L07_太阳&恒星
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天文学导论（III） 天文学导论（III）恒星物理
第7讲： 太阳与恒星的基本特征 第8讲： 星际介质与恒星形成 第9讲： 小质量恒星（双星）演化（行星状 星云，白矮星，Ia 型超新星） 第10讲：大质量恒星演化（ II 型超新星, 中子星与黑洞）
天文学导论
第7 讲 太阳与恒星
To man, that was in th’evening made, Stars gave the first delight; Admiring, in the gloomy shade, Those little drops of light. Edmund Waller (1606-1687)
• ~ 1015 neutrinos pass through your body per second, without disturbing a single atom! • Very difficult to detect neutrinos
中微子探测器
SuperKamiokande 超级 神冈 in Japan. 40X40m in water tank. 11,000 phototubes. Neutrinos from the Sun interact with atoms, causing flashes of light that can detected by the phototubes lining the tank.
质子链 Proton-proton chain
在太阳核心，氢转变为氦实际上要经过一连 串的核反应，称之为质子-质子（p-p）链
核聚变的极端条件
目前仍无法在实验室内稳定地制造出所需条件 核聚变需要高温：氢原子核（质子 1H ）能有 足够的能量克服原子核（质子）之间库仑排斥 力 核聚变需要极高的密度来增加粒子间的碰撞机 会 因此核聚变只能在温度高达~107K 的太阳核心 发生
2.3 对流区 Convective zone
辐射以对流形式向外传播的地方，至半径99% 处（即太阳的外层） 离核心越远，气体温度越低（约200万摄氏 度），开始变得不透明，光子很容易被吸收， 辐射转移的效率因而很低，因此在太阳最外层， 对流取代了辐射转移成为传播能量至太阳表面 更重要的方式。 一个在核心内产生的光子，需数千万年才能以 数千个低能量、主要是可见光的光子的形式到 达太阳表面（光球层）
太阳
• • • • • • • • • • 太阳基本情况 太阳结构剖析 太阳能源机制 太阳活动性 太阳稳定性和变化
本讲内容
恒星
测量恒星：距离、亮度、化学成分、温度和大小 恒星的光谱分类 赫-罗图 双星和恒星质量的测定 星团
太阳
对地球人来说，太阳无疑是天上最重要的天体： 几乎所有生物的能量来源，照亮和温暖我们 对天文学家来说，在茫茫宇宙之中，太阳只不过 是一颗恒星，仅仅离我们最近可供详细研究而已！ It is stern work, it is perilous work to thrust your hand in the sun And pull out a spark of immortal flame to warm the hearts of men. -- Joyce Kilmer (1886-1918)
3.1 Kelvin-Helmholtz 收缩假说
19世纪末， Kelvin and Helmholtz 提出太阳的能源来 自引力能 引力能 热能 通过辐射转移和对流到太阳表面 内部气体压力小于引力 太阳收缩 增加内部气体 的压力 收缩使气体更热 辐射 … 导致太阳连 续收缩 当太阳由于辐射而损失热能时，太阳内部实际上变得 更热（支持由于收缩而产生的更大引力） 太阳完 全坍缩（即寿命）仅有2000万年！ 直到20世纪初仍被接受的理论
太阳的较差自转 differential rotation
太阳不是固体，其表 面的自转速度在不同 纬度是不同的，赤道 附近转得最快，两极 最慢 太阳黑子和许多太阳 活动都是由较差自转 造成的 等离子体+ 自转 磁 场
太阳辐射本领
太阳辐射巨大的能量，主要在光学和红外波段 • 辐射功率 ~ 4 x 1026 瓦 ~ 太阳表面每平方厘 米辐射功率相当一个 6500 瓦灯泡 地球俘获的太阳能量小于太阳光度的10-9倍 • Yet, the power of sunlight that illuminates a patch of desert 100 km x 100 km is no smaller than the total power consumption of US per year
2.6 日冕 Corona
日冕是太阳大气的最外层，和色球层一样也通 常只能在日全食时才能看见（日冕仪） 日冕密度非常低，但可延伸至太阳半径的10倍 之远，温度更高达106K
日冕和色球层的温度之谜
日冕和色球层的温度为什么可以比光球层高得 多，仍是一个未解之密 对流和磁场？
• 将太阳光球层之上的气体加热到数百万度
2。太阳结构剖析 。
流体静力学平衡 Hydrostatic equilibrium
2.1 太阳核心
至20%半径处，密度最大，50%太阳总质量 温度高达1500万摄氏度 等离子（气）态：离子自由游荡 太阳的引擎：通过氢聚变为氦的热核反应，释 1500万K 放出巨大能量
The heat of the Sun's interior takes thousands of years to reach its surface (photosphere). It leaks out by a combination of radiative diffusion and convection.
