天体物理讲义02教学内容.ppt

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1、第二章 太阳与恒星(hngxng)的结构 2.1 太阳的物理性质2.2 太阳与恒星的能源2.3 太阳内部2.4 标准太阳模型2.5 太阳大气(dq)2.6 太阳的活动第一页，共72页。2.1太阳(tiyng)的物理性质第二页，共72页。基本(jbn)数据质量1.991030 kg=332,000 M半径6.96105 km=109 R角直径32.5密度(md)150 1.4 10-7 gcm-3 转动周期25.4 e 34.4 p days温度 1.5107 5800 107 K光度3.861033 ergs-1 第三页，共72页。太阳的化学(huxu)组成元素质量丰度Hydrogen73.5

2、%Helium24.8%Oxygen0.788%Carbon0.326%Nitrogen0.118%Iron0.162%Silicon0.09%Magnesium0.06%Neon0.16%第四页，共72页。整体(zhngt)结构核心区辐射区对流区光球色球(s qi)过渡区日冕第五页，共72页。2.2 太阳(tiyng)与恒星的能源 1.太阳的能源 L3.81033 ergs-1,5109 yr 可能的能源：(1)化学反应：2H+O H2O+E 30 yr(2)引力(ynl)收缩(Kelvin and Helmholtz)：辐射压力收缩温度辐射 (GM2/RL)107 yrLord Kelvi

3、n(1824-1907)第六页，共72页。热核聚变反应(fnyng)核子1+核子2 核子3+能量质量(zhling)亏损核子1+核子2质量(zhling)核子3质量(zhling)热核聚变反应要求粒子处于高温高密状态Sir Arthur S.Eddington(1882-1944)第七页，共72页。热核反应(rhfnyng)原理Einstein质量-能量关系：Emc2 原子核结合能：Q(ZmpNmn)m(Z,N)c2/A Z核电荷数（原子序数(yunz xsh)），N 中子数AZN 原子量Fe元素具有最大的结合能 结合能较小的原子核聚变成结合能较大(jio d)的原子核会释放能量。第八页，共7

4、2页。2.H燃烧(rnsho)4 1H 4He+E E(4mHmHe)c2(41.6710-246.64410-24)c2 410-5 erg燃烧(rnsho)效率0.7%第九页，共72页。(1)质子(zhz)-质子(zhz)链(pp chain)8106 K T 2107 K,M 1.5M ppI:1H+1H 2H+e+e 2H+1H 3He+3He+3He 4He+2 1H第十页，共72页。(2)碳氮氧循环(xnhun)(CNO cycle)T2107 K,M1.5M 12C+1H 13N+13N 13C+e+e 13C+1H 14N+14N+1H 15O+15O 15N+e+e 15N+

5、1H 12C+4He第十一页，共72页。质子(zhz)-质子(zhz)链与碳氮氧循环核反应的比较第十二页，共72页。恒星(hngxng)内部的流体静力学平衡恒星内部的核反应速率对温度十分敏感，T4(PP),T17(CNO)恒星如何维持稳定的核燃烧过程？恒星是稳定的气体球，其内部任意(rny)一点必须维持流体静力学平衡。（向内的）重力（向外的）压力差T P R T 第十三页，共72页。恒星内部的流体(lit)静力学平衡越往恒星内部，重力越强。恒星的内部压强自外向内逐渐增强。恒星的温度(wnd)自外向内逐渐升高。太阳核心的温度(wnd)由此可以估计为1500万度，足以维持H的热核聚变反应的进行。第

6、十四页，共72页。3.比H更重的元素(yun s)的燃烧He燃烧(rnsho)(3反应)T108 K 3 4He 12C+4He+4He 8Be 8Be+4He 12C+第十五页，共72页。碳燃烧(rnsho)T6108 K 12C+12C 24Mg+23Na+p 20Ne+4He 23Mg+n 16O+2 4He 氧燃烧(rnsho)T1.5109 K 12O+12O 32S+31P+p 28Si+4He 31S+n 24Mg+2 4He 硅燃烧(rnsho)T1.5109 K 28Si+28Si 56Ni+56Ni 56Fe+2e+2e 第十六页，共72页。当恒星(hngxng)内部形成F

