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| 內容簡介： |
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利用基础物理学以及恒星结构和演化理论可以预测恒星是如何诞生的，它们复杂的内部结构是如何变化的，它们燃烧什么核燃料，以及它们的最终命运。《恒星结构和演化理论导论（原书第2版）》对天文学、物理学和应用数学的本科生来说，是学习恒星物理学课程的一本很有启发性的入门书籍。《恒星结构和演化理论导论（原书第2版）》*特地凸显了控制恒星结构和演化的基本物理原理。 《恒星结构和演化理论导论（原书第2版）》相比上一版增加了“恒星的质量损失”和“相互作用双星”这两个章节，以及新的练习题。《恒星结构和演化理论导论（原书第2版）》内容清晰且有条理，用简单的术语解释了物理过程，同时保持了数学的严谨性。《恒星结构和演化理论导论（原书第2版）》从一般性原理出发，引导学生循序渐进地全面理解这一主题。50个练习和完整的解答可以让学生检验自己的理解能力。《恒星结构和演化理论导论（原书第2版）》不需要预先具备天文学知识，只需要物理和数学的基本背景知识。
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目录
译者序
原书第2版序言
原书第1版的一些评论
原书第1版序言
第1章 观测的背景和知识的基本假设 1
1.1 什么是恒星？ 1
1.2 我们能从观测中了解到什么？ 2
1.3 基本假设 5
1.4 赫罗图：检验恒星演化的工具 8
第2章 恒星演化方程 13
2.1 局部热平衡 13
2.2 能量方程 15
2.3 运动方程 17
2.4 位力定理 19
2.5 恒星的总能量 21
2.6 控制成分变化的方程 23
2.7 演化方程 25
2.8 恒星演化的特征时标 26
第3章 恒星内部的气体和辐射的基础物理学 31
3.1 状态方程 31
3.2 离子压强 34
3.3 电子压强 35
3.4 辐射压 38
3.5 气体的内能与辐射 39
3.6 绝热指数 40
3.7 辐射转移 42
第4章 恒星内部发生的核过程 46
4.1 原子核的结合能 46
4.2 核反应率 48
4.3 氢燃烧Ⅰ：p-p链 51
4.4 氢燃烧Ⅱ：CNO双循环 53
4.5 氦燃烧：3α反应 55
4.6 碳和氧燃烧 57
4.7 硅燃烧：核统计平衡 58
4.8 重元素的形成：s过程和r过程 59
4.9 “对”生成 61
4.10 铁的光致分解 62
第5章 恒星结构平衡——简单模型 62
5.1 恒星结构方程 62
5.2 什么是简单的恒星模型？ 63
5.3 多方球模型 64
5.4 钱德拉塞卡质量 68
5.5 爱丁顿光度 69
5.6 标准模型 71
5.7 点源模型 74
第6章 恒星的稳定性 77
6.1 久期热稳定性 77
6.2 热不稳定性案例 79
6.3 动力学稳定性 81
6.4 动力学不稳定性案例 83
6.5 对流 84
6.6 对流不稳定性案例 87
6.7 结论 91
第7章 恒星演化示意图 92
7.1 (log T， log p)平面的特征 93
7.2 在(log T， log p)平面上恒星中心点的演化路径 97
7.3 从恒星中心看它的演化 99
7.4 主序理论 102
7.5 晚期演化阶段恒星结构概述 107
7.6 简单恒星演化图的缺陷 110
第8章 恒星的质量损失 113
8.1 质量损失的观测证据 113
8.2 质量损失方程 114
8.3 星风方程的解——等温情形 119
8.4 质量损失估计 121
8.5 经验解 123
第9章 恒星的演化——详细图景 125
9.1 林忠四郎区域和主序前阶段 125
9.2 主序阶段 131
9.3 太阳中微子 135
9.4 红巨星阶段 139
9.5 核球中的氦燃烧 143
9.6 热脉冲和渐近巨星支阶段 147
9.7 超新星：行星状星云阶段 150
9.8 白矮星和大质量恒星的最终状态 153
9.9 大质量恒星的演化 158
9.10 H-R图——结语 160
第10章 奇异星：超新星、脉冲星和黑洞 163
10.1 什么是超新星？ 163
10.2 铁分解超新星：Ⅱ型——大质量恒星的命运 166
10.3 Ⅱ型超新星爆炸过程中的核合成 170
10.4 超新星的后代：中子星-脉冲星 171
10.5 碳爆超超新星：Ia型 175
10.6 “对”生成超新星和黑洞——非常大质量恒星的命运 176
第11章 相互作用双星 178
11.1 什么是双星？ 178
11.2 双星的一般效应 180
11.3 恒星之间的质量转移方法 185
11.4 守恒的质量转移 187