• 平均 = 1.4 g cm-3; • 中心 = 150 g cm-3; • 光球层 photosphere = 3.5 x 10-7 g cm-3
太阳化学成分
Composition (by mass):
• 72% Hydrogen, • 26% Helium, • 2% all other elements.
Composition (by 粒子数):
• ~ 90% 氢 • ~ 10% 氦
等离子态
中心 : 光球层: 日冕: 日冕 （太阳黑子:
1.5 x 107 K 5800 K 106 - 107 K 480ቤተ መጻሕፍቲ ባይዱ K ）
太阳温度
The temperature above the Sun’s photosphere rises rapidly to more than a million degrees in the Corona
1。太阳基本情况 。
太阳是靠自身引力而束缚在一起的一个气态球， 主要成分为氢和氦。太阳核心的温度和压力异 常大，使得氢聚变为氦（热核聚变），释放出 巨大能量
光学波段的太阳 和一些太阳黑子
太阳基本数据
日地距离：1 AU = 1.5 x 108 km = 8.3 光分(地 月距离 = 1.3 光秒) 太阳直径： DSun = 1.4 x 106 km = 5 光秒 = 109 倍地球直径，体积=130万倍地球 太阳质量：MSun= 2 x 1030 kg =3.3 x 105 MEarth 密度:
2.4 光球层 Photosphere：“发光的球体” ： 发光的球体”
对流区的上部是光球层，即我们每天所看到的 太阳，是太阳“大气”中非常薄的一层，厚度 仅500千米，气体密度为地球大气的10% 我们之所以看到光球层，是因为它的气体密度 正合适。在它之下的气体密度太大，光线不能 直接通过；在它之上的气体密度则足够稀薄， 能让光球层发出的光线顺利通过，8.3分钟到 达地球 所以，光球层界定了肉眼（光学）可见的太阳 的“表面”，其温度约为5800K
A sunspot about the size of the Earth （ and the convective cells） at the Sun's ） photosphere
4。太阳活动 Solar Activity 。
太阳活动和太阳的磁场有关 磁场产生可见的结构 太阳活动影响地球
4.1 太阳黑子 Sunspots
太阳黑子是太阳光球层 上的小的黑暗区域，温 度只有约4200K 由于相对来说比光球层 其它地方“冷”，产生 的光也较少，所以看起 来较暗
太阳黑子的大小
足以和地球匹敌，且常以整群出现
3.2 热核聚变 Thermonuclear Fusion
爱丁顿意识到收缩假设肯定是错误的，因为证 据表明太阳已经持续数十亿年 F. W. Aston: 一个氦原子的质量比4个氢原子 的质量之和稍小 Eddington: 如果4个氢原子能够转变为一个氦 原子，那么丢失的质量就有可能转化为能量
综合两个新线索：
(日面 米粒组织 Granulation 日面) 日面
光球层之下是温度更高的对流层，其气体会上 升，当这些炽热气体把能量释放后，便会变冷 变暗，然后沉降回光球层之下，这种对流运动 产生了称为米粒组织的太阳表面特征 光球层上可见对流单元的翻转运动
(日面 米粒组织 Granulation 日面) 日面
2.2 辐射区 Radiative zone
至太阳半径70%处，能量以辐射形式向外传播 的区域 太阳核心产生的是伽马射线光子，如何抵达太 阳表面？ 在辐射区内，光子走不足一厘米后，便会被其 它物质（主要电子和原子核）吸收。这些物质 会把吸收的能量以多光子的形式释放出来，这 些以随机方向发射的光子比原来的光子有更长 的波长，亦即能量更低。这种能量传播方式称 为辐射转移（Radiative Transport） （光子数 增多，而光子能量降低）。
通过望远镜可看到太阳表面上有很多由较暗区 域所环绕的光斑，即所谓的米粒 每一个米粒约能持续20分钟，大小约为地球的 1/10
2.5 色球层 Chromosphere
光球层之上的气体是一 层约2000公里厚的色球 层，温度更高，特征温 度为105K 色球层比光球层暗得多， 所以通常只能在日全食 时才能看见它（色球仪） 色球层并非球形，而且 有很多称为针状体的细 小突起
热核反应的效率
p-p链的总结果是4个氢核融合为一个氦核，以 发射伽马射线光子和其它粒子的形式释放出大 量能量
4 1H
4He
+光子+其它粒子
