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恆星物理及 宇宙中不同天體的簡介

恆星物理及 宇宙中不同天體的簡介. 講者 : 陳俊霖 香港太空館助理館長. Astronomy. HKSPM. 概覽. 恆星生成 恆星結構 恆星分類 恆星系統 - 恆星 - 行星 - 衛星 - 彗星和小行星 恆星演化 - 白矮星 - 中子星 - 黑洞. 元素. 恆星生成 Stellar Formation. 恆星之生成. 星雲 因 萬有引力 而收縮成 原恆星 (protostar). star-disk systems in Orion's Trapezium.

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恆星物理及 宇宙中不同天體的簡介

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Presentation Transcript

  1. 恆星物理及宇宙中不同天體的簡介 講者:陳俊霖 香港太空館助理館長 Astronomy HKSPM

  2. 概覽 • 恆星生成 • 恆星結構 • 恆星分類 • 恆星系統- 恆星- 行星- 衛星- 彗星和小行星 • 恆星演化- 白矮星- 中子星- 黑洞

  3. 元素

  4. 恆星生成Stellar Formation

  5. 恆星之生成 • 星雲因萬有引力而收縮成原恆星(protostar) star-disk systems in Orion's Trapezium NGC 602 CREDIT: NASA, ESA, and the Hubble Heritage Team (STScI/AURA) –ESA/Hubble Collaboration

  6. 恆星之生成 • 星雲質量愈大，收縮所需的密度愈少 當重力勢能大於熱能時，星雲開始收縮 e.g.1個太陽質量的星雲的密度需要比1000個太陽質量的星雲高一百萬倍才能收縮 金斯質量(Jeans mass)，金期密度(Jeans density)，金期不穩定性(Jeans instability)

  7. 核聚變–為何發光發熱? • 收縮 -> 密度上升 -> 原恆星中心發生核聚變 • 核聚變發生 -> 恆星正式形成(主序星) • 反應方程: 4質子-> 1氦+ 2正電子 + 2中微子 • 質能互換方程: • 核聚變產生巨大能量 4顆氫 1顆氦

  8. 穿隧效應 • 質子之間存在強大的電荷排斥力 • 一千五百萬度的質力不足以有效突破電荷排斥力 • 量子穿隧效應 在一千萬度的情況下

  9. 指數函數Exponential function 標準平均分佈Standard normal distribution 機率分佈probability density (函數不能大於1)

  10. 融合窗口

  11. 恆星之生成–太陽為何發光發熱? (PP I branch) 太陽有85%的時間運行PPI 另外15%及0.02%時間運行PPII 及PPIII

  12. 恆星之生成–太陽為何發光發熱? • 質量愈高的恆星會融合更重的元素 • >0.08Ms- 氫 • >0.5Ms- 氦 • ~8-11Ms- 碳 • >11Ms-~鐵 • 透過中子吸收可形成更重元素

  13. 大質量恆星的機制 – CNOcycle

  14. 恆星之生成 • 向外的壓力(粒子的熱運動壓力) vs 重力 • 兩者平衡 -> 達到靜流體平衡(hydrostatic equilibrium) • 恆星保持穩定

  15. 恆星壽命 • 主序星的壽命由質量決定 • 當核聚變的原料(氫)用盡，恆星就結束主序星生涯 • 估計太陽壽命: -假設(a) 100%質子 - 質子反應 (b)聚變在核心發生，質量為0.1Ms (c) 反應輸出功率不變

  16. 恆星結構Stellar Structure

  17. 恆星結構 • 不同質量恆星有不同結構 • 所有恆星的核心都是核聚變發生的地方 • 不同的熱傳導機制產生不同結構的恆星 • 熱傳導可分為對流、輻射及傳導三種

  18. 恆星結構 恆星內部的熱力以傳導及輻射向外傳遞，傳播媒介有電子、離子及光子 電子的熱傳導效率遠比離子高

  19. 恆星結構 恆星內部的熱力以傳導及輻射向外傳遞，傳播媒介有電子、離子及光子 以太陽內部為例: 太陽內的熱力主要是以光輻射向外傳遞

  20. 恆星結構 恆星由內到外的溫度不斷下降，但下降的幅度並非一致 為什麼太陽核心不是對流區?

