恒星的演化过程示意图
星空 恒星 行星 运动图
白矮星
遗留物会变 成中子星
耗尽能量后就 变成黑矮星
黑洞
黑矮星
中子星
赫罗图
参宿七 超巨星群 北极星 主序 毕宿五 巨星群 半人马A 太阳 天狼B 参宿四
亮度
天狼A
亮度增大
半人马B 白矮星群 50000 20000 10000 6000 5000 3000
行星的运动
太阳
地球带着月球绕发光的太阳运动
恒星的演化过程示意图
恒星的寿命取 决于它的质量
星云的气体和尘埃一 旦紧缩成一颗原恒星 时.一颗恒星就诞生了
恒星的燃料消耗殆尽 时，它就会膨胀变成 巨星或超巨星
巨星或超巨星
原恒星
巨星或超巨星可能爆 炸成为超新星
质量最大的恒星遗留物 会形成黑洞，即使光也 无法从黑洞中逃逸出来
超新星
小型和中等恒 星会变成红巨 星，而后又会 变成白矮星
太阳
卫星 在不同轨道上运动
卫星在不同 轨道上运动
显示轨迹线
隐藏轨迹线
力学 热学 电学 光学 原子 其它 退出
双星的运动
显示轨迹线
隐藏轨迹线
力学 热学 电学 光学 原子 其它 退出
A
三颗同 卫星1 步卫星 互成1200 角就可 以实现 全球通 讯
C
地球Βιβλιοθήκη 卫星2B卫星3
第三章 恒星的演化
(3) He闪 (Helium Flash)
H-R图 恒星攀升到红巨星支的顶 点。
内部 过程
核 心 He 开 始 燃 烧 ( Tc～108 K)
→Tc↑（简并→Rc不变）
→ ε↑ → Tc↑→...
→核心He爆燃 (∆t ~ min, L ~ 1011L⊙)
→电子简并解除
(4) 水平支 (Horizontal Branch)
5M⊙恒星的演化
(3) 高质量(M > ~10M⊙)恒星的演化
观测表现 ： O型星→蓝超巨星→黄超巨星→红超巨星→超新星
恒星内部物理过程 ：
核心H枯竭→壳层H燃烧 → 核 心 He 燃 烧 → 核 心 He
枯竭
→壳层He和H燃烧 →核心C燃烧→核心C枯
竭
→壳层C、He和H燃烧 →O, Ne, Si燃烧 … →Fe核
胀，表面温度降
τ ≈ 108 y低r 。
(2) 红巨星支 (Red Giant Branch)
H-R图 恒星向右上方攀升成为 红巨星。
内部 过程
He核进一步收缩Rc↓ → Tc↑，核区电子简并 →壳层H 燃烧 L↑ →R↑→T↓ →恒星包层产生对流
→Hayashi Track
τ ≈ 105 yr
Structure of A Red Giant
tn ＝ E/L ＝η∆Mc2/L
≈ 0.7% 0.1Mc2/L ≈ (1010 yr) (M/M⊙) (L/L⊙)-1
(2) 热时标 (thermal timescale)
恒星辐射自身热能的时间，或光子从恒星内部到 达表面的时间。
tth ＝ (0.5GM2/R)/L ≈ (2×107 yr) (M/M⊙)2 (R/R⊙)−1 (L/L⊙)−1
太阳系的形成和恒星的演化PPT课件(初中科学)
太阳
太阳是太阳系的中心，也是由星云形成的 一颗恒星，恒星真的能永恒吗？
常见的恒星
红巨星
行星状星云
超新星
白矮星
中子星
黑洞
红巨星
红巨星，称它为“红”巨星， 是因为在这恒星迅速膨胀的 同时，它的外表面离中心越 来越远，所以温度将随之而 降低，发出的光也就越来越 偏红。不过，虽然温度降低 了一些，可红巨星的体积是 如此之大，它的光度也变得 很大，极为明亮。肉眼看到 的最亮的星中，许多都是红 巨星。红巨星的体 积很大，它的半径一般比太 阳大100倍。
太阳系是由一块星云收缩形成的，先 形成的是太阳，然后，剩余的星云物质 进一步收缩演变，形成地球等行星。
理论根据：八大行星绕日运行的特征
星云：是由气 体和尘埃物质 组成的巨大云 雾状天体。直 径大多十几光 年