一个氦核的质量比4个氢核的质量之和大约小 0.7% （氢）热核反应的效率 ~ 0.7%
3.3 太阳中微子 Solar Neutrinos
p-p 链产生的其中一种粒子是电子中微子，零 质量不带电 大约5%的太阳能量是以中微子的形式释放出 去（其它95%以辐射形式） 中微子是亚原子粒子，几乎不与物质作用
image of neutrinos from the Sun taken by SuperKamiokande. 2002年诺贝尔物理奖
太阳中微子失踪之谜？ 太阳中微子失踪之谜？
观测到的太阳中微子流量只是理论最初预言的 大约1/3。很长一段时期认为是有关太阳内部 结构的理论可能错了 但是，通过测量太阳光球层的振荡 推断太 阳内部的温度的精度为千分之几 太阳内部 结构的理论是可行的 现在有证据表明大约2/3的电子中微子转变为 其它形式的中微子而没有被实验探测到 问题并不是太阳内部结构理论，而是不了解中 微子的行为
3。太阳的能量产生机制 。
太阳的能源曾被长期揣测过 • 引力能 PK 热核聚变
Sir Arthur S. Lord Kelvin 开尔文 (1824-1907)：热力学， Eddington 爱丁顿 计算太阳核心的温度， (1882 - 1944) 首先 现代绝对温标则以开 提出太阳的能源是热 尔文命名，K 核聚变--氢聚变为氦
• Einstein：E = mc2 • 原子质量的精确测定
Eddington 推论出，如果太阳核心氢聚变为氦， 则太阳可持续数十亿年 Eddington 在1920年发表此论文时，还没有人 真正知道这种反应的机理 30年后， Hans Bethe （贝特）解决了太阳燃 烧的严格反应链 1967年诺贝尔物理学奖
第7讲： 太阳与恒星的基本特征 第8讲： 星际介质与恒星形成 第9讲： 小质量恒星（双星）演化（行星状 星云，白矮星，Ia 型超新星） 第10讲：大质量恒星演化（ II 型超新星, 中子星与黑洞）
天文学导论
第7 讲 太阳与恒星
To man, that was in th’evening made, Stars gave the first delight; Admiring, in the gloomy shade, Those little drops of light. Edmund Waller (1606-1687)
• ~ 1015 neutrinos pass through your body per second, without disturbing a single atom! • Very difficult to detect neutrinos
中微子探测器
SuperKamiokande 超级 神冈 in Japan. 40X40m in water tank. 11,000 phototubes. Neutrinos from the Sun interact with atoms, causing flashes of light that can detected by the phototubes lining the tank.
质子链 Proton-proton chain
在太阳核心，氢转变为氦实际上要经过一连 串的核反应，称之为质子-质子（p-p）链
核聚变的极端条件
目前仍无法在实验室内稳定地制造出所需条件 核聚变需要高温：氢原子核（质子 1H ）能有 足够的能量克服原子核（质子）之间库仑排斥 力 核聚变需要极高的密度来增加粒子间的碰撞机 会 因此核聚变只能在温度高达~107K 的太阳核心 发生
2.3 对流区 Convective zone
辐射以对流形式向外传播的地方，至半径99% 处（即太阳的外层） 离核心越远，气体温度越低（约200万摄氏 度），开始变得不透明，光子很容易被吸收， 辐射转移的效率因而很低，因此在太阳最外层， 对流取代了辐射转移成为传播能量至太阳表面 更重要的方式。 一个在核心内产生的光子，需数千万年才能以 数千个低能量、主要是可见光的光子的形式到 达太阳表面（光球层）
太阳
• • • • • • • • • • 太阳基本情况 太阳结构剖析 太阳能源机制 太阳活动性 太阳稳定性和变化
本讲内容
恒星
测量恒星：距离、亮度、化学成分、温度和大小 恒星的光谱分类 赫-罗图 双星和恒星质量的测定 星团
太阳
