恆星的光度、溫度、半徑和質量與「主序星」物理量有很好的相關性

2020-10-19 天體生物學

【作者：黃姤】

「雙星系統」是指在相互的引力作用下以橢圓軌道運動相互繞轉的兩顆恆星組成的系統，在雙星的軌道運動裡面如果知道了它們的軌道運動方式，就可以利用「克卜勒定律」或者「牛頓萬用引力定律」來測量它們的質量。

利用「克卜勒第三定律」求出恆星的質量

在銀河系裡面其實大部分的恆星是位於雙星或者「聚星」系統中的，三到六、七顆恆星在引力作用下聚集在一起組成的恆星系統，所以把雙星系統裡面的恆星稱為「子星」。

如果測量了一顆恆星繞著另外一顆恆星的運轉軌道，就可以測量出它的軌道半長徑和它的軌道周期，當然如果知道了這個雙星系統離我們的距離，那麼就可以得到它的半長徑大小，這樣就可以利用「克卜勒第三定律」求出恆星的質量，但是得到的物理量是兩個恆星加起來的總質量，所以要去測量每一顆恆星獨自所具有的質量還需要一些額外的條件。

圖解：「克卜勒第三定律」求出恆星的質量

額外條件

在大部分的情況下是沒法直接測量雙星的軌道，因為它們太遙遠了，但是可以利用恆星譜線的特徵來測量雙星系統的參數，這種方法稱為「分光雙星」，也就是子星軌道運動引起譜線的「都卜勒位移」。

當雙星系統裡面的子星在相互繞轉的時候，每一顆恆星所發出來的光譜會因為軌道運動而發生都卜勒位移，當子星向著地球運動的時候它的譜線會發生藍移，當子星背離地球的時候它會發生紅移，並且藍移、紅移是周期性進行的，所以可以根據譜線的位移去推導子星的運動速度，這個運動速度是在我們視線方向上的運動速度，它只是它軌道運動的一個分量，因此把它們稱為「視向速度」，由譜線都卜勒位移得到子星的視向速度，就可以得到雙星的質量函數。

知道視向速度的大小，知道了軌道傾角的大小，才有可能得到子星真實的軌道運動速度，但是在很多情況下是很難準確地測量軌道傾角的，所以可以根據子星的軌道運動把它的質量、軌道傾角、視向速度和軌道周期這些物理量聯繫起來。

恆星的質量和密度分布

利用上面所述的方法就可以測量出恆星的質量，結合恆星體積的大小還可以得到恆星的平均密度，在已知的恆星分布圖裡，既有特別大質量的恆星，也有質量是0.1個太陽質量的恆星，這些小質量恆星稱為「褐矮星」，最大質量的恆星大約在100到200倍的太陽質量，如果同時知道了恆星的大小，就可以得到它們的密度分布，恆星的密度分布同樣也是相差非常懸殊的，太陽的平均密度與水的密度是相當的，大約是一克每立方釐米，超巨星因為體積特別大，所以它們的密度低到10的-6次方克每立方釐米，白矮星這種非常緻密的恆星，它們的質量達到了10的6次方克每立方釐米，所以恆星在質量上的分布其實是在一個相對小的區間裡，但是它的密度相差是非常大的。

圖解：恆星質量比例圖

恆星的光度、溫度、半徑和質量與「主序星」物理量之間有很好的相關性

主序星的質量和光度就有很好的相關關係，質量越大它的光度就越高，同樣這個規律在半徑和質量上也存在，換句話說，質量越大的恆星它的半徑也越大。因此質量、半徑、光度這三者之間必定是通過某種物理把它們聯繫起來的。

根據恆星在「赫羅圖」上的分布，在主序帶上恆星的光度比較高，溫度也比較高，在主序帶外的恆星光度和溫度都比較低，是什麼原因使得恆星以這樣的分布方式，布局在「赫羅圖」上面呢？

把恆星的質、光關係和質量半徑關係結合起來，實際上從主序帶的上方到下方反映了恆星質量的分布，也就是質量決定了恆星在「赫羅圖」上的位置，大質量的恆星不僅明亮而且高溫，所以位於主序帶的左上方，而小質量的恆星光度和溫度比較低，所以位於主序帶的右下方。


