講者 : 陳俊霖香港太空館助理館長

HKSPMAstronomy

恆星物理及宇宙中不同天體的簡介

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)

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

star-disk systems in Orion's Trapezium

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)

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

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 ?

(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 ~8-11Ms - 碳 >11Ms - ~ 鐵 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

電子的熱傳導效率遠比離子高

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

恆星結構

太陽內的熱力主要是以光輻射向外傳遞

以太陽內部為例 :

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

恆星結構

為什麼太陽核心不是對流區 ?

恆星由內到外的溫度不斷下降，但下降的幅度並非一致

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 :

分類 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

(a) (b)

(c)

(d)

行星 氣體行星

(a)

(b)

(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

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

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

243 Ida and its moon Dactyl

衛星

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

資料日期 數量

小行星名稱

LD 為地球和月亮的平均距離

http://www.spaceweather.com/

最接近地球時的日期

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。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 )

在主序星階段時核心的溫度已足夠將氦氣融合 (2.25Ms 分界 ) 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

=> 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 ?

表面重力極高 -> 表面非常光滑

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

畫家筆下的吸積盤

天鵝座 X-1源

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

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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