一.原始的太阳星云是一个扁平的、自转的 气体尘埃圆盘。50亿年前原始太阳星云因 万有引力作用而收缩凝聚
思考： 了解了太阳一生的演变之后，你对宇
宙有了什么新认识。
宇宙也像恒星一样，也有产生，成长， 死亡的时候。
1.直径比太阳大数十倍、亮度比太阳大得多的 红色恒星是（ B ）
A.超新星 B.红巨星 C.白矮星 D.黑洞
2.有关黑洞的描述，正确的是（ C ） A.黑洞是宇宙空间中某些黑色区域，这里什么 物质也没有 B.黑洞不是恒星 C.黑洞的密度非常大 D.黑洞不断地向外面抛射着物质
讨论：这些恒星和太阳有什么不同？
红巨星：表面温度比太阳低，但体积比太阳大， 亮度比太阳高。
行星状星云：质量体积比太阳大，但亮度较暗。 超新星：亮光相当于10亿颗太阳 白矮星、中子星、黑洞：体积小、亮度低，但质
量大、密度极高。
二、恒星的演变
大质量恒星的演化
金斯质量
M J 30
T3 n
M0
n 数密度/cm3
M > MJ 时，分子云碎裂
中性氢云： 1/cm3， T=100 K， MJ~3×104 M0 暗分子云：106/ cm3 ，T=10 K， MJ ～ 1 M0
天文学基础－恒星
12
恒星形成过程示意图
天文学基础－恒星
13
10 K,106/cm3
猎户座OMC-1区
天文学基础－恒星
5
气体星云
鹰星云
天文学基础－恒星
锥状星云
6
气体星云中形成恒星
• 星际云可以极度庞大和拥有极大质量，直径可达一千 光年，质量相等于十个至一千个太阳质量。
• 在不受干扰的情况下，这些星际云是稳定的。 • 干扰可以来自星系碰撞、盘状星系所产生的密度波、
超新星爆发的激波，甚或在附近诞生的恒星 。
分 子 云 中 小 质 量 恒 星 的 形 成
100K,1012/cm3
106 K,3000K 1018/cm3
5×106K, 4000K 天文学基础1－02恒2/星cm3
7×106K, 4500K 1025/cm3
1.5×107K, 6500K
1026/cm3
14
不同质量恒星的形成
• 小质量恒星(一般以一个太阳质量为界)： – 星云塌缩，原恒星盘，外流，吸积
• 氖(Ne)，硅(Si)，镁(Mg) 等燃烧
– 聚合成Fe以内的重元素 – 更重的元素通过超新星爆发合成
天文学基础－恒星
20
恒星内部结构 (以太阳为例)
Core : 核心
Radiative Zone : 辐射区
Convection Zone : 对流层
天文基础知识
星系旳哈勃分类
椭圆星系
外形呈正圆形或椭圆形， 中心亮，边沿渐暗。
旋涡星系
外形呈旋涡构造，有明显旳 关键，有几条旋臂。
不规则星系
外形没有明显旳关键和旋 臂，呈不规则旳形状。
椭圆星系
按星系椭圆旳扁 率从小到大分别 用E0-E7表达
M89E0室女座
M49E4室女座
NGC205E6仙女座
脉冲星和中子星
脉冲星
周期性发出强 烈旳脉冲辐射
中子星 由中子构成旳恒星
脉冲星实际上是具有强磁 场旳、迅速自转旳中子星。
恒星旳演化
恒星由星云（气体和尘埃）凝聚而来。
原恒星阶段
星云在引力作用下，不断收缩，逐渐 汇集成团，形成比较密集旳气体球。
主序星阶段
开始核反应，发射可见光。恒星旳特 点取决于恒星旳质量。
疏散星团 球状星团
北斗七星
金牛座中旳双星
（两星彼此相距45天文单位）
疏散星团
球状星团
•形态不规则
•包括几十至二、 三千颗恒星
•很轻易用望远 镜区别
•球形或扁球形
•包括1～1000万 颗恒星
•星团中央十分 巨密蟹集座疏散星团
武仙座球状星团，250 万金颗牛恒座星昴，星2.团5万光年
半人马座球状星团 人马座球状星团
太阳质量测定：
mV2/R = J = F=GMm/R2 M=RV2/G
重力加速度：
g=F/m=GM/R2
（二） 太阳旳热能、温度和热源 太阳热能
