[物理]恒星结构及变化.ppt

* * * * * * * * * * * * * * * * * * * * * * * * * * * * * * * * * * * * * * * * * * * * * * * * * * * * * * * * 中子星的结构 特征质量M ~ 1.4 M⊙, 半径R ~ 10 km 由外向内依次为： 表层大气 ~ cm 外壳 ~1 km, 固态金属（Fe, e-） 内部：超流中子和超导质子 核心：超子/奇异物质？ 壳层 超流中子 核心 中子星的质量上限 质量－半径关系：中子星的质量越大，半径越小 质量上限：Oppenheimer极限质量：～2-3 M⊙ 质量大于3 M⊙的中子星，其中子简并压也顶不住引力的塌缩，最终形成黑洞。 射电脉冲星 发现 1967年Jocelyn Bell 利用A. Hewish领导研制的射电望远镜发现了第一颗射电脉冲星PSR 1919+21 脉冲周期P＝1.3373 sec 射电脉冲星的物理模型 射电脉冲星?中子星 射电脉冲星?倾斜自转磁中子星 七.恒星演化的观测证据 星团(star cluster)及其H-R图 恒星在天空中的分布有聚集成团的现象 形态 不规则 大小 ～6-50 ly 质量 ～102-103 M⊙ 恒星密度 ～0.1-10 M⊙ ly-3 ρ/ρ0～10-50 空间分布 银道面附近 Z 200 pc 成员星 年轻、中等年龄恒星 昴星团（Pleiades） 疏散星团 (open clusters) 形态 球形或扁球形 大小 ～60-300 ly 质量 ～104-107 M⊙ 恒星密度 ～1-100 M⊙ ly-3 ρ/ρ0~50-103 空间分布 以银心为球心的球状分布，d ≤ 35 kpc 成员星 年老的、贫金属恒星 Omega Centauri 球状星团 (globular clusters) 星团的H-R图 昴星团（Pleiades） Omega Centauri 星团H-R图和理论H-R图的比较 星团中的恒星具有相同的距离、年龄和初始化学组成，但成员星的质量不同，因而演化的速度有快有慢 星团中的恒星按照质量大小的次序先后脱离主序 模拟星团的演化 不同星团在H-R图上的分布 赫氏空隙 星团在H-R图上主序星的拐点 (turn-off point) 的位置反映了它们的年龄和距离 1.除了原初元素—H、He和极少量的Li、 B、 Be，形成于宇宙大爆炸初期 。 2. 比氦重的元素都是由恒星内部的核反应合成的。 燃烧过程 产物 温度 (K) 最小质量（M⊙） H燃烧 He 2×107 0.1 He燃烧 C, O 2×108 1 C燃烧 O, Ne, Na, Mg 8×108 1.4 Ne燃烧 O, Mg 1.5×109 5 O燃烧 Mg--S 2.0×109 10 Si燃烧 Fe峰元素 3.0×109 20 恒星演化与元素合成 有待解决的重要课题 1、恒星形成与其行星系统形成的 过程？ 2、恒星自转对恒星一生的影响？ 3、恒星风及质量损失在恒星演化 中的作用？ 4、产生 ? 射线爆的物理过程和机 理是什麽？ ???? 谢谢大家！ * * * ` * * * * * * * * * * * * * * * Ｈe燃烧 过程当 时才有可能 足够的C12生成后可能发生 超过Ne20的几率很小 恒星中的核合成 C燃烧 MC 时才有可能 此时温度大约为6x108K 13.931Mev 2.238Mev 4.416Mev -2.605Mev 吸热 -0.114Mev 恒星中的核合成 O16燃烧 MC 此时温度大约3x109K 　　　重元素起源 恒星中的核合成 中微子能量损失 温度大于109 K,各种复杂反应出现 恒星中的核合成 六. 恒星的演化 根据弥漫说的理论，恒星形成 可分为两个阶段，开始时先由极其 稀薄的物质凝聚成星云并进一步收 缩成原恒星，然后原恒星才发展成 为恒星。 原恒星在引力作用下收缩时， 将变得越来越密，当中心区温度达 到氢点火，便达到主星序。具体停 留在主星序的什么位置，决定于原 恒星的初始质量。大质量的原恒星 将停留在主星序的上部，较小质量 的则停在较下部分（赫罗图）。而 对于质量小于0.08个太阳质量的天 体由于靠自身引力不能压缩它的中 心达到足够高的温度，从而使氢点 火，因而它们不能成为恒星。