7、e后，由于Fe的聚变反应吸热而不是放热，恒星(hngxng)内部的热核反应由此停止。第十七页，共72页。太阳(tiyng)中微子问题(The Solar Neutrino Problem)中微子是一种不带电、质量(zhling)极小的亚原子粒子，它几乎不与任何物质发生相互作用。太阳内部H核聚变释放能量的5%被中微子携带向外传输，每秒大约有1015个中微子穿过我们的身体。目前接收到的太阳的辐射（光子）实际上产生于105-107年前的太阳内部，而中微子则是在当时产生的。第十八页，共72页。光子(gungz)在太阳内部的无规行走(random walk)第十九页，共72页。Spectrum of S

8、olar NeutrinosWater第二十页，共72页。太阳(tiyng)中微子的产生H+H D+positron+neutrino H+H+electron D+neutrino D+H He3+gamma ray He3+He3 H+H+He4 He3+He4 Be7+gamma ray Be7+positron Li7+neutrino Li7+H He4+He4 Be7+H B8+gamma ray B8 Be8*+positron+neutrino Be8*He4+He4 第二十一页，共72页。太阳(tiyng)中微子的探测 原理(1)中微子与C2Cl4相互作用37Cl+37Ar+

9、e(2)37Ar俘获内壳层电子37Ar+e 37Cl+(3)37Cl退激发(jf)释放光子 Homestake金矿(jn kun)中微子实验室第二十二页，共72页。1.6 kmC2Cl4中微子探测器宇宙线ArArgon Atom100,000 gal.tank金矿(jn kun)Ar第二十三页，共72页。Sudbury Neutrino Observotary(SNO)in Canada Super-Kamiokande Neutrino Observotary in Japan太阳(tiyng)中微子探测器第二十四页，共72页。太阳(tiyng)中微子失踪案实际测量到的太阳中微子数目只有理论

10、计算值的约2/3。可能的原因：太阳内部结构与成分与太阳标准模型差异中微子物理中微子振荡(zhndng)电子中微子、中微子和中微子。第二十五页，共72页。揭示(jish)中微子失踪之谜Measurement of the rate of e+dp+p+eQ.R.Ahmad et al.(178 persons)2001年，SNO的观测结果证实中微子事实上没有失踪，只是在离开(l ki)太阳后转化成中微子和中微子，躲过了此前的探测，这间接证明中微子具有质量。第二十六页，共72页。Direct Evidence for Neutrino Flavor Transformation from Neut

11、ral-Current Interactions in the SNO Q.R.Ahmad et al.(2002)The number of electron-neutrinos observed is only about one third of the total number reaching the Earth.This shows unambiguously that electron-neutrinos emitted by the Sun have changed to muon-or tau-neutrinos before they reach Earth.第二十七页，共

12、72页。2.3 太阳(tiyng)内部 1.热平衡2.能量传输的三种形式：辐射、传导与对流。3.太阳(tiyng)核心区产生的能量主要通过辐射与对流向外传递。第二十八页，共72页。辐射(radiation)辐射传热：恒星内部的冷物质通过吸收热区的光子而加热。辐射平衡：如果恒星内部产生(chnshng)的能量全部由辐射向外传递，则称恒星处于辐射平衡。辐射平衡下的温度梯度为：其中 为不透明度系数。第二十九页，共72页。不透明度来源：电子束缚-束缚跃迁（原子吸收线）电子束缚-自由跃迁（光致电离）电子自由-自由跃迁（轫致辐射）不透明度对恒星结构(jigu)的影响 dLTcPR TcPR 第三十页，共7

13、2页。对流(convection)：气体在冷热区域之间的大规模的循环流动 产生对流的物理条件随着恒星内部的不透明度或产能率增大，辐射温度梯度值增大，辐射不再是传递能量的有效方式，或辐射平衡是不稳定的，这时在恒星内部产生对流。对流传(lichun)热的物理过程 热气体膨胀上升，冷却后下沉，形成物质流动的循环和热量的传递。对流不仅传递能量，还起着混合物质的作用。对流平衡下的温度 绝热指数第三十一页，共72页。2.恒星中的辐射(fsh)和对流区 判据辐射区|dT/dr(rad)|dT/dr(conv)|由辐射平衡下的温度梯度知对流(duli)区出现的条件：温度低或产能率高。第三十二页，共72页。(1