❖ 太阳常数：8.16J/(cm2·min)； ❖ 平均距离，太阳直射，大气界外； ❖ 太阳辐射总量：3.826 ×1026J/s； ❖ 地球所得：1.74 ×1017J/s（占22亿分之一）。
恒星演化
恒星的演化原恒星的形成原恒星被认为形成于星际介质中。
广阔的恒星之间的空间存在着气体和尘埃。
星际物质在宇宙空间的分布并不均匀。
在引力作用下，某些地方的气体和尘埃可能相互吸引而密集起来，形成云雾状。
称为“星云”。
而星云在适当的条件下便孕育着原始的恒星。
星云的主要成分是氢气和氮气，还有少量的尘埃。
星云的温度很低，约100K左右。
在忽略旋转,,磁场等因素的前提下,由于温度低，向内引力作用超过向外的压力星云将塌缩，星云塌缩的最小质量称为jeans质量。
当星云质量大于jeans质量时，星云的热压力不足以抵抗引力，便发生塌缩，并分裂成小云块，随着密度的升高，jeans质量下降，星云不断碎裂，持续时间(f- f时标)约为几百万年。
随着密度的上升，核心区域变得不透明，温度迅速上升，金斯质量增大，星云停止分裂。
开始塌缩，形成原恒星。
原恒星以Kelvin-Helmhotz 时标收缩，自引力势能转化为内能，温度进一步升高。
随着温度升高，原恒星逐渐达到准流体静力学平衡的慢收缩阶段。
此时虽然原恒星内部温度升高但还没有达到H点火的温度，称为前主序星阶段。
前主序星演化在最开始的百万年里，因星体内部的温度很低，不透明度比较大，星体内部完全对流传能。
随着坦缩不断地进行，核心温度逐渐升高，不透明度下降，形成一个辐射核心。
当辐射核心大到一定的程度，能量能够从对流包层传输出来，光度增加。
直到核心氢燃烧开始。
进入零龄主序(zero-age main sequence star)。
恒星的光度温度有所增加，半径略微减小。
前主序星的有效温度与半径，光度与有效温度的关系为：在H-R 图上的演化是一条斜率为12/5的斜线半径随时间的演化为：随着天体坍缩，有效温度、光度均在增长。
具有不同质量的原恒星形成不同质量的恒星，在形成过程中，在H-R图上沿不同的路径演化。
质量越高的恒星，其原恒星演化到主序的时间越短，在主序上的位置越高.当原恒星温度升高到点燃H，核心的H燃烧，则进入主序星阶段。
《太阳系的形成和恒星的演化》PPT
子星
C.红巨星 恒星 白矮星 黑洞
D.黑矮星 白矮星 红巨星 中子星
4.太阳最终将变成（B ）
A.红巨星
B.白矮星
C.超新星
D.中子星或黑洞
5.星系的运动特点不包括（D ） A.所有的星系都在离我们远去 B.星系离我们越远，它的退行 速度越快
C.星系间的距离在不断扩大 D.宇宙中的星系都以地球为中 心向外运动
第二节
太阳系的形成与恒星的演化
人类认识太阳系的历程
１.最早用肉眼观测到的是金星、水星、火星、木 星和土星。
２.公元１６０９年，意大利科学家伽利略发明了 天文望远镜后，人们才撩开太阳系神秘的面纱．
３.１７８１年，英国科学家威廉赫歇耳发现了天 王星．
４.１８４６年法国的勒维耶与英国的亚当斯发现 了海王星．
Hale Waihona Puke 结论：太阳系的八大行星绕太阳公转方 向和太阳自转方向一致，九大行星绕 太阳公转的平面大多接近同一平面。
这些行星公转的特点如果与 太阳系形成有关，就可以作 为推论太阳系形成的依据。
“康德——拉普拉斯星云说”
太阳系是由一块星云收缩形成的，先 形成的是太阳，然后，剩余的星云物质 进一步收缩演化，形成地球等行星。
5 白矮星
6 暗矮星
可以维持100 亿年，现已步
入中年
太阳的晚年 期，可停留10
亿年
体积极小，密 完全“熄灭”，
度很高
看不见、永存
A
大质量 恒星
大质量恒星的演化
B
超红巨星 A
超新星 B
C1