  21. 不同質量的恆星結構 核心溫度向外快速下降，利好對流 外層溫度高，氣體高度電離，利好輻射

  22. 恆星分類Stellar Classification

  23. 恆星分類 可以根據恆星的光譜型為恆星進行分類，主要有以下幾種: 每類再細分為0-9，例如G0比G9熱 太陽的光譜型為G2V，代表太陽是黃橙色的主序星

  24. 恆星分類

  25. B-Vindex • 愈光的恆星，星等的數值愈低 • 例如:北極星為2等星、織女星為0等星、太陽為-27等星 • B=Blue,V=visual (yellow/green) • B-V數值愈低，代表藍色的星等值愈低 -> 藍色的光度強

  26. HRdiagram

  27. 恆星系統Stellar System

  28. 恆星系統 • 原行星盤中心 -> 恆星 • 原行星盤外圍 -> 行星

  29. 原行星盤

  30. 恆星系統

  31. 行星 • 固體行星 (c) (b) (a) (d)

  32. 行星 • 氣體行星 (b) (a) (c) (d)

  33. 行星 • 定義 –於2006年由國際天文聯會決定 1. 行星為一天體而 (a)圍繞一恆星運轉 (b)有足夠質量去達成靜流體 平衡令星體重力大於本身的剛體力，令星體約為圓形 (c)清除其軌道 的其他天體 2. 矮行星為一天體而(a)圍繞一恆星運轉 (b)有足夠質量去達成靜流 體平衡令星體重力大於本身的剛體力，令星體約為圓形 (c)不能清除 其軌道的其他天體

  34. 系外行星 • 現時天文學家一共確認超過800顆系外行星 • 尋找系外行星的方法主要有 1. 徑向速度測量法 2. 凌日法 3. 微重力透鏡 4. 脈衝星計時 5. 直接攝影

  35. 衛星 • 主要為圍繞行星公轉的天體 • 亦可為圍繞小行星公轉的天體 243 Ida and its moon Dactyl

  36. 彗星和小行星

  37. 彗星和小行星

  38. 彗星和小行星

  39. 彗星和小行星

  40. 近地小行星 http://www.spaceweather.com/ 資料日期 數量 最接近地球時的日期 小行星名稱 LD為地球和月亮的平均距離

  41. 恆星演化Stellar Evolution

  42. 恆星演化(概覽) • 當重力和熱壓力(氣壓)平衡時，恆星為主序星階段 • 熱壓力的能源來自於核心的核聚變 • 重力來自於整個恆星的質量 • 當核心的氫燃料不足，熱壓力下降 • 質量只有輕微減少，重力沒大變化 • 熱壓力比重力弱，核心開始收縮 • 但當核心收縮，核心溫度會上升令熱壓力和重力再達至平衡 哈勃太空望遠鏡拍攝的紅巨星

  43. 簡併壓力 degeneracy pressure

  44. 簡併壓力 degeneracy pressure

  45. 恆星演化(0.4Ms<質量<2.25Ms的中低質量行星) • 1. 當恆星的原料短缺(氦核)-> 氫聚變減緩 -> 核心熱壓力下降 • 2. 重力比壓力大 -> 令核心收縮 ->溫度上升 • 3. 中心外圍未進行聚變的氫原子發生劇烈的聚變(hydrogen burning) • 4. 外層能量上升 -> 外層膨脹 • 5. 外層膨脹令外層溫度下降 • 6. 進入紅巨星階段 (Red giant stage) 哈勃太空望遠鏡拍攝的紅巨星

  46. 三氦過程Triple-alphaprocess • 1. 核心收縮直至進入簡併狀態 • 2. 當核心的溫度上升到億度的水平，將會發生三氦過程 • 3. 三氦過程同樣會釋出大量能量 • 4. 核心的溫度會一直上升，但在簡併狀態下，核心卻不會膨脹 • 5. 溫度愈來愈高，反應亦愈來愈快 • 6. 出現失控的「氦閃」 • 當熱壓力增強至足夠支撐恆星，反應才能受控

  47. Fine tuning 氦閃過程中的產物達成一個巧妙的平衡 氧生成反應如果稍為接近共震能量， 碳的消耗速度將變得和生成速度相約。 如果碳-12的激發態能階稍為提高，三氦反應將會減慢， 所生成的碳很快就會轉成氧。 氖反應過程不在共震能量之內，所以反應極慢，氧得以保存 氖本身有一個4.97MeV的能階接近共震能量 但氦和氧卻不能進入這個能階

  48. 恆星演化(0.4Ms<質量<2.25Ms的中低質量行星) • 1. 當恆星的原料短缺(碳氧核)-> 氦聚變減緩 -> 核心熱壓力下降 • 2. 重力比熱壓力大 -> 令核心收縮 ->溫度上升 • 3. 中心外圍未進行聚變的氦原子發生劇烈的聚變(helium burning) • 4. 進入漸近巨星分支(Asymptotic Giant Branch/AGB) • 5. 恆星風會將物質吹出星際空間 • 6. 質量<1.4Ms的星會形成行星狀星雲 哈勃太空望遠鏡拍攝的紅巨星

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