14、)低质量主序星(M 1.5-2 M)辐射区 对流(duli)包层 核心区 T4 能量产生于较大的内核包层：T 第三十三页，共72页。区域R/R(0)T(K)(g/cm3)能量传输核心区0.0-0.25 15,000,000-8,000,000 160-10辐射辐射区0.25-0.85 8,000,000-500,000 10-0.01辐射对流区0.85-1.0 500,000-10,0001.5-2 M)对流区 辐射(fsh)包层 核心区 T17 能量产生于很小的内核区（对10 M恒星，50%的能量产生于包含2%质量的体积内）。第三十五页，共72页。(3)极低质量主序星(M 0.8 M)低温(

15、dwn)整体对流第三十六页，共72页。3.物态(w ti)气体(qt)内部的总压强主要由两部分组成：气体(qt)粒子运动产生的气体(qt)压强和光子产生的辐射压强 PPg Prad 非简并气体(qt)(non-degenerate gas)理想气体(qt)状态方程 PgnkTkT/mH 其中:平均分子量，mH:H原子质量对完全电离等离子体：PgkT(2X3Y/4Z/2)/mH辐射压PradaT4/3第三十七页，共72页。简并气体(degenerate gas)(1)电子简并条件：高密、低温。(2)电子简并压的物理成因：Pauli不相容原理：电子不可能占据(zhnj)两个相同的能态Heisenb

16、erg测不准原理 XPXh(3)电子简并压 非相对论性电子（vc）:Pe5/3相对论性电子（vc）:Pe4/3 抗压缩性，与温度无关(4)离子压强 PIkT(XY/4)/mH第三十八页，共72页。Degeneracy第三十九页，共72页。2.4 标准太阳(tiyng)模型恒星内部的平衡条件(1)质量连续性方程考虑质量为M、半径为R的气体球，半径为r、厚度(hud)为dr的球壳所包含的质量为：dM(r)4r2dr dM(r)/dr4r2第四十页，共72页。(2)流体(lit)静力学平衡 对半径为r、厚度为dr的球壳内面积为dA的气体元，重力 dFgGM(r)dM/r2 GM(r)dAdr/r2压

17、力 dFPPdA(P+dP)dAdPdA0dFg+dFPGM(r)dAdr/r2dPdA dP/drGM(r)/r2 第四十一页，共72页。(3)能量(nngling)守恒 L(r)单位时间通过半径为r的球面的能量(nngling)(r)单位物质在单位时间产生的能量(nngling)半径为r、厚度为dr的球壳两侧的能量(nngling)差dLL(r+dr)L(r)dM 4r2dr dL/dr4r2(4)能量(nngling)的传输 dT/dr=dT/dr|rad+dT/dr|con第四十二页，共72页。恒星(hngxng)模型(Stellar Model)假设恒星(hngxng)是球对称的，给

18、定恒星(hngxng)的初始质量M和化学组成X,Y,Z，对某一特定半径 r 处的球壳，求解由：流体静力学平衡方程，质量连续性方程，能量守恒方程，能量传输方程，第四十三页，共72页。和物态方程（理想气体、简并气体），产能率公式，不透明度公式，组成(z chn)的方程组，以及边界条件：当r0 时，M(0)0，L(0)=0;当rR 时，M(R)M,T(R)=0,P(R)=0第四十四页，共72页。可以得到：恒星的结构，即恒星从中心到表面不同半径r处的压强(yqing)P、密度、温度T、质量M、光度L、产能率和不透明度等。第四十五页，共72页。标准(biozhn)太阳模型(The Standard So

19、lar Model)第四十六页，共72页。日震学(Helioseismology)太阳的内部扰动产生压力波（声波）。在太阳表面，声波表现为表面物质的上下(shngxi)振荡（幅度几千米，周期5-10分钟）。太阳振荡造成谱线位移。利用太阳表面的振荡可以研究太阳的内部结构。第四十七页，共72页。The Solar and Heliospheric Observatory，1995年12月2日发射，研究太阳(tiyng)的内部结构、外层大气和太阳(tiyng)风的起源。第四十八页，共72页。恒星质量-光度关系(gun x)的解释质量越大的恒星引力越大。流体静力学平衡(pnghng)要求内部压强越大。