圖解：「赫羅圖」恆星分布

作者：黃姤

相關焦點

  • 「赫羅圖」不僅反映了不同類型恆星的分布特徵也反映了恆星的演化
    赫羅圖」，是由兩位天文學家最先發現的恆星基本參數的一種分布規律，通過觀測恆星的光度、溫度的物理量，當積累了足夠多的數據之後，天文學家自然地想去了解這些物理量之間或者說恆星的分布是不是遵循某種特定的規律，上個世紀丹麥的天文學家「赫茨普龍」和美國的天文學家「羅素」，他們就最先研究了這個問題。
  • 「專題」你所不知道的恆星——主序星(Main Sequence)
    （Protostars）請參看「專題」你所不知道的恆星——原恆星（Protostars）這一期我們來看原恆星的下一階段主序星（Main Sequence），主序星是恆星的一個階段，在此階段下主序星的來自炙熱核心向外膨脹的熱壓力與來自坍縮向內的引力達到了一個奇妙的平衡，這時候，整個恆星達到一個平穩期，這段平穩期就是恆星的主序星。
  • 黑體輻射遵循的是「斯忒藩·玻耳茲曼定律」
    ，根據『斯忒藩·玻耳茲曼定律』光度、半徑和溫度三者之間的關係，只要測量了天體的光度和溫度，就可以計算它的半徑。R/半徑 T/溫度舉例說明：分別用太陽的光度，溫度和半徑來代表一個未知天體的物理量，因此只要知道任何一個天體相對於太陽來講，它有多明亮、它的溫度有多高，就可以測量它的半徑的大小，所以利用這些數據就可以去計算恆星半徑的大小。
  • 新恆星的形成是由「金斯不穩定性」這個條件決定的
    ，就有可能發生「金斯不穩定性」現象，這個條件所對應的氣體雲則需要一個最小的質量，稱為叫「金斯質量」，在氣體雲裡面，氣體無規則運動所對應的動能依賴於氣體裡面包含了粒子的總數，而氣體的勢能取決於氣體雲的質量和半徑，當兩倍的動能小於勢能的時候才有可能會發生星雲的密度擾動而導致的探索，而這個條件就對應著「金斯質量」的大小。
  • 主序星到底是什麼 主序星指的是赫羅圖上的恆星
    主序星就是一種分類，指的是在赫羅圖上的恆星，主序星可以看到恆星之間的進化關係，可以看到進化的過程，主序帶就是通過顏色而分辨不同的恆星帶，在主序帶的恆星也就是主序星，主序星就是人命名之後的主序帶。第二年，他發表了關於恆星顏色和亮度的圖，並把這種圖命名為主序帶，主序帶的名字也一直延續了一百來年。
  • 藍超巨星不等於大質量藍色主序星
    藍超巨星實際上是大質量藍色主序星在離開主序以後的演化階段，相比於主序階段，藍超巨星的體積更大、光度更高，但表面溫度相對較低（僅僅是相對較低，例如一個O型的藍色主序星，在離開主序後演化為B型或者A型的藍超巨星，雖然依然是「藍色」，但比它主序星的階段要冷一些），大質量恆星在離開主序後，會在藍超巨星-黃超巨星-紅超巨星之間來回演化。
  • 「科學有道理」系外恆星那麼遠,科學家如何計算它們的質量?
    最好的參照物，就是雙星系統了，因為恆星和恆星之間的互相影響比較明顯。據推測，全宇宙中的恆星中有一半都是雙星系統。這對於科學家來說，絕對是個好消息。就像我們計算太陽系內行星和太陽的距離一樣，只要通過克卜勒第三定律（行星圍繞太陽公轉周期的平方和軌道半徑的立方成正比，對於系外的恆星同樣適用），就可以計算。
  • 「暗星·物理學」演義
    演義「拉普拉斯」和「米歇爾」根據牛頓的萬有引力定律和力學第二定律預言了「暗星」的存在他們算出了「暗星」形成的條件是 「R ≤RGM/C²」這麼一個公式，R是天體的半徑，M就是恆星的質量於是英國天體物理學家「愛丁頓」就提出恆星的能量源泉應該是聚變反應，是4個氫核聚合成氦核的聚變反應，當時核物理學還不發達，許多核物理學家認為氦核質子所帶的正電荷會同性相斥，它們是不可能聚合到一起的，要使質子靠近需要給它們提供足夠的動能，也就是說恆星的溫度要非常高，而當時估計的恆星溫度遠遠沒有這麼高，針對核物理學家認為恆星溫度不夠高，不可能形成氫聚合成氦的熱核反應的觀點，「愛丁頓」是這麼回答的
  • 天文學家如何測出恆星的質量?
    恆星在其一生的大部分時間裡都會進行氫合成氦的核聚變反應，處在這個階段的恆星比較穩定，這類恆星在銀河系中佔絕大多數，它們被稱為主序星。對於處在主序階段的恆星，它們的質量和光度（輻射功率）是正相關的，因為質量越大，引力坍縮效應越強，導致核心的溫度和壓力越高，所以核聚變反應越劇烈，單位時間內產生的能量也越多。