C2 C1 中子星
黑洞 C2
巩固与练习
1.红巨星、中子星、白矮星等各类“恒
B 星”体积的大小排序正确的是（ ）
恒星的演变
(4) 水平支 (horizontal branch) H-R图：恒星向左下方移动至 水平支 内部过程： 核心He （壳层H）燃烧 →Rc↑ →Tc↓ →R↓ →T↑
(5) 渐进巨星支 (asymptotic giant branch) H-R图：恒星向右上方再次 攀升成为红超巨星 内部过程： 核心He枯竭（CO核） →R c↓ →Tc↑ →壳层He和H燃烧 →L↑ R↑ T↓
A Massive Star at The End of Its Life
核坍缩与超新星爆发
核心核反应停止 R c↓Tc↑ Fe核光致离解 4He光致离解 e- + p → n + νe 能量损失→ Pe↓ R c↓→Tc↑ 星核坍缩 当ρc =ρnu，核坍缩停止 →激波反弹 →壳层抛射 →II型超新星爆发 →中子星
产物：
膨胀气壳（超新星遗迹）+ 致 密天体（中子星或黑洞）
SN 1998aq in the galaxy NGC 3982
历史超新星
爆发时间 (AD) 光度极大星等 185 ? -8 393 -1 837 ? 1006 1054 1181 1572 1604 1680 1987 -8 ? -10 -5 -1 -4 -3 5? +2.9 发现者 中国天文学家 中国天文学家 中国天文学家 中/阿天文学家 中/日天文学家 中/日天文学家 Tycho Brahe Kepler John lamsteed Ian Shelton 遗迹 RCW 86 IC 443 SN 1006 Crab Nebula 3C 58 Tycho Kepler Cas A SN 1987A
第三章 恒星的演化
§3.1 主序星的演化 §3.2 恒星主序后的演化 §3.3 恒星演化的观测证据
恒星和星系(黑白) 给力推荐!
猎户座红巨星
太阳的未来
太阳成为红巨星后的地球景观
恒星演化示意图
二、星系
星系是由大量恒星和 星云构成的天体系统 。 星系命名
星系分类
银河系
河外星系
宇宙的起源与演化
复习与链接（四）
星系命名
按所在星座命名
仙女座星系
星云星团新总表(New General Catalogue)简 称为NGC,共收录7840 个星云、星团和星系。 后面的数字是天体在该 表中的编号。
牛郎星：16光年
织女星：26光年
北极星：682光年
恒星的发光和光谱
发光条件
质量 发展阶段
光谱型 O B
A F G K M
颜色 蓝 蓝白
白 黄白 黄 橙 红
温度(K) 3～5万 2万
1万 7500 6000 4500 3000
光谱型
不同光谱型的 差别主要在于星光 颜色，而星光的颜 色代表着恒星温度 的高低。
巨星、超巨星、白矮星
• 赫罗图
赫兹普龙 罗素 光 度 大
超巨星
主 星 序
光度－温度坐标图
恒星类型
小 温度 高 低
不同的恒星类型
• 主序星 恒星的光度随温度的升高而增大
巨星 温度较低，但光度较同温度的 主序星大，说明该星体积很大
超巨星 温度高低不一，但光度都 较大，说明其体积均很大 温度很高，但光度较小， 白矮星 说明其体积小
视向速度和切向速度
V切
自行
V视 地球
北 斗 七 星 的 自 行
10 万 年 前
现 在
10 万 年 后
恒星的距离
• 距离的测定 ——周年视差法 天文学上的距离单位
1A.U=1.496×108KM 1L.Y=9.5 ×1012KM
人教版高中地理选修1《第一章 宇宙 第三节 恒星的一生和宇宙的演化》_1
第一章 第三节 恒星的一生和宇宙的演化1.恒星的光谱型用过酒精灯的同学会发现火焰的颜色是蓝色，焰心的颜色是红色。