20、状态方程表明内部温度越高。产能率越高。光度越高。第四十九页，共72页。恒星的结构(jigu)与演化 由于核反应的进行，恒星内部的化学组成发生变化，如经过 t时间H元素丰度的变化为X-t。将新的化学组成作为初始条件重新代入上述(shngsh)方程组求解，得到恒星在时间后的结构。依次类推，可以求得恒星的结构随时间的变化，即恒星的演化。第五十页，共72页。2.5 太阳(tiyng)大气光球(un qi)可见光辐射区，半径约700,000 km，温度约6000 K，利用吸收光谱确定了67种元素的化学组成。第五十一页，共72页。米粒(ml)组织光球上的明亮斑点，平均直径约1000 km，寿命约5-10分

21、钟，米粒(ml)比光球温度高300-400K，由光球下面的气体对流造成。第五十二页，共72页。色球位于光球(un qi)上方，厚度约2,000-3000 km，密度稀薄，光度较低，产生发射线，仅在日全食时才能观测到。第五十三页，共72页。日冕(rmin)太阳大气的最外层，温度 106 107 K，非常稀薄的电离气体。第五十四页，共72页。日冕的高能(gonng)辐射紫外X射线第五十五页，共72页。太阳风太阳(tiyng)释放的快速带电粒子流。太阳(tiyng)风源于日冕的高温。质量损失率1012 gs-1。太阳(tiyng)风主要通过冕洞向外流失。第五十六页，共72页。Cannibal Cor

22、onal Mass Ejections Fast-moving solar eruptions that overtake and devour their slower-moving kin can trigger long-lasting geomagnetic storms when they strike Earths magnetosphere.A coronagraph on board the ESA-NASA SOHO spacecraft captured this example of CME cannibalism in action on June 6,2000.Thi

23、s sequence of images is from a computer animation illustrating an artists concept of Coronal Mass Ejection(CME)cannibalism.Credit:NASA,Walt Feimer,Max-Q Digital Group,Honeywell 第五十七页，共72页。太阳风与极光(jgung)地球(dqi)磁层第五十八页，共72页。2.6 太阳(tiyng)的活动太阳黑子光球(un qi)上不规则的黑色区域，大小约10,000千米，温度约4000 4500 K。通常成群出现。第五十九页，

24、共72页。太阳黑子(tiynghiz)的变化黑子的持续时间为几小时到几个月。利用(lyng)黑子在日面的运动可以确定太阳的较差转动。第六十页，共72页。太阳黑子(tiynghiz)的变化黑子数的平均变化周期大约为11年。在此期间黑子逐渐向赤道方向(fngxing)运动。第六十一页，共72页。太阳黑子(tiynghiz)与磁场第六十二页，共72页。Zeeman效应(xioyng)磁场谱线分裂，谱线分裂程度磁场太阳黑子(tiynghiz)处的磁场比周围区域磁场强1000倍左右。第六十三页，共72页。黑子(hiz)与太阳磁场较差转动(zhun dng)导致太阳磁力线缠卷。第六十四页，共72页。黑子(

25、hiz)与太阳磁场磁场(cchng)穿透太阳表面，黑子形成。第六十五页，共72页。What Lies Beneath a Sunspot?Using techniques similar to medical ultrasound diagnostics,scientists have peered inside the Sun and discovered what lies beneath sunspots,planet-sized dark areas on the surface of our star.Sunspots are surprisingly shallow,and the

26、y lie on top of swirling hurricanes of electrified gas big enough to swallow the planet Earth.第六十六页，共72页。太阳磁场(cchng)的形成发电机理论第六十七页，共72页。太阳22年活动(hu dng)周期第六十八页，共72页。The Resurgent Sun Evidence is mounting that some solar cycles are double-peaked.The ongoing solar maximum may itself be a double-and the second peak has arrived.第六十九页，共72页。太阳(tiyng)活动区第七十页，共72页。日珥(r r)突出日面的物质抛射。比日面暗弱，需要单色观测或在日全食时观测。与黑子有密切联系。来自色球(s qi)/日冕的冷气体云。第七十一页，共72页。耀斑(yobn)电磁能与离子的快速释放过程(guchng)。耀斑通常与黑子活动有关。第七十二页，共72页。