对地球人来说，太阳无疑是天上最重要的天体： 几乎所有生物的能量来源，照亮和温暖我们 对天文学家来说，在茫茫宇宙之中，太阳只不过 是一颗恒星，仅仅离我们最近可供详细研究而已！ It is stern work, it is perilous work to thrust your hand in the sun And pull out a spark of immortal flame to warm the hearts of men. -- Joyce Kilmer (1886-1918)
3.1 Kelvin-Helmholtz 收缩假说
19世纪末， Kelvin and Helmholtz 提出太阳的能源来 自引力能 引力能 热能 通过辐射转移和对流到太阳表面 内部气体压力小于引力 太阳收缩 增加内部气体 的压力 收缩使气体更热 辐射 … 导致太阳连 续收缩 当太阳由于辐射而损失热能时，太阳内部实际上变得 更热（支持由于收缩而产生的更大引力） 太阳完 全坍缩（即寿命）仅有2000万年！ 直到20世纪初仍被接受的理论
太阳的较差自转 differential rotation
太阳不是固体，其表 面的自转速度在不同 纬度是不同的，赤道 附近转得最快，两极 最慢 太阳黑子和许多太阳 活动都是由较差自转 造成的 等离子体+ 自转 磁 场
太阳辐射本领
太阳辐射巨大的能量，主要在光学和红外波段 • 辐射功率 ~ 4 x 1026 瓦 ~ 太阳表面每平方厘 米辐射功率相当一个 6500 瓦灯泡 地球俘获的太阳能量小于太阳光度的10-9倍 • Yet, the power of sunlight that illuminates a patch of desert 100 km x 100 km is no smaller than the total power consumption of US per year
2.6 日冕 Corona
日冕是太阳大气的最外层，和色球层一样也通 常只能在日全食时才能看见（日冕仪） 日冕密度非常低，但可延伸至太阳半径的10倍 之远，温度更高达106K
日冕和色球层的温度之谜
日冕和色球层的温度为什么可以比光球层高得 多，仍是一个未解之密 对流和磁场？
• 将太阳光球层之上的气体加热到数百万度
2。太阳结构剖析 。
流体静力学平衡 Hydrostatic equilibrium
2.1 太阳核心
至20%半径处，密度最大，50%太阳总质量 温度高达1500万摄氏度 等离子（气）态：离子自由游荡 太阳的引擎：通过氢聚变为氦的热核反应，释 1500万K 放出巨大能量
The heat of the Sun's interior takes thousands of years to reach its surface (photosphere). It leaks out by a combination of radiative diffusion and convection.
• 平均 = 1.4 g cm-3; • 中心 = 150 g cm-3; • 光球层 photosphere = 3.5 x 10-7 g cm-3
太阳化学成分
Composition (by mass):
• 72% Hydrogen, • 26% Helium, • 2% all other elements.
Composition (by 粒子数):
• ~ 90% 氢 • ~ 10% 氦
等离子态
中心 : 光球层: 日冕: 日冕 （太阳黑子:
1.5 x 107 K 5800 K 106 - 107 K 480ቤተ መጻሕፍቲ ባይዱ K ）
太阳温度
The temperature above the Sun’s photosphere rises rapidly to more than a million degrees in the Corona
1。太阳基本情况 。
太阳是靠自身引力而束缚在一起的一个气态球， 主要成分为氢和氦。太阳核心的温度和压力异 常大，使得氢聚变为氦（热核聚变），释放出 巨大能量
光学波段的太阳 和一些太阳黑子
太阳基本数据
日地距离：1 AU = 1.5 x 108 km = 8.3 光分(地 月距离 = 1.3 光秒) 太阳直径： DSun = 1.4 x 106 km = 5 光秒 = 109 倍地球直径，体积=130万倍地球 太阳质量：MSun= 2 x 1030 kg =3.3 x 105 MEarth 密度:
2.4 光球层 Photosphere：“发光的球体” ： 发光的球体”