加热化学物品的时候，老师会要求你把试管的底部靠近蓝色的火焰，因为那里最热。
可见物体在燃烧时发出的光可以反映物体当时的温度。
夜空中的恒星也呈现各种的颜色，有红色、白色、蓝色等等。
通过观察这些色彩（天文学上称之为恒星的光谱型）我们便可以了解恒星的表面温度了。
2.恒星的大小、质量和寿命恒星之中，超巨星的体积最大。
其半径可以达到几百到几千倍的太阳半径。
例如参宿四的半径是太阳半径的370倍。
心宿二的半径是太阳的230倍。
白矮星比太阳更小，如天狼星的伴星的半径只有1/333太阳半径。
中子星的半径仅有15千米左右。
已知质量最大的恒星是R136a1，大约是太阳的265倍。
心宿二的质量是太阳的50倍，大角星是太阳的10倍。
从统计来看，大多数恒星的质量是太阳质量的0.5到5倍。
恒星的寿命取决于质量，质量越大寿命越短。
参宿七的质量是太阳的10倍，寿命约2000万年。
太阳的寿命约为100亿年（现在大约已过了45亿年，所以太图4.2 恒星演化各阶段的示意图 3.原恒星和主序星猎户座大星云内有着数量极其丰富的星际物质，许多恒星在星云中诞生了。
天文学家告诉我们，假如一颗星能够积累起0.08倍太阳质量的物质，那么它的表4-1 恒星的光谱型内部就可以产生“氢聚变为氦”的核聚变，成为恒星。
生命初期的恒星被称为“原恒星”。
若原恒星将它周围附近的星际物质吸收干净后，原恒星就晋级为“主序星”了。
说起主序星，我们有必要介绍一个概念——赫罗图。
赫罗图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的关系图，赫罗图的纵轴是光度（或绝对星等），横轴是光谱类型（或恒星的表面温度），从左向右递减。
第三章 恒星的演化
2．较高质量 (M > ~2M⊙) 恒星的演化 (20.4, 21.221.3) (1) 与低质量恒星演化的主要区别 恒星内部的H燃烧通过CNO循环进行，内部温度更高， 辐射压对维持恒星的力学平衡起更大的作用，主序寿 命更短。 He核不再是简并的，C和更重元素的燃烧可以进行。 核心区核反应产生的能量主要以对流的方式向外传递。
第三章 恒星的演化
§3.1 主序星的演化 §3.2 恒星主序后的演化 §3.3 恒星演化的观测证据 §3.4 密近双星的演化
§3.1 主序星的演化
(20.1)
1. 恒星演化的基本原理
恒星在一生的演化中总是试图处于稳定状态（流体 静力学平衡和热平衡）。当恒星无法产生足够多的能量 时，它们就无法维持热平衡和流体静力学平衡，于是开 始演化。
L ~ M 2.5-4, R ~ M 0.5-1
主序星的演化
(1) 零龄主序 (zero age main-sequence star, ZAMS) 刚刚开始核心H燃烧的恒星，在H-R图上占据主序 带的最左侧。 (2) 演化时标 ——核反应 (4 1H→4He +γ) 时标 tn＝η△Mc2/L ≈(1010 yr) (M/M⊙) (L/L⊙)-1 ≈(1010 yr) (M/M⊙)-2.5 for M > M⊙ or (1010 yr) (M/M⊙)-2 for M < M⊙
(4) 特大质量恒星的演化
星风引起的质量损失和恒星 演化。 高光度恒星通常有很强的星 风～10-6-10-4 M⊙yr-1 如沃尔夫-拉叶(WR)星。 演化过程 O型星→蓝超巨星→（红超巨 星）→WR星→Ib/Ic型超新星 + 中子星/黑洞
小结：
不同质量恒星的演化结局
恒星初始质量 (M⊙) < 0.01 0.01 < M < 0.08 0.08 < M < 0.25 0.25 < M < 8 8 < M < 12 12 < M < 40 M > 40 演化结局 行星 褐矮星 He白矮星 CO白矮星? ONeMg白矮星? 超新星→中子星? 超新星→黑洞?