  • 「暗星」所反映的是時空彎曲的極端表現，也是引力的終極形態
    【作者：黃姤】天文學家在研究「黑洞」的過程中發現黑洞的性質其實跟其他天體相比是極其簡單的，黑洞雖然看上去非常的神秘，但是真正要去描述它的話，只需要了解三個物理量：第1個：黑洞的質量。除了經上3點之外不需要任何的物理量，比如太陽最終變成一個黑洞的話，那麼它之前挾帶的密度、溫度、壓強、化學元素組成等等這些因素會全部消息，只需要質量、角動量和電荷描述就足夠了。
  • 準確的講太陽是一顆「黃矮星」,主序星還包括藍矮星和紅矮星
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  • 對天體光度的測定，實際上就歸結於對於天體的亮度和距離的測定
    」：天體的一個固有物理量，它指的是天體在單位時間內所輻射的總能量，是天體的固有量。比如在日常生活裡面燈泡是有確定的瓦特數，這個瓦特數實際上就反映了它的光度大小，它是燈泡發光本領的一種表示，但是我們知道燈泡的明暗程度不僅僅取決於它本身的光度大小，還取決於這個燈泡離我們的距離，所以這就涉及到「亮度」。
  • 褐矮星被稱為「失敗的恆星」,質量介於恆星和行星之間的一種存在
    赫羅圖是由丹麥天文學家赫茨普龍和美國天文學家羅素，在1911年和1913年各自獨立提出的，這張圖研究恆星演化的重要工具。赫羅圖是反映恆星的光譜類型與光度之間的關係圖，其縱坐標是光度與絕對星等，而橫坐標是光譜類型和恆星表面溫度。
  • 溫度是決定粒子產生什麼譜線的關鍵物理量
    」研究恆星或其他天體的物理性質主要就是通過對輻射譜的研究來得到它們的一些基本物理信息，研究輻射譜首先要從連續輻射入手，在介紹連續輻射之前，在物理學上有一種稱為「黑體」的假想天體，所謂黑體就是它能夠吸收所有的外來輻射，不產生任何的反射，然後把 輻射變成自己的內能再通過電磁輻射把它再輻射出去，這類理想的物體或者說天體，具有一個特定溫度的黑體所產生的輻射稱為叫
  • 為什麼恆星的質量各有不同?
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  • 宇宙最大恆星能有多大?太陽宛如一粒塵埃
    我們的太陽與其他恆星的比較如上所述，我們以太陽作為恆星的基準點。諸如褐矮星和紅矮星這樣的小恆星確實存在，但我們對大尺寸的恆星更感興趣！太陽的半徑為695,700公裡，總體積為1.4 x 10^27立方米。
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    ，其中一個傑出的代表就是「安妮·坎農」女士，坎農是光譜分類的一個重要貢獻者，其實還有另外一位科學家也做出了非常重大的貢獻，她就是「 亨麗愛塔·勒維特」，勒維特跟坎農有相似的地方就是她們幾乎都是聾子，所以當時皮克林交給勒維特的工作是研究「變星」，變星就是亮度會發生變化的恆星，而像我們太陽這樣的恆星變化的幅度非常的小，但是在恆星世界裡面有那麼一些恆星的光度會有比較大的起伏，勒維特的工作就是研究這些變星，
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    《荊州佔》中有說：辰星色比織女大星，為正色;青比左角,赤比參右肩,黑比亢,此辰星之常色也。表面溫度越高的恆星，顏色越冷，即白色甚至藍色；而表面溫度越低的恆星，顏色越暖，即黃色，橙色甚至紅色。這7顆1等星的顏色不盡相同，天文觀測初學者可以很好地通過肉眼觀測這7顆1等星，來感受到恆星顏色的差異。其中雙子座的北河二和北河三視距離相近，亮度接近，顏色差異明顯，最適合被用來當作恆星顏色差異的典型。恆星的顏色不僅和恆星的表面溫度有關，還和恆星的光度有關。
  • 通過「恆星光譜」可以提供關於恆星非常多的信息
    ，而這個過程會給對方傳遞能量，使得電子可能處於更高的能級上面，一般來講碰撞越頻繁電子的能級就越高，所以電子的能級和溫度就有了一個物理上的關聯，而這種能級它又和電子所產生的譜線產生了直接的聯繫，溫度越高時它所產生的譜線就是在高能級之間的躍遷發生的，溫度比較低時譜線更多地出現在低能級之間的相互躍遷。