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(a) H—R diagram of an old star cluster—the globular cluster M3, (b) Wide-angle photograph showing M3 as it appears in the night sky.
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28
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Summary of 1 M evolution
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30
ST AG E
7 8 9
持续时 间 (yr)
1010 108 105
中心温 表面温 中心密 RADIUS 度 (106 度 (K) 度 (km) R ⊙ K) (kg/m3)
超新星是某些恒星在演化末期时经历的一种剧烈爆炸
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特征：

恒星世界发生最剧烈的活动 光度L～107-1010 L⊙，增亮Lf /Li ～ 108 爆发能E～1047-1052 ergs (中微子99% ，动能1% ，可见光辐射占0.01%)
/newscenter/archive/releases/nebula/planetary/2007/ xkong@
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M57 – Ring Nebula
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Cat’s Eye
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4


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主序星的内部化学 组成的变化
随着核反应的进行，核心区 的H元素丰度逐渐减小，直 至枯竭，全部转变成He。
演化时标 —核反应时标
tn＝hDMc2/L
质量大的恒星，演化时标短， 较快离开主序阶段
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演化路径
核反应4 H → 4He →核区粒子数n减少 →Pc=nkT下降 → 核心收缩R c → 核心区温度Tc上升 → 光度L增加
giant-branch stars
H
H > He
He
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horizontal-branch stars
H H > He He He > C/O
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asymptotic giant-branch stars
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2
小质量恒星演化 M<2.3M⊙
1. 星际云
2. 星云块
3. 碎裂停止
4. 形成原恒星
5. 主序前星
6. 零龄主序
7. 主序星
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3
主序阶段

观测发现，绝大部分恒星在H－R图 中的位臵落在一条窄带上，这条窄带 被称为主序带 主序星性质： 均匀的化学组成 核心氢燃烧，完全流体静力学平衡 质量范围： 0.08 M⊙ < M < 100 M⊙ 零龄主序：刚刚开始核心氢燃烧的恒 星，在H-R图上占据主序带的最左侧
15 50 100 6000 4000 4000 105 107 108 105 106 107 1 3
OBJECT
主序星 亚巨星支
100 氦闪
10 11
12 13 14
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107 104
105 — —
200 250
300
5000 4000
10^5
107 108
1010
106 108
104
超新星 蓝超巨星
黄超巨星
红超巨星
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恒星内部物理过程 ：
核心H枯竭→壳层H燃烧 →核心He燃烧
→核心He枯竭
→壳层He和H燃烧 →核心C燃烧 →核心C枯竭 →壳层C、He和H燃烧
→O, Ne, Si燃烧 …
→Fe核
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4 × 106
107 3 × 107 3 × 109 4 × 1014 varies
xkong@
1 year
6 months 1 day 1/4 second milliseconds 10 seconds
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特大质量恒星的演化

星风引起的质量损失

高光度恒星通常有很强 的星风，质量损失率～ 10-6-10-4 M⊙yr-1
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Eskimo Nebula
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13. CO核坍缩成
白矮星
14. 白矮星冷 却

白矮星冷却→ 黑矮星
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Summary of 1 M evolution
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Summary of 1 M evolution
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12. 行星状星云





壳层内发生氦闪(不稳 定燃烧) 恒星外壳层发生脉动 (热脉冲) 抛射红巨星的包层 (25%-60%恒星质量) 形成行星状星云 + 高 温简并CO核 恒星在HR图上向左方 移动
19
2013-Байду номын сангаас-11
行星状星云 (Planetary Nebulae)
10
水平分支
500 AGB
0.01 碳核
—
100 趋于0
3000
50,000 趋于0
10-17
1010 1010
108
104 104
1000 PN
0.01 白矮星 0.01 黑矮星
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中等质量恒星的演化
与低质量恒星演化的主 要区别：

恒星内部的H燃烧通过 CNO循环进行，内部温 度更高 主序寿命更短。演化到 RGB时间也非常短。 He核不再是简并的，C 和更重元素的燃烧可平 稳进行
(Dt ~ min, L ~ 1011L⊙)
→电子简并解除
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10. 水平分支
中心燃烧氦，外层燃烧氢

5 10 yr
7
氦闪使得中心氦核简并解 除，进入稳定的氦燃烧阶 段(氦聚变为碳的3a反应)

外壳层继续氢燃烧，温度 增加 星核膨胀、吸热，光度剧 减
恒星向左下方移至水平支
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Evolutionary Stages of a 25 M⊙ Star
Stage 温度(K) 密度(g/cm3) 持续时间
H burning
Helium burning Carbon burning
4 × 107
2 × 108 6 × 108
5
700 2 × 105
7 × 106 years
第三章 恒星的形成与演化
1. 2. 3. 4. 5. 6.
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恒星形成 恒星结构 元素合成 恒星演化 超 新 星 密近双星
1
恒星演化
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Explain why stars evolve off the main sequence Outline the events that occur after a Sun-like star exhausts the supply of hydrogen in its core Summarize the stages in the death of a typical low-mass star and describe the resulting remnant Contrast the evolutionary histories of high-mass and low-mass stars Discuss the observations that help verify the theory of stellar evolution
Red dwarfs
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O
B
xkong@
A
F G K M
8
8.亚巨星支

核心氢烧完、枯竭， 形成氦中心核和氢 丰富的外层 中心 T 降低，氦尚 没点燃；外壳氢燃 烧，中心氦核增大 氦核收缩，壳层氢 燃烧；体积膨胀， 表面温度降低 恒星逐渐向右脱离 主序
xkong@
5 × 105years 600 years
Neon burning
Oxygen burning Silicon burning Core collapse Core bounce Explosion
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1.2 × 109
1.5 × 109 2.7 × 109 5.4 × 109 2.3 × 1010 about 109


在HR图上向右上方攀 升成为红巨星。
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林 忠 四 郎 线 (Hayashi line)
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xkong@
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氦闪
红巨星支的顶点： 核心He开始燃烧 → Tc↑( 简 并 时 ， 压 力P与温度无关， 半径不变,不膨胀) → e↑ → Tc↑→... →核心He爆燃
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11. 渐进巨星支
中心氦耗尽，变成C、O
10 yr
4
核，核反应停止，开始收 缩
收缩升高外层压力和温
度，核心外层又有一层氦 点火
氦燃烧壳层外的氢壳层

在继续燃烧