恒星结构及变化讲解
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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 O
B
A
N线
(2.5x104-1.2x104K)
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度），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。
3.1 三角视差法 d 1 (3.26光年）
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。
3.3 谱线红移和哈勃定律
人们观测到，更加遥远的星系的光谱 都有红移的现象，也就是说， 星系的光 谱整个向红端移动。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。造成这种现象的原因是： 遥远的系星正在 快速的离开我们。
吸收带强
吸收带弱
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 形成一个明显的序列，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)。
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)
造父变星 HII区 O型星
新星
远星系
星系亮度
遥远星系
红移
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：
该图显示出恒星的光度和表面 温度随时间变化的情形，横坐标 是恒星的光谱型，按照O、B、A 、F、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。
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
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)
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
n n g g (2 mkT ) e r1,k e
r 1 e
3/ 2 [ r r1,k r ,i ] kT
nr ,i
g r ,i
h3
g为以统计权重 g 2J 1, J为内量子数
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
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。
温度
2. 在热动平衡下应用统计规律定义的温度
p ''
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
（6x104K)
早型
F
GKLeabharlann M(7.6x103-6.1x103K) 中型
(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)
碳星（C CN)
cB1 超星 Be 有发射线
5.半径
1.由绝对热星等及表面有 效温度求出
Mb 2.5lg L 及
L 4 R2 Te4
2.分光双星
1.对双星可 由其运动 轨道求出 质量
2.由质光关 系求出
对主序星：
L M 34
6.质量
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1500万K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。
1929年，哈勃(Hubble,E.P.)提出了 著名的哈勃定律，即河外星系的视 向退
行速度和距离成正比： Hr 这样， 通过红移量 z 我们可以知道
c
星体的退行速度，如果哈勃常数H确定， 那么距离也就确定了（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）。
世界上有两件东西能够深深 地震撼人们的心灵，一件是我们 心中崇高的道德准则，另一件是 我们头顶上灿烂的星空。
------ 康德
恒星结构及演化
程福臻
中国科学技术大学天体物理中心 fzhen@ 2009.12.8
一. 恒星在天体物理学中的作用 二. 观测事实 三. 太阳的结构图 四. 恒星结构的基本方程组 五. 恒星中的核合成 六. 恒星的演化 七. 恒星演化的观测证据
一 .恒星在天体物理学中的作用
恒星对于宇宙就像原子对于物质
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
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 O
B
A
N线
(2.5x104-1.2x104K)
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度），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。
3.1 三角视差法 d 1 (3.26光年）
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。
3.3 谱线红移和哈勃定律
人们观测到，更加遥远的星系的光谱 都有红移的现象，也就是说， 星系的光 谱整个向红端移动。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。造成这种现象的原因是： 遥远的系星正在 快速的离开我们。
吸收带强
吸收带弱
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 形成一个明显的序列，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)。
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)
造父变星 HII区 O型星
新星
远星系
星系亮度
遥远星系
红移
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：
该图显示出恒星的光度和表面 温度随时间变化的情形，横坐标 是恒星的光谱型，按照O、B、A 、F、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。
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
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)
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
n n g g (2 mkT ) e r1,k e
r 1 e
3/ 2 [ r r1,k r ,i ] kT
nr ,i
g r ,i
h3
g为以统计权重 g 2J 1, J为内量子数
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
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。
温度
2. 在热动平衡下应用统计规律定义的温度
p ''
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
（6x104K)
早型
F
GKLeabharlann M(7.6x103-6.1x103K) 中型
(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)
碳星（C CN)
cB1 超星 Be 有发射线
5.半径
1.由绝对热星等及表面有 效温度求出
Mb 2.5lg L 及
L 4 R2 Te4
2.分光双星
1.对双星可 由其运动 轨道求出 质量
2.由质光关 系求出
对主序星：
L M 34
6.质量
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1500万K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。
1929年，哈勃(Hubble,E.P.)提出了 著名的哈勃定律，即河外星系的视 向退
行速度和距离成正比： Hr 这样， 通过红移量 z 我们可以知道
c
星体的退行速度，如果哈勃常数H确定， 那么距离也就确定了（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）。
世界上有两件东西能够深深 地震撼人们的心灵，一件是我们 心中崇高的道德准则，另一件是 我们头顶上灿烂的星空。
------ 康德
恒星结构及演化
程福臻
中国科学技术大学天体物理中心 fzhen@ 2009.12.8
一. 恒星在天体物理学中的作用 二. 观测事实 三. 太阳的结构图 四. 恒星结构的基本方程组 五. 恒星中的核合成 六. 恒星的演化 七. 恒星演化的观测证据
一 .恒星在天体物理学中的作用
恒星对于宇宙就像原子对于物质
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