相对论简并电子气
合集下载
相关主题
- 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)。
• 热核反应（聚变）：4个氢原子核聚
变为1个氦原子核，放出能量。（第七 章介绍）
• 热核反应条件：1000万K
如果一个星体的质量小于0.08个太 阳质量，其核心的温度不可能达到 1000万K，也就永远引发不了热核反 应。就像太阳系中的木星一样。 如果星体的质量超过100个太阳质 量，不稳定，要分解。
绝对星等
• 视星等不是恒星真实发光能力 • 把恒星移到10秒差距(32.6光年)处 再比较它们的亮度（目视星等） 其目视星等叫做绝对星等
E1 r ＝ 2 E 10 (秒差距）
2
E m （ m 2.5 lg 1 M） E1
视星等和绝对星等的关系
M＝ m＋ 5－ 5lg r
M 绝对星等，m 视星等，r 距离
其光度
不到太阳的万分之一
光度和体积、温度的关系
• 恒星的光度由其温度和表面积决定 温度愈高光度愈大 表面积愈大光度也愈大 • 光度大的恒星叫做巨星 光度比巨星更强的叫超巨星 光度小的称为矮星 • 光度大的巨星，体积也大 • 光度小的矮星，体积也小
2，恒星的颜色、光谱 和温度
基尔霍夫光谱的三条定律
普森公式：
m=-2.5×lg(E/E0)
天文学上的星等和物理学上的 照度有确定的关系。1勒相当于视 m 星等－13.98 。 不再是1～6等了！ 满月-12.7m ；天狼星-1.45m 非常暗的星27m
照相星等
• 用照相底片代替肉眼观测 星光亮度越大 照相底片感光黑度越浓 • 按照相底片上感光强度 定出的星等叫照相星等 • 照相底片对红光不敏感，对蓝光敏感 用照相底片测定星等 红星显得暗，星等大 蓝星显得亮，星等小
星等系统可以从人的生理学上找 到依据，人对外界刺激的生理反应 是和刺激因素的对数成正比的。 星等和亮度的关系
E2 m1 m2 2.5 lg E1
星等差5等，亮度差100倍 （ 5＝2.5 lg 100）
取零星等的亮度（E）为单位
E0 1 m m0 2.5 lg 2.5 lg E E / E0
电离
吸收线
发射线
氢原子能级、发射线、吸收线和电离
太阳光谱
太阳光谱（连续谱、发射线和吸收 线）可给出太阳大气的结构、物理状 态、化学成分以及太阳活动的性质等。
测量天体磁场的方法
塞曼效应：19世纪末物理学家发现在 均匀磁场中，原子辐射产生的某一条 发射谱线要分裂为两条或三条，分裂 程度与磁场强弱有关。天文学家利用 塞曼效应设计出观测太阳和恒星磁场 的设备。太阳是唯一的一颗能给出表 面磁场分布的恒星。
星际云
有的星际云具有非常大尺度和质量， 直径可达一千光年，十个至一千个太 阳质量。但密度很低，成分主要是氫。 没有干扰时，它们可以千载不变。 但是，来自星系碰撞、星系所產生的 密度波、超新星爆發的激波，或在附 近誕生的恆星的干扰会使它们发生变 化。
星际云和原恒星
在星际云收縮之前，它非常冰冷， 位於赫罗图上一個极右的位置。当 星际云收縮，它会变得越来越热， 而它在赫 ─罗图上的位置亦会向 左移动。原恒星也在赫罗图的右边。
现代天文学
（诺贝尔奖天文学奖项回顾） 讲授提纲
第四章 恒星演化和白矮星
1，恒星星等、视亮度和光度
2，恒星的颜色、光谱和温度
3，恒星演化赫罗图 4，白矮星的发现 5，恒星晚期演化 6，白矮星的形成和质量上限 7，行星状星云 8，白矮星的质量上限的争论
1，恒星星等、视亮度 和光度
星等
公元前2世纪古希腊希帕恰斯 首先用肉眼估计了星的亮度 按明暗程度分成等级（6级） 星的亮度越大，星等越小 肉眼能见到的约有6000颗恒星
原恒星的诞生
弥漫的星际云在引力作用下不断收缩，导 致中心的密度加大，体积缩小。 在收缩过程中，大量物质向中wenku.baidu.com下落，引 力势能转换为动能，导致温度升高，开始辐 射红外线。高温产生向外的辐射压力逐步增 强与引力相对抗的能力。不再收缩，原恒星 就形成了。
2 mgh=1/2mv
原恒星：发生热核反应之前 主序星：开始热核反应后
• 眼睛看起来最为明亮： 1等星 • 看起来比1等星稍暗一些： 2等星 • 再暗一些的：3等星，依此类推 • 眼睛刚能看到的：6等星
