天文知识演示7

恒星的大小，质量和密度
• 恒星的大小相差很多，有直径大到太阳直径的 数百倍甚至一二千倍的恒星，如御夫座ε双星 中较暗的一颗直径为太阳直径的2000倍，仙王 座VV星中的亮星的直径为太阳直径的1600倍； 参宿四的直径是太阳直径的900倍。另一方面， 也观测到直径为太阳的几分之一到几十分之一 的恒星。白矮星的直径约是太阳直径的百分之 一，天狼星的伴星是一个白矮星，直径只有太 阳直径的三十分之一。六十年代发现的中子星 直径的理论值小于20km，只有太阳直径的几万 分之一。
• （3） 梯度温度或特征温度Tg 利用给定波长λ 处的绝对梯度与恒星在同一波长处的绝对梯度 相等的绝对黑体的温度。
• （4） 有效温度Te 与恒星具有同样总辐射流 和同样半径的绝对黑体的温度。
• 上述定义的温度有的实际难以确定，色温度 和梯度温度的估计要测定恒星的光谱。温度越 高，光谱最明亮（辐射强度最大）部分越接近 蓝色一端，为此，我们只要在谱线中找出最明 亮部分所对应的波长，便可推算出恒星的表面 温度。
和主序星之间是所谓亚巨星，这些星的光谱型多 半在G2-K2的区域，绝对星等平均为+2.5等。赫罗 图的左下角是白矮星，它们的光谱多半属A型，光 度很小，绝对星等从+10-+15等。太阳附近的恒星
组成的赫罗图，是各种类型的恒星的混合体，这
些星具有不同的质量，不同的化学组成和不同的 年龄。不容易看出恒星演化的过程。
• 由观测可知：大多数恒星的化学组成与太阳差不多， 少数恒星的化学组成是特殊的，例如在光谱型是和N型 恒星的大气中碳特别多，在S型恒星大气里，锆、锝特 别多。绝大部分恒星大气的化学组成，都是氢最丰富， 按质量计算，氢占78%，氦占20%，其余的2%中，O、 C、N这三种元素占一半多，剩下的不足1%，较丰富的 是Ne、Fe、Se、Me、S等，恒星内部的化学组成，直 接观测不到，需要根据恒星的质量，半径，光度，表 面温度等参数推算出其概况。
• 恒星的密度，是指其平均密度，而平均密度等 于恒星总质量和总体积的比值。由于恒星的大
小差别很大，所以恒星的密度差别也较大，太 阳的平均密度是水的1.409倍，主序星的平均密 度是从太阳的10倍左右到0.1倍左右，红超巨星 的平均密度约为水的一百分之一。也有小到水
密度一亿分之一的，白矮星和中子星的密度则
恒星的颜色和光谱型
• 恒星的温度 • 确定恒星的温度是天体物理学最基重要的课
题之一。目前实测只能获得恒星大气层的温度， 而恒星内部温度只能通过理论分析来估算。 • 关于恒星的温度有不同的定义，常见的有： • （1） 色温度Tc 是指一定波段内的连续谱形 状与恒星相同的绝对黑体的温度。 • （2） 辐射温度Tr 是在一定波段和单位时间、 单位面积内的辐射流量与恒星相同的绝对黑体 的温度。
• 恒星的颜色
• 恒星的颜色多种多样，而颜色实际上是恒星 表面温度的反映。红色的星表面温度低，约为 3000K，如天蝎座a星（心宿二）；黄色星约为 6000K，太阳便属于这一类恒星；白色星约为 10 000～20 000K；带蓝星的星，表面温度最高， 可达300 000～100 000K，如猎户座蓝色的"参 宿三"表面温度很高。
恒星的多样性
• 恒星在宇宙中是最主要的天体，存在形式多样。 人们分类体系不同，恒星名称也不一样。
• 依据恒星之间的相互关系可分为：单星（孤 星）、双星、三星、聚星、星团、星协等；
• 依据赫罗图上的恒星特点可分为：主序星、红 巨星、超巨星、白矮星等；
白
2500012000K 115007700K
金属线开始显现
黄白
76006100K
太阳型光谱，中性金属原 子和离子
黄
60005000K
金属线为主，弱的蓝色连 续谱
橙
49003700K
氧化钛的分子带明显
红
3600-
2600K
例子 参宿一、
参宿三 参宿五，
参宿七 牵牛星，
织女星
南河三
太阳，五 车二
大角星
• Oh, Be A Fine Girl, Kiss Me! (Right Now, Smack)