恒星的演化
恒星的演化§主序星的演化1、恒星演化的基本原理：恒星在一生的演化中总是试图处于稳定状态（流体静力学平衡和热平衡）。
当恒星无法产生足够多的能量时，它们就无法维持热平衡和流体静力学平衡，于是开始演化。
引力在其中起了关键的作用。
恒星从星云中诞生，这个结果是引力造成的，因为引力使得星云中的物质聚集成了恒星。
但是另一方面，引力会使得它在体积上不断收缩，为了使得引力作用在某种程度上达到平衡，恒星需要在内部产生能量，产生能量的目的是为了抗衡引力，否则它会持续收缩。
在达到平衡的过程里，恒星要付出代价，恒星要不断消耗自身物质，产生新的元素，元素在转化的过程中能量释放出来，内部结构也会发生变化，最终有一天恒星没有任何能源可以供给，它的生命就结束了。
所以说恒星的一生是一部与引力斗争的历史。
2、Russel-Vogt原理如果恒星处于流体静力学平衡和热平衡，而且它的能量来自内部的核反应，它们的结构和演化就会完全唯一地由初始质量和化学丰度决定。
这个原理在实际上可能不是非常符合，因为恒星的质量会不可避免地发生变化，但是初始质量和化学丰度仍然是决定恒星结构和演化的重要因素。
这里我们主要谈质量的影响。
3、恒星演化时标核时标（Nuclear Timescale）：恒星内部通过核心区（约占恒星质量的十分之一）核反应的产能时间。
比如太阳，它并不是把所有的质量都烧光了，它其实只有0.1倍太阳质量作为可用的燃料。
我们有下面的结果：t n=EL=ηΔMc2L≈0.7%0.1Mc2L≈(1010yr)(MM⊙)LL⊙E是它总的能量，L是光度，也就是它能量消耗的速率，E可以写成ΔMc2，，其中ΔM是恒星核心区的质量，并不是恒星的总质量，η是能量转换的效率。
上式是以太阳质量和太阳光度作为单位的。
一旦恒星的核燃料烧光了，它会快速地变化，进入新的平衡状态，新的平衡状态转变的时标比核反应时标要快得多。
热时标（Thermal Timescale）：恒星辐射自身热能的时间，或光子从恒星内部到达表面的时间，是指恒星把自身能量或热量全部辐射光了。
小质量恒星的演化
• 地球外侧行星轨道同样外移一些，继续公转
1.6 恒星质量损失 Stellar mass loss
▪ 1个太阳质量主序星演化到HB星阶段要损失10%20%的质量。演化到AGB星时再损失其质量的20%。
▪ 因此结束AGB星阶段时， 1 Msun主序星的质量小于 0.7 Msun
▪ 太阳从主序到RGB最顶端大约要2亿年 • SB 阶段： L 10Lsun • RGB 阶段：10Lsun 1,000Lsun • 半径增大为100倍太阳半径
太阳成为红巨星
1.3 氦闪 (Helium flash)
▪ He核质量继续增加 且继续收缩 引力 更大 H壳层燃烧 更快，且加热He核 （由引力能） …
▪ 当He核的温度上升 到约108 K时，He开 始燃烧 (3 alpha 过 程：3He C) 恒星攀升到RGB的 顶点（3）
由于简并，He核温度上升但不膨胀
▪ 简并He核是很好的热导体，一旦He核的中心 燃烧 几分钟内加热整个He核，瞬间整个He 核温度相同 整个He核燃烧
▪ He核电子简并 He核燃烧， He核虽温度上 升但压力不增加（简并压主导） 简并He核 不膨胀（简并气体不满足理想气体状态方程！）
▪ 反向林忠四郎线 ：原恒 星主序星：H–调节
105 yr
恒星沿RGB是加速向上攀升的
▪ H壳层燃烧 He核质量增加 电子简并度增 加 导致He核继续收缩（温度升） 引力更 强 H燃烧壳层压力更大 更快H壳层燃烧 He核质量增加更快 …(相互促进） 恒 星光度加速上升 恒星沿RGB是加速攀升的！
▪ 数秒钟之内，温度上升 热压 大于 简并压 He核膨胀冷却 电子简并解除
