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
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? 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

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? 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

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
透過中子吸收可形成更重元素

13. 大質量恆星的機制 – CNO cycle

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

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
電子的熱傳導效率遠比離子高

20. 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

21. 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?

22. 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

23. 恆星分類 Stellar Classification

24. 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 ~ B
10,000-33,000 藍白
2.1-16
0.13 A
7,500-10,000 白
0.6 F
6,000-7,500 黃白 3 G
5,200-6,000 黃
7.6 K
3,700-5,000 橙
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

25. 恆星分類

26. 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

27. HR diagram

28. 恆星系統 Stellar System

29. 恆星系統
原行星盤中心 -> 恆星
原行星盤外圍 -> 行星

30. 原行星盤

31. 恆星系統

32. 行星
固體行星
(c)
(b)
(a)
(d)

33. 行星
氣體行星
(b)
(a)
(c)
(d)

34. 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

35. 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

36. 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

37. 彗星和小行星

38. 彗星和小行星

39. 彗星和小行星

40. 彗星和小行星

41. 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

42. 恆星演化 Stellar Evolution

43. 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

44. 簡併壓力 degeneracy pressure

45. 簡併壓力 degeneracy pressure

46. 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

47. 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

48. 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

50. 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

51. 行星狀星雲
離子物質仍然會發射出光線

52. 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

53. 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

54. 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

55. 白矮星

56. 白矮星

57. 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

58. 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?

59. 中子星

60. 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

61. 黑洞

62. 黑洞

63. 黑洞

64. 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 年期間就求出了帶電荷黑洞的方程式
但直至 年期間才求出旋轉黑洞的方程式

65. 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

66. 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

67. 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

68. 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

69. 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