光谱型 O B A F G K M
恒星的光谱型、颜色、表面温度表
光谱主要特征
颜色 表现温度
一次电离氦线（发射或吸 收），强紫外连续谱
蓝
4000025000K
中性氦的吸收线
蓝白
A0型的氢强度极强，其它 次型依次递减
•
恒星的光谱，光谱型
• 太阳的光谱是于1666年发现的。而恒星的光 谱拍摄和研究直到1870年才开始，人们通过研 究恒星的光谱发现：颜色相同的恒星，光谱大 致相同；颜色不同的恒星，光谱也不相同。
• 多数恒星的光谱是在它的连续光谱的背景上 有许多暗的吸收线，只有少数恒星的光谱中出 现发射线，有的恒星光谱中只出现少数几条谱 线，有的则有很多条谱线，也有一些恒星光谱 呈现有分子带谱线，人们通过光谱可以研究恒 星的很多特性
很大，天狼星伴星的平均密度是 1.75×105g/cm3。
恒星的运动
• 恒星的自转
• 通过对太阳黑子的较长期的观测，我们发现 太阳的自转运动，通过观测恒星的光谱，发现 恒星也有自转运动。因此，恒星的自转运动是 有共性的，只是各个恒星表面的自转速度大小 不等（较差自转）。
• 太阳赤道处的自转速度平均为2km/s，而有 的恒星赤道处的自转速度达300km/s。对于主 序星来说，早型星（B型，A型）自转速度较大， 晚型星（C型，K型，M型）自转速度较小。
• 恒星的质量是重要的物理量，它是恒星演化和 恒星结构的决定性因素。除太阳外，恒星中只 有某些双星，才能从其轨道运动决定其质量的 数值，其它恒星的质量，都是用间接方法求得 的。
• 恒星的质量方面的差别不象在光度和大小方 面的差别那样大，其质量范围约从百分之几个 太阳质量到120个太阳质量间，有时可能更大， 但大多数恒星质量在0.1～10个太阳质量之间。 恒星的质量随着时间而变化，除了热核反应把 质量不断转变为辐射能以外，许多恒星还因大 气膨胀或抛射物质而不断损失质量。
• 从O到M的光谱型系列，是恒星表面温度从高到低的
系列，也是恒星颜色从蓝到红的系列。O、B和A型的 星温度较高称为早型星，而K和M型的星温度较低称为 晚型星。R、N与K、M型星的光谱类似，只是R、N型星 的光谱中有较强的C和CN分子吸收带，而在K型、M型 星的光谱中则具有强的金属氧化物的吸收带。这表明R 型、N型星的碳元素含量较K型、M型星丰富，所以又 被称为碳星。S型的光谱与M型相似，但金属氧化物的 分子带较强，且其上常有氢的发射线。
• L=4πR^2sT^人们已知道，不同的恒星，它们 的发光本领是相差很大的。比如：有大到太阳 光度的几十万倍，也有小到太阳光度的几万分 之一的
• 绝对星等
• 为了比较不同恒星的亮度，假想把所有恒星 都移到某一标准距离处，然后比较它们的视星 等。现在把这个标准距离取作10秒差距，绝对 星等常用M表示。太阳的M为4.75等，天狼星 的M为1.4等。我们把光度较小的星叫矮星，光 度较大的星叫巨星。一般矮星M为9等左右，巨 星M为 -2等左右，超巨星M为 - 4等以上。
和距离，是研究恒星演化重要的手段，是天体 物理学和恒星天文学有力的工具。
• 位于主星序上的恒星叫主序星。其分布规律是从 亮度大的O型星、B型星延续到图的另一角落的微 弱的M型星。赫罗图上除主星序外，还可看到由较 少恒星组成的一些序列，在右上方G、K、M型亮
星区域，可以看到一组星，就是巨星，它们的绝 对星等差不多一样，都在O等左右。巨星以上是超 巨星，它们在绝对星等为-2等或更亮的区域。巨星
• 恒星空间运动的方向是多种多样的，有的向东， 有的向西，有的接近太阳，有的远离太阳。我们 把恒星空间运动速度分成两个分量，一个沿视线 方向，叫视向速度；一个和视线垂直，叫做切向 速度。
• 1870年开始测定恒星的视向速度。已测定视向 速度的恒星约有3万多颗，大多数介于 ±20km/s之间，已测出恒星的最大视向速度为 534km/s。
• 恒星相对于太阳的运动