恒星的亮度（视亮度）
看起来有多亮？可以精确测量。
恒星在观测点上和视线垂直的平
面上每单位面积所通过的光通量来
表示（照度）。（单位为勒）
1850年，普森注意到，古希腊天 文学家定出的一星等比六等星大约 亮100倍。为此，他规定星等相差5 等，亮度之比精确为100。于是星等 差一等，亮度之比等于 1/ 5 (100) 2.512 亮度差2.512倍
（1870年，德国物理学家基尔霍夫发现）
1，炽热的物体发出连续光谱； 2，低压稀薄炽热气体发出某些单独的 明亮谱线； 3，较冷的气体在连续光源前面产生吸 收谱线。
吸收线和发射线
吸收线：在太阳连续光谱的上面 有许许多多的粗细不等、分布不均 的暗黑线，共有2万多条。 发射线：在连续光谱上还有成千 上万条明亮的谱线。
光谱型
光谱型和元素的含量有关，还和恒 星大气的温度压力有关。 根据恒星的温度以及谱线特征，把 恒星分成如下的类别： O型为蓝星 B型为蓝白星 A型为白星 F型为黄白星 G型为黄星 K型为橙红星 M型为红星
恒星的颜色和温度
•蓝光：表面温度绝对温度3万K以上 •蓝白：3万至1万K •纯白：1万至7500K •黄白色：7500至6000K •黄：6000至5000K •红橙：5000到3500K •红：3500至2000K
• 天狼星的视星等是-1.45等 距离为2.7秒差距， 绝对星等＋1.5等 • 太阳离我们最近，光辉夺目 它的目视星等达到-26.7等 绝对星等才只有＋4.83等
光度
• 光度单位：尔格/秒
适用于光学，红外、紫外、射电、Χ
及γ 射线波段 • 恒星之间的光度差别非常大
超巨星的光度比太阳强几万倍
天狼星的伴星是一颗白矮星
塞曼效应
•电子从高能级跃 到低能级，发射 一定频率的谱线 •有磁场时，能级 分裂导致谱线分 裂 •分裂程度与磁场 强度成正比，因 此可以测磁场
观测到的谱线
3，恒星演化赫罗图
赫罗图
恒星的光度和温度（光谱型）的关系 1，光度高而温度低的巨星和超巨星在 右上角； 2，光度低而温度高的白矮星在左下角 3，90％的恒星在左下自左上到右下的 斜线左右，称左下主序星。
变为1个氦原子核，放出能量。（第七 章介绍）
• 热核反应条件：1000万K
如果一个星体的质量小于0.08个太 阳质量，其核心的温度不可能达到 1000万K，也就永远引发不了热核反 应。就像太阳系中的木星一样。 如果星体的质量超过100个太阳质 量，不稳定，要分解。
绝对星等
• 视星等不是恒星真实发光能力 • 把恒星移到10秒差距(32.6光年)处 再比较它们的亮度（目视星等） 其目视星等叫做绝对星等
E1 r ＝ 2 E 10 (秒差距）
2
E m （ m 2.5 lg 1 M） E1
视星等和绝对星等的关系
M＝ m＋ 5－ 5lg r
M 绝对星等，m 视星等，r 距离
其光度
不到太阳的万分之一
光度和体积、温度的关系
• 恒星的光度由其温度和表面积决定 温度愈高光度愈大 表面积愈大光度也愈大 • 光度大的恒星叫做巨星 光度比巨星更强的叫超巨星 光度小的称为矮星 • 光度大的巨星，体积也大 • 光度小的矮星，体积也小
2，恒星的颜色、光谱 和温度
基尔霍夫光谱的三条定律
普森公式：
m=-2.5×lg(E/E0)
天文学上的星等和物理学上的 照度有确定的关系。1勒相当于视 m 星等－13.98 。 不再是1～6等了！ 满月-12.7m ；天狼星-1.45m 非常暗的星27m
照相星等
• 用照相底片代替肉眼观测 星光亮度越大 照相底片感光黑度越浓 • 按照相底片上感光强度 定出的星等叫照相星等 • 照相底片对红光不敏感，对蓝光敏感 用照相底片测定星等 红星显得暗，星等大 蓝星显得亮，星等小
星等系统可以从人的生理学上找 到依据，人对外界刺激的生理反应 是和刺激因素的对数成正比的。 星等和亮度的关系
E2 m1 m2 2.5 lg E1
星等差5等，亮度差100倍 （ 5＝2.5 lg 100）
取零星等的亮度（E）为单位
E0 1 m m0 2.5 lg 2.5 lg E E / E0
电离
吸收线
发射线
