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.

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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 NGC 602 CREDIT: NASA, ESA, and the Hubble Heritage Team (STScI/AURA) – ESA/Hubble Collaboration

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     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)

核聚變 –為何發光發熱? 4顆氫 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 1顆氦

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  

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)

融合窗口  

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

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 透過中子吸收可形成更重元素

大質量恆星的機制 – CNO cycle

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

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            

恆星結構 Stellar Structure

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

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

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

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?    

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  

恆星分類 Stellar Classification

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 表面溫度(K) 顏色 質量(太陽) 主序星百分比 O >33,000 藍 >16 ~0.00003 B 10,000-33,000 藍白 2.1-16 0.13 A 7,500-10,000 白 1.4-2.1 0.6 F 6,000-7,500 黃白 1.04-1.4 3 G 5,200-6,000 黃 0.8-1.04 7.6 K 3,700-5,000 橙 0.45-0.8 12.1 M 2,000-3,700 紅 <0.45 76.45 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

恆星分類

B-V index 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 分類 B-V O5V -0.33 B0V -0.3 A0V -0.02 F0V 0.3 G0V 0.58 K0V 0.81 M0V 1.40

HR diagram

恆星系統 Stellar System

恆星系統 原行星盤中心 -> 恆星 原行星盤外圍 -> 行星

原行星盤

恆星系統

行星 固體行星 (c) (b) (a) (d)

行星 氣體行星 (b) (a) (c) (d)

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

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

衛星 行星 衛星數量(16/6/13) 火星 2 木星 67 土星 62 天王星 27 海王星 13 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 行星 衛星數量(16/6/13) 火星 2 木星 67 土星 62 天王星 27 海王星 13

彗星和小行星

彗星和小行星

彗星和小行星

彗星和小行星

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

恆星演化 Stellar Evolution

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

簡併壓力 degeneracy pressure    

簡併壓力 degeneracy pressure    

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

三氦過程 Triple-alpha process 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        

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。     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  

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

行星狀星雲 離子物質仍然會發射出光線

恆星演化(質量<0.4Ms的低質量行星) 質量低的恆星不足以引發三氦過程 核心的氦一直保留下來 成為氦白矮星(helium white dwarf) 低質量恆星的壽命非常長,因此現時未觀察到氦白矮星 哈勃太空望遠鏡拍攝的紅巨星

恆星演化(質量>2.25Ms的大質量行星) 氦氣不會出現簡併狀態 質量愈大的恆星能聚變出更多的元素 氫 -> 氦 -> 碳 -> 氧 -> 矽 -> 鐵 鐵不能再融合

白矮星- 中、低質量恆星的終結(0.4Ms<M<1.4Ms) 電子簡併壓力抵抗重力 密度很高 ~將太陽壓成地球大小 密度為水的百萬倍以上 慢慢放出熱輻射而冷卻 最終成為黑矮星 天狼星 天狼星B 右圖為哈勃太空望遠鏡拍攝,位於球狀星團(M4)內的白矮星

白矮星

白矮星

中子星- 高質量恆星的終結(1.4Ms<M<4Ms) 電子簡併壓力未能抵抗重力 => 電子和質子結合成中子 中子簡併壓力防止核心繼續收縮 中子形成後,核心變得非常堅硬 原來下榻的物質撞到硬核後反彈 向外產生強烈的衝擊波 超新星爆炸 中子星殘留在爆炸中心 M1:超新星爆炸殘骸

中子星 表面重力極高 -> 表面非常光滑 =>每轉一圈需時0.045秒 -> 1秒轉22個圈!   表面重力極高 -> 表面非常光滑         =>每轉一圈需時0.045秒 -> 1秒轉22個圈! 注:太陽的質量不足以成為中子星,核心最少需有1.4Ms才能成為中子 問題: 1.4Ms的中子星每秒可以轉多少個圈?

中子星

脈衝星 中子星表面亦有帶電粒子 -> 高速自轉令中子星有強大磁場 在南北磁極會放出脈衝

黑洞

黑洞  

黑洞  

無髮理論No-hair theorem 黑洞只需要三個物理量就可以進行區分 質量 電荷 角動量 如果有兩個黑洞的這三頂性質都相同 外界的觀察者就不能區分這兩個黑活 沒電荷、不旋轉的黑活稱為「史瓦西黑洞」(Schwarzschild blackhole) 沒電荷、旋轉的黑活稱為「克爾黑洞」(Kerr blackhole) 科學家在1916-1918年期間就求出了帶電荷黑洞的方程式 但直至1963-1965年期間才求出旋轉黑洞的方程式

黑洞 問題: 黑洞是黑色的,怎麼找? 黑洞在吸食附近物質時,會放出強烈X射線 -> 方法一: 尋找天上強烈的X射線源 天鵝座X-1源 畫家筆下的吸積盤

黑洞 黑洞的重大引力場會令附近的光線彎曲 方法二: 重力透鏡

黑洞 黑洞不可見,但其重力仍然影響其他天體 方法三: 尋找其他天體圍繞一看不到的天體運轉 -> 銀河系中心的黑洞

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

伽傌射線暴 28/4/2009 – 伽傌射線爆發 -> 宇宙最強的能量源 迄今最遙遠的宇宙信息 來自130億光年遠 可能是黑洞形成前所發射