• 恒星除了自转运动外，每一个恒星还有自己的 空间运动。这种相对运动称为恒星的空间运动， 其运动的相对速度称为空间速度。如果某一恒星 的运动速度大小，方向正好与太阳一样，那么它 相对太阳来说就好像是静止不动的，但相对地球 上的观测者来说，则不是静止的。因为地球每年 公转一周，每天自转一周。如果恒星的运动速度 大小、方向与太阳不一样，那么这颗恒星对太阳 有相对运动。
• 如果知道我们到恒星之间的距离，再知道恒 星的球面坐标，就能够确定出恒星的空间位置， 才有可能计算出恒星的光度，空间运动的线速 度，研究恒星的空间分布规律。
• 测量恒星到太阳之间的距离的方法很多，尽 管三角视差法是测距的基础，但只适用于较近 的恒星，而对于绝大多数遥远的恒星，天文学 家是用造父变星法、分光视差法等来确定距离 的。
• 1光年=9,460,730,472,580,800米=约94,605亿千 米
• 除太阳外，距离地球比较近的亮恒星如 下表
某些恒星的距离
序号 1 2 3 4 5 6
星名 半人马α
大犬α 小犬α 天鹰α 南鱼α 天琴α
中国名 南门二 天狼 南河三 河鼓二 北落师门 织女
距离（光年） 4.35 8.65 11.4 16 22 26.3
• 根据恒星的光谱，可把恒星分为若干种光谱型， 最常见的有哈佛分类法。
• 哈佛分类法是美国哈佛天文台根据恒星光谱线的相
对强度和形状所定出的分类法。在这种分类系统中， 每种光谱型用拉丁字母表示，分为O、B、A、F、G、K、 M七个光谱型，各个光谱型又分为10个次型,如B0、 B1…B9（不一定每类恒星的光谱型都有10个）。
• 恒星的磁场
• 1946年天文学家巴布科克首次测出室女座78 星的磁场强度约为1500多高斯，近三十年来， 天文工作者对恒星磁场进行了大量观测和研究， 发现了100多颗磁场强度高达几千乃至几万高 斯的恒星。现在知道除脉冲星外，磁场最强的 恒星大多数是A型特殊星，这种恒星的磁场作 周期性的变化，极性也经常改变。
• 从18世纪中叶到今天测定了20颗以上的恒星 的自行，其中最大的蛇夫座的巴纳德星，自行 达每年10″.31，肉眼能看到的恒星，它们自行 平均值只有0″.1，难以觉察，因此,星座的形状 几千年看不出有什么变化。
恒星的化学组成
• 确定恒星的化学组成的方法与确定太阳的化学组成的 方法相同，是用光谱分析法。由于恒星到我们的距离 比太阳远得多，亮度又小得多，所以精确地定出化学 组成是很困难的，恒星越亮，相对而言准确性越大。 由光谱分析可求出恒星的表层化学组成，不同类型的 恒星其化学组成不同。
恒星的亮度和光度
• 恒星的亮度 • 恒星的亮度是指恒星在观测点和视线垂直的
平面上所产生的照度。它的大小常以视星等来 表示。如果取零等星的亮度为单位，则视星等 m和亮度E有如下关系： • m= -2.5lgE • 这是普森公式，说明视星等m越小，亮度E越 大。 •
• 2． 恒星的光度
• 恒星的光度是指恒星每秒钟向四面八方发出 的辐射总能量，一般用L表示，关系式：
天文知识
七 恒星
恒星具有相当稳定的质量，太阳的质 量为2000000000000000000000000000吨， 我知道你们不会介意多或者少一个零， 可大自然在乎。
——爱丁顿
恒星世界是宇宙中最有趣和最重要的天
体，是天文观测的重要对象。要认识宇 宙，就必须首先了解恒星的特性及其演 化规律。
恒星的距离
心宿二， 参宿四
赫罗图
• 恒星的光谱型和光度之间的关系，首先 由丹麦天文学家赫兹普龙和美国天文学 家罗素所发现。这个以绝对星等或光度 为纵座标，以光谱型或表面温度的对数 为横座标作的图，叫做"光谱──光度图"， 或叫"赫罗图"。
• 图上有90%以上的恒星，分布在图中的左上方 到右下方的对角线的狭窄带内。这区域称为" 主星序"。主星序的右上角，有一个几乎呈水 平走向的"巨星序"。图的上部，有一些分散的 星，称为"超巨星序"。主星序下面的是"亚矮星 "，图的下面是"白矮星序"。巨星序和主星序不 相接，中间的空区称为"赫氏空区"。赫罗图能 显示恒星各自的演化过程，能估计星团的年龄