氢原子能级、发射线、吸收线和电离
太阳光谱
太阳光谱（连续谱、发射线和吸收 线）可给出太阳大气的结构、物理状 态、化学成分以及太阳活动的性质等。
测量天体磁场的方法
塞曼效应：19世纪末物理学家发现在 均匀磁场中，原子辐射产生的某一条 发射谱线要分裂为两条或三条，分裂 程度与磁场强弱有关。天文学家利用 塞曼效应设计出观测太阳和恒星磁场 的设备。太阳是唯一的一颗能给出表 面磁场分布的恒星。
星际云
有的星际云具有非常大尺度和质量， 直径可达一千光年，十个至一千个太 阳质量。但密度很低，成分主要是氫。 没有干扰时，它们可以千载不变。 但是，来自星系碰撞、星系所產生的 密度波、超新星爆發的激波，或在附 近誕生的恆星的干扰会使它们发生变 化。
星际云和原恒星
在星际云收縮之前，它非常冰冷， 位於赫罗图上一個极右的位置。当 星际云收縮，它会变得越来越热， 而它在赫 ─罗图上的位置亦会向 左移动。原恒星也在赫罗图的右边。
现代天文学
（诺贝尔奖天文学奖项回顾） 讲授提纲
第四章 恒星演化和白矮星
1，恒星星等、视亮度和光度
2，恒星的颜色、光谱和温度
3，恒星演化赫罗图 4，白矮星的发现 5，恒星晚期演化 6，白矮星的形成和质量上限 7，行星状星云 8，白矮星的质量上限的争论
1，恒星星等、视亮度 和光度
星等
公元前2世纪古希腊希帕恰斯 首先用肉眼估计了星的亮度 按明暗程度分成等级（6级） 星的亮度越大，星等越小 肉眼能见到的约有6000颗恒星
原恒星的诞生
弥漫的星际云在引力作用下不断收缩，导 致中心的密度加大，体积缩小。 在收缩过程中，大量物质向中wenku.baidu.com下落，引 力势能转换为动能，导致温度升高，开始辐 射红外线。高温产生向外的辐射压力逐步增 强与引力相对抗的能力。不再收缩，原恒星 就形成了。
2 mgh=1/2mv
原恒星：发生热核反应之前 主序星：开始热核反应后
• 眼睛看起来最为明亮： 1等星 • 看起来比1等星稍暗一些： 2等星 • 再暗一些的：3等星，依此类推 • 眼睛刚能看到的：6等星
恒星的亮度（视亮度）
看起来有多亮？可以精确测量。
恒星在观测点上和视线垂直的平
面上每单位面积所通过的光通量来
表示（照度）。（单位为勒）
1850年，普森注意到，古希腊天 文学家定出的一星等比六等星大约 亮100倍。为此，他规定星等相差5 等，亮度之比精确为100。于是星等 差一等，亮度之比等于 1/ 5 (100) 2.512 亮度差2.512倍
（1870年，德国物理学家基尔霍夫发现）
1，炽热的物体发出连续光谱； 2，低压稀薄炽热气体发出某些单独的 明亮谱线； 3，较冷的气体在连续光源前面产生吸 收谱线。
吸收线和发射线
吸收线：在太阳连续光谱的上面 有许许多多的粗细不等、分布不均 的暗黑线，共有2万多条。 发射线：在连续光谱上还有成千 上万条明亮的谱线。
光谱型
光谱型和元素的含量有关，还和恒 星大气的温度压力有关。 根据恒星的温度以及谱线特征，把 恒星分成如下的类别： O型为蓝星 B型为蓝白星 A型为白星 F型为黄白星 G型为黄星 K型为橙红星 M型为红星
恒星的颜色和温度
•蓝光：表面温度绝对温度3万K以上 •蓝白：3万至1万K •纯白：1万至7500K •黄白色：7500至6000K •黄：6000至5000K •红橙：5000到3500K •红：3500至2000K
• 天狼星的视星等是-1.45等 距离为2.7秒差距， 绝对星等＋1.5等 • 太阳离我们最近，光辉夺目 它的目视星等达到-26.7等 绝对星等才只有＋4.83等
光度
• 光度单位：尔格/秒
适用于光学，红外、紫外、射电、Χ
及γ 射线波段 • 恒星之间的光度差别非常大
超巨星的光度比太阳强几万倍
天狼星的伴星是一颗白矮星
塞曼效应
•电子从高能级跃 到低能级，发射 一定频率的谱线 •有磁场时，能级 分裂导致谱线分 裂 •分裂程度与磁场 强度成正比，因 此可以测磁场
观测到的谱线
3，恒星演化赫罗图
赫罗图
恒星的光度和温度（光谱型）的关系 1，光度高而温度低的巨星和超巨星在 右上角； 2，光度低而温度高的白矮星在左下角 3，90％的恒星在左下自左上到右下的 斜线左右，称左下主序星。