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，
恒星的形成与演化
第三章恒星的形成与演化……学时4 第 4--5 周§1. 恒星的形成及结局§2. 恒星距离的测定§3. 视星等,绝对星等§4. 赫-罗图与恒星的演化§1. 恒星的形成及结局恒星(star)—由炽热气体组成的、能自发光的球状或类似球状的天体。
相对于行星而言的，由于其距离遥远，不借助于特殊工具和方法，很难发现它在天球上的位置变化, 所以古代人称之为“恒”星。
除太阳外，半人马座比邻星离地区最近，距离4.3光年，银河中估计有1.2千亿颗恒星。
行星（planet）—在随园轨道上环绕太阳（或其他恒星）运行的近似球状的天体。
1.1, 形成恒星的星云1．星云（Nebula）---恒星际空间中的物质密度较大的部分称为星云。
·恒星际空间不是真空，而是充满了物质，称星际物质。
·星际物质不均匀，密度较大部分，由气体和尘埃组成的、在照片上呈雾状的天体，称为星云。
·一般看法：恒星是从低密的星际物质凝聚而成的。
星云中有气体和尘埃，就气体而言，氢：氦：其它~0.70：0.28：0.02对气体，有两种：①电离氢云，H II, 104 K②中性氢云, H I, 102 K低温有利于凝聚，所以HI可以凝聚为恒星。
2．星云的收缩和凝聚快收缩过程·一个稳定的天体通常是向外的压强（由热运动压、辐射压产生）与自引力平衡。
当自引力压强大于抗拒引力的压强时，平衡被破坏，天体便收缩。
例如：温度T约102 K, 数密度n 约10 ~102 /cm3中性氢，当其质量M~103 -104 M⊙时就会收束。
·收缩会使中心的密度ρc 上升,当ρc ~10-3 g/cm3时，中心不透明，热量不能逃逸，温度继续上升：T↑当T ~ 2 × 103K 时，氢分子变为氢原子，在这一过程中大量吸收热量，使向外的压强进一步减少，于是快速向里塌缩。
·收缩过程中形成了强大的星风（102 km/s）驱散外围物质，在约104 ---105年内露出恒星，其亮度逐渐增加，在102天内亮度增加102倍，露出“原恒星”（protostrar）。
8、恒星演化
10
恒星的晚期演化-1 恒星的晚期演化-
主序星 <3M
⊙
红巨星 H He
氢耗尽核心收缩外层膨 胀,两层热核反应 T<4000K O-C 核心
核心密度大于 行星状星云
6 × 10 7 g / cm 3 , T 5 万开
电子简并 黑矮星 白矮星 致密核
11
蚂蚁星云
这是一颗恒星死亡的照片,从地面的望远镜看去, 这是一颗恒星死亡的照片,从地面的望远镜看去, 这个星云长得很像一只蚂蚁,所以又称为蚂蚁星云. 这个星云长得很像一只蚂蚁,所以又称为蚂蚁星云. 用哈勃望远镜拍摄, 用哈勃望远镜拍摄,该星云的精细结构变得比地面清 楚十倍,就连两端突出的波瓣也一览无遗. 楚十倍,就连两端突出的波瓣也一览无遗.蚂蚁星云 又被称为Menzal 3是所有已发现的行星状星云中最值 又被称为Menzal 3是所有已发现的行星状星云中最值 得研究的, 得研究的,因为从研究中可以了解我们太阳未来死亡 后的命运,与蚂蚁星云相类似的行星状星云还有M2后的命运,与蚂蚁星云相类似的行星状星云还有M29蝴蝶星云及Eta Carinae星云,这都是恒星迈向死亡 蝴蝶星云及Eta Carinae星云, 星云 的景像,而蚂蚁星云的规模比M2- 要大, 的景像,而蚂蚁星云的规模比M2-9要大,爆发速度 也较快十倍,与位於船底座超重的Eta Carinae星云 也较快十倍,与位於船底座超重的Eta Carinae星云 喷发模式又很类似,是相当特殊的情况. 喷发模式又很类似,是相当特殊的情况.
