦耳，3.86后面26个0） 。聚变产生的能量通过对流和辐射过程向外 传送。核心产生的能量需要通过几百万年才 能到达表面。
名的哈勃定律，即河外星系的视 向退行
速度和距离成正比：
这样，通
过推红行移速量度，z 如 果 哈 c勃我常们数可HH以r确知定道，星那体么的
距离也就确定了（事实上， 哈勃太空望
远镜的一项主要任务就是确定哈勃常数
H）。
观测事实
4.温度
（假设恒星大气处于热动平衡状态） 1.有效温度
黑体辐射公式
F
L
4 R2
观测事实
赫罗图
光度与温度 关系。
虚线与箭头 标出了所预 言的太阳演 化曲线
观测事实
3.距离
距离范围 太阳系（<40AU)
测定方法
雷达
三角视差
邻近恒星（<50pc)
三角视差
较远恒星和银河星团（约3x104pc) 威尔逊-巴普法 运动星团 分光视差
球状星团（约3x105pc)
主序重迭法
邻近星系（108pc)
碳星（C CN)
cB1 超星 Be 有发射线
吸收带强
吸收带弱
观测事实
2.赫罗图
1913年美国天文学家赫茨普龙、罗 素各自独立绘出亮星的光度—温度图， 发现大多数恒星分布在图中左上方至右 下方的一条狭长带内，从高温到低温的
恒星形成一个ห้องสมุดไป่ตู้显的序列，称为“主星 序
”。为了纪念两位科学家作出的贡献， 人
们称这种图为赫—罗图(HR-diagram)。 该图显示出恒星的光度和表面温度随
观测事实
3.2 分光视差法
5lg r m M 5
m为恒星的视星等，很容易测量。 M为恒星的绝对星等(如果把恒星统一放到10秒差距的地方，这时我们测量到的 视星等就 叫做绝对星等) 通过对恒星光谱的分析我们可以得出 该恒星的绝对星等。这样一来，由上式距 离就测出来了。通常这被称作分光视差法。 分光视差可达到 3x104 pc
O
B
A
(2.5x104-1.2x104K) 早型
F
G
(7.6x103-6.1x103K) 中型
K
M
(4.9x103-3.7x103K) 晚型
红
红
次型 B0, B1------B9, (几乎连续变化）
R
N
dG5 矮星 gG2 巨星
(5.0x103-4.0x103K) (3.0x103-2.0x103K)
恒星结构及演化
程福臻 中国科学技术大学天体物理中心
一 .恒星在天体物理学中的作用
恒星
星团
星系
宇宙
提供能量
引力
宇宙学
年龄和组成
核反应 太阳
恒星演化 合成元素 太阳系的形成
太阳风
电磁辐射
陨星学 大气层 磁层 行星际介质 转动的制动
气候 生命
二. 观测事实
1.恒星分类 2.赫罗图 3.距离 4.温度 5.半径 6.质量
1. 恒星分类
哈佛分类法(对应恒星大气的平均温度)
TiO ZrO
(3.0x103-2.0x103K)
S红
极热兰 C线 热兰 兰白
白
白黄
黄
桔
红
WC (4x104-2.5x104K)
(1.15x104-7.7x103K)
(6.0x103-5.0x103K)
(3.6x103-2.6x103K)
WN
N线 （6x104K)
r=a/sinθ 。 天文单位其实是很小的距离，于是天文学家又提出了秒差距（pc） 的概 念。也就是说，如果恒星的周年视差是1角秒（1/3600秒），那么 它就距离 我们1秒差距。很显然，1秒差距大约就是206265天文单位，同时也等于 3.26光年。
观测事实
3.1 三角视差法
d 1 (3.26光年） p ''
造父变星 HII区 O型星
新星
远星系
星系亮度
遥远星系
红移
观测事实
3.1 三角视差法
视差就是观测者在两个不同位 置看到同一天体的方向之差。 地球绕太阳作周年运动，这恰巧满足了三角视差法的条 件：较长的基 线和两个不同的观测位置。试想地球在轨道的这一侧和另 一侧，观测者可 以察觉到恒星方向的变化——也就是恒星对日－地距离 的张角θ（如下 图）。图中所示的是周年视差的定义。通过简单的三角学 关系可以得出：
nr ,i
g r ,i
3/ 2 [ r r1,k r ,i ]
mkT ) kT h e 3
g为以统计权重 g 2J 1, J为内量子数
观测事实
5.半径
1.分光双星
2.由绝对热星等及表面有 效温度求出
Mb 2.5lg L 及
L 4 R2 Te4
观测事实
1.对双星可 由其运动 规道求出 质量
2.由质光关 系求出
造父变星 的绝对星等，进而也可求出距离。
观测事实
3.3 谱线红移和哈勃定律
人们观测到，更加遥远的恒星的光谱
都有红移的现象，也就是说， 恒星的光
谱整个向红端移动。造成这种现象的原
因是：遥远的恒星正在 快速的离开我们。
根据多普勒效应可以知道，离我们而去
的物体发出的 光的频率会变低。
1929年，哈勃(Hubble,E.P.)提出了著
Teff 4
其中 F 是单位时间由恒星单位表面积
上辐射出去的总能量即恒星表面的辐射
能流
为斯忒藩-玻耳兹曼常数L为恒星的绝
对光度，
R为恒星半径，
观测事实
温度
2.在热动平衡下应用统计规律
玻耳兹曼公式
n g e r,k
r ,k ( Er ,k Er ,i ) /T
nr,i gr,i
沙哈方程
nr1,k ne gr1ge (2
通常有很多方法来确定绝对星等 。比如主星序重叠法。如果我们认为所有的主
序星都具有相同的性质。那 么相同光谱型的恒星就有相同的绝对星等。如果对照太
阳附近恒星的赫 罗图，我们就可以求出遥远恒星的绝对星等，进而求出距离。
所谓变星是指光度周期性变 化的恒星。造父变星的独特之处就在于它的光变周
期和绝对星等有一个 特定的关系（称为周光关系）。通过观测光变周期就可以得出
对主序星：
LM3 4
6.质量
观测事实
三. 太阳的结构图
太阳的内部主要可以分为三层,核心区,辐射 区和对流区.太阳的能量来源于其核心部分。 太阳的核心温度高达1500摄氏度，压力相当 于2500亿个大气压。核心区的气体被极度压 缩至水密度的150倍。在这里发生着核聚变， 每秒钟有七亿吨的氢被转化成氦。在这过程 中，约有五百万吨的净能量被释放（大概相 当于38600亿亿兆焦耳，3.86后面26个0） 。聚变产生的能量通过对流和辐射过程向外 传送。核心产生的能量需要通过几百万年才 能到达表面。
名的哈勃定律，即河外星系的视 向退行
速度和距离成正比：
这样，通
过推红行移速量度，z 如 果 哈 c勃我常们数可HH以r确知定道，星那体么的
距离也就确定了（事实上， 哈勃太空望
远镜的一项主要任务就是确定哈勃常数
H）。
观测事实
4.温度
（假设恒星大气处于热动平衡状态） 1.有效温度
黑体辐射公式
F
L
4 R2
观测事实
赫罗图
光度与温度 关系。
虚线与箭头 标出了所预 言的太阳演 化曲线
观测事实
3.距离
距离范围 太阳系（<40AU)
测定方法
雷达
三角视差
邻近恒星（<50pc)
三角视差
较远恒星和银河星团（约3x104pc) 威尔逊-巴普法 运动星团 分光视差
球状星团（约3x105pc)
主序重迭法
邻近星系（108pc)