对流区的上部是光球层，即我们每天所看到的 太阳，是太阳“大气”中非常薄的一层，厚度 仅500千米，气体密度为地球大气的10% 我们之所以看到光球层，是因为它的气体密度 正合适。在它之下的气体密度太大，光线不能 直接通过；在它之上的气体密度则足够稀薄， 能让光球层发出的光线顺利通过，8.3分钟到 达地球 所以，光球层界定了肉眼（光学）可见的太阳 的“表面”，其温度约为5800K
A sunspot about the size of the Earth （ and the convective cells） at the Sun's ） photosphere
4。太阳活动 Solar Activity 。
太阳活动和太阳的磁场有关 磁场产生可见的结构 太阳活动影响地球
4.1 太阳黑子 Sunspots
太阳黑子是太阳光球层 上的小的黑暗区域，温 度只有约4200K 由于相对来说比光球层 其它地方“冷”，产生 的光也较少，所以看起 来较暗
太阳黑子的大小
足以和地球匹敌，且常以整群出现
3.2 热核聚变 Thermonuclear Fusion
爱丁顿意识到收缩假设肯定是错误的，因为证 据表明太阳已经持续数十亿年 F. W. Aston: 一个氦原子的质量比4个氢原子 的质量之和稍小 Eddington: 如果4个氢原子能够转变为一个氦 原子，那么丢失的质量就有可能转化为能量
综合两个新线索：
(日面 米粒组织 Granulation 日面) 日面
光球层之下是温度更高的对流层，其气体会上 升，当这些炽热气体把能量释放后，便会变冷 变暗，然后沉降回光球层之下，这种对流运动 产生了称为米粒组织的太阳表面特征 光球层上可见对流单元的翻转运动
(日面 米粒组织 Granulation 日面) 日面
2.2 辐射区 Radiative zone
至太阳半径70%处，能量以辐射形式向外传播 的区域 太阳核心产生的是伽马射线光子，如何抵达太 阳表面？ 在辐射区内，光子走不足一厘米后，便会被其 它物质（主要电子和原子核）吸收。这些物质 会把吸收的能量以多光子的形式释放出来，这 些以随机方向发射的光子比原来的光子有更长 的波长，亦即能量更低。这种能量传播方式称 为辐射转移（Radiative Transport） （光子数 增多，而光子能量降低）。
通过望远镜可看到太阳表面上有很多由较暗区 域所环绕的光斑，即所谓的米粒 每一个米粒约能持续20分钟，大小约为地球的 1/10
2.5 色球层 Chromosphere
光球层之上的气体是一 层约2000公里厚的色球 层，温度更高，特征温 度为105K 色球层比光球层暗得多， 所以通常只能在日全食 时才能看见它（色球仪） 色球层并非球形，而且 有很多称为针状体的细 小突起
热核反应的效率
p-p链的总结果是4个氢核融合为一个氦核，以 发射伽马射线光子和其它粒子的形式释放出大 量能量
4 1H
4He
+光子+其它粒子
一个氦核的质量比4个氢核的质量之和大约小 0.7% （氢）热核反应的效率 ~ 0.7%
3.3 太阳中微子 Solar Neutrinos
p-p 链产生的其中一种粒子是电子中微子，零 质量不带电 大约5%的太阳能量是以中微子的形式释放出 去（其它95%以辐射形式） 中微子是亚原子粒子，几乎不与物质作用
image of neutrinos from the Sun taken by SuperKamiokande. 2002年诺贝尔物理奖
太阳中微子失踪之谜？ 太阳中微子失踪之谜？
观测到的太阳中微子流量只是理论最初预言的 大约1/3。很长一段时期认为是有关太阳内部 结构的理论可能错了 但是，通过测量太阳光球层的振荡 推断太 阳内部的温度的精度为千分之几 太阳内部 结构的理论是可行的 现在有证据表明大约2/3的电子中微子转变为 其它形式的中微子而没有被实验探测到 问题并不是太阳内部结构理论，而是不了解中 微子的行为
3。太阳的能量产生机制 。
太阳的能源曾被长期揣测过 • 引力能 PK 热核聚变
Sir Arthur S. Lord Kelvin 开尔文 (1824-1907)：热力学， Eddington 爱丁顿 计算太阳核心的温度， (1882 - 1944) 首先 现代绝对温标则以开 提出太阳的能源是热 尔文命名，K 核聚变--氢聚变为氦
• Einstein：E = mc2 • 原子质量的精确测定
Eddington 推论出，如果太阳核心氢聚变为氦， 则太阳可持续数十亿年 Eddington 在1920年发表此论文时，还没有人 真正知道这种反应的机理 30年后， Hans Bethe （贝特）解决了太阳燃 烧的严格反应链 1967年诺贝尔物理学奖