19
奇异的SS433 奇异的SS433
恒星状特殊天体,位于天鹰座α 牛郎星) 恒星状特殊天体,位于天鹰座α(牛郎星)附近 1978年发现它的( 1978年发现它的(氢,氦)光谱中有"三重现象" 年发现它的 光谱中有"三重现象" ( 多普勒效应) 多普勒效应) 红移和蓝移 同时存在 ? ?(164天 红移量始终大于蓝移量? 周期性变化 ?(164天)? 红移量始终大于蓝移量? 多普勒效应解释SS4333光谱中的 三重现象" 光谱中的" 多普勒效应解释SS4333光谱中的"三重现象"遇到困 难 不象塞曼效应 ? X射线源 ? 1979年提出两类模型 1979年提出两类模型 喷流模型 黑洞模型 多年来一直不断研究 目前的观点
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
一张图看懂宇宙137亿年进化史
一张图看懂宇宙137亿年进化史宇宙诞生于137亿年前，为了更好地想象宇宙的历史，我们把它压缩成12个月的年历。
年历上的1月1日是宇宙诞生的日子，年历上包含了从那以后经历的所有时间，一直到现在，在这个年历上的12月31日午夜，按照这个比例，每个月代表10亿年，每天代表将近四千万年。
那么1月1日宇宙大爆炸究竟发生了什么呢？那是目前为止我们所能看到最早的时间，整个宇宙形成于一个比原子还小的点，空间在密度极大温度极高的状态下爆炸，由此开始了宇宙的扩张，并诞生了所有的能量，产生了所有我们已知的事物。
这听起来似乎很疯狂，但是我们有很强力的观测证据来支持宇宙大爆炸理论，证据还有氦元素在宇宙中的比例以及爆炸残留的发光无线电频谱。
爆炸后宇宙开始冷却，期间有两亿年左右的黑暗，万有引力将气体聚集并且加热，知道第一批恒星发出亮光，那相当于1月10日。
在1月13日，这些恒星开始结合形成第一批小星系，这些星系融合成更大的星系，包括我们的银河系，产生于110亿年前左右，就是宇历上的3月15日。
数千亿的恒星中，哪个是我们的太阳呢？此时太阳尚未诞生，它将从其他恒星的灰烬中产生。
恒星消亡和诞生的地方，我们称之为行星苗圃（分子云），它们像雨滴般从巨大的气态和灰尘云中凝结，它们温度高的可以把原子中的原子核融合在一起，从而产生了我们呼吸的氧气，肌肉中的碳元素，骨头中的钙元素，血中的铁元素，所有的这一切都产生于从此消亡的恒星炙热的内心，包括你我，所有人，我们都是由星辰物质组成。
星辰物质被不断循环和浓缩，一遍又一遍，经过几代恒星的诞生消亡，距离我们的太阳诞生还有多久呢？还有很长世间。
我们太阳的第一次发光还要再等60亿年。
在这个宇宙年历上太阳的生日是8月31日，那是45亿年前。
就像太阳系中其他行星，地球在一堆气体和灰尘中产生，绕着新生的太阳运行，反复的碰撞产生了一个发光的球状碎片。
在最初的10十亿年里，地球饱受摧残，任由轨道上的碎片撞击和融合，直到他们形成了我们的月亮，月亮是那个暴力纪元的纪念品，如果你站在远古地球的表面，月亮会看上去比现在亮100倍，那时月亮离我们近10倍，被比现在更强大的引力吸引着。
- 1、下载文档前请自行甄别文档内容的完整性，平台不提供额外的编辑、内容补充、找答案等附加服务。
- 2、"仅部分预览"的文档,不可在线预览部分如存在完整性等问题,可反馈申请退款(可完整预览的文档不适用该条件!)。
- 3、如文档侵犯您的权益，请联系客服反馈,我们会尽快为您处理(人工客服工作时间：9:00-18:30)。
恒星的演化过程示意图
恒星的寿命取 决于它的质量
星云的气体和尘埃一 旦紧缩成一颗原恒星 时.一颗恒星就诞生了
恒星的燃料消耗殆尽 时，它就会膨胀变成
巨星或超巨星
巨星或超巨星
原恒星
质量最大的ห้องสมุดไป่ตู้星遗留物 会形成黑洞，即使光也 无法从黑洞中逃逸出来
巨星或超巨星可能爆 炸成为超新星
超新星
小型和中等恒 星会变成红巨 星，而后又会
变成白矮星
白矮星
耗尽能量后就 变成黑矮星
黑洞
遗留物会变 成中子星
黑矮星
中子星