11.5 吸积盘 189
11.6 激变现象：新星爆发 192
第12章 恒星的一生 198
12.1 星际介质 198
12.2 恒星形成 199
12.3 恒星、褐矮星和行星 202
12.4 初始质量函数 205
12.5 整体的恒星演化循环 208
附录A 辐射转移方程 214
附录B 简并电子的状态方程 222
B.1 非相对论非简并情形：ξ？1和-ψ？1 225
B.2 强简并的相对论情形：任意ξ和ψ？1 226
B.3 非相对论简并情形：ξ？1与任意ψ 228
B.4 极端相对论简并情形：ξ？1和任意ψ 230
附录C 所有练习的答案 232
附录D 物理常量和天文常量、转换系数 264
参考文献 266
索引 272
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第1章观测的背景知识和基本假设 1.1什么是恒星？ 一个天体被定义为恒星需满足两个条件：(a)它靠自引力把物质束缚在一起；(b)它辐射的能量由内部能源提供。因为引力是球对称的力场，所以从第一个条件可以得出这样的天体的形状一定是球形的，或者说，如果它还存在轴对称为，那么它可能是椭球体。它的能源通常是指在恒星内部发生核聚变反应所释放的核能，有时也会是在恒星收缩或坍缩时所释放的引力势能。根据这个定义，我们可得知流星不是恒星，尽管它看起来很耀眼，因为它主要是通过反射太阳的辐射而发光的。彗星也不能认为是恒星，尽管在中国和日本的早期记录中，彗星属于“客星”，即那些突然出现在天空中而之前从未被观测到的星体。彗星和行星一样，是通过反射太阳辐射而发光的，而且，它们的质量太小，自引力不足以产生重要的形变。 这个定义直接暗示恒星必定演化：当它们释放从内部产生的能量时，它们的结构或组成必然发生变化，甚至这两者都会发生变化。这恰恰是演化的意义。从上面的定义我们也可以推断出恒星的死亡可以有两种方式：违反第一个条件——自引力——意味着恒星解体且它的物质散到星际空间中；或违反第二个条件——内部提供能量辐射——这可能是由于核燃料耗尽。在后一种情况下，恒星辐射出*强的望远镜的视野中消失。这就是我们所说的死星。我们将看到，大多数恒星就是通过这两种过程的结合而结束其一生的：部分解体（或物质散开）和绝迹。至于一颗恒星的诞生，这是一个复杂的过程，其中涉及的许多问题仍在深入研究中。我们将只简单地介绍恒星的诞生，主要是指出在什么情况下预计会出现这一现象。 因此，我们应该从这两个条件都满足的*早时间开始研究恒星的演化，而且当至少一个条件完全地和不可逆地不再满足时，我们就应该停住。*后，我们将考虑星族的生命周期和恒星演化对恒星所在星系演化的影响。星系是由恒星组成的一个巨大系统（*多可达到颗恒星），其中也包含由气体和尘埃组成的星际云，星系中的许多恒星都聚集在星团中，其中最大的星团包含远超颗恒星。在恒星物理学中很自然的参考对象是太阳，而在星系物理学中则是太阳所属的星系，即我们的银河系。 1.2我们能从观测中了解到什么？ 天体物理学（研究恒星的物理学）不像物理科学的其他领域那样适合于实验研究。我们不能为了检验和验证理论或假设而设计和开展实验。一个理论的验证是通过积累支持它和它的预测或推论的观测证据来实现的。证据来源于过去发生的事件，完全超出了我们的控制范围。这项任务与侦探的任务十分相似。作为经验法则，如果一个理论能经受住两个完全不同且*立的观测检验，当然只要没有发现相互矛盾的证据，它就被认为是有效的（或至少是极有可能的）。 我们从单个恒星收集到的信息是相当有限的。可以测量的主要特性是视亮度，即恒星在单位时间内落在探测器（通常是望远镜）单位面积上的辐射量。然而，这个辐射量（我们将其表示为并不是所观测恒星的固有性质，因为它取决于恒星与观测者之间的距离。恒星的固有特性是光度，定义为单位时间内辐射的能量——恒星引擎的功率。由于也是在单位时间内穿过距离恒星处的观测者所在的整个球面面积的能量，因此所测量的视亮度为 如果d已知，那么L可以从推断出。恒星的光度通常以相对于太阳的光度来表示，太阳光度，恒星的光度范围为小于到大于。 【小知识】唯一直接测定恒星（或其他天体）的距离的方法是基于视差的古老概念——观测者在两个不同位置观测同一颗恒星时视线之间的夹角。连接观测者两个位置的线与两条视线形成一个三角形，目标恒星在顶点，如图1.1所示。天体距离越远，获得可分辨视差所需的基线就越宽：对于太阳系内的天体，地球上相距遥远的两个点就足够了；对于恒星，需要更大的基线。地球围绕太阳的轨道提供的最大基线为约，是地球与太阳距离的两倍。因此，恒星视差是在半年时间间隔内通过确定一颗恒星相对于非常遥远的固定恒星的位置来获得的。即使如此，得到的三角形也是非常接近等腰的，有着几乎垂直的底角，而视差p，定义为顶角的一半，总是小于1‘’（已知最大的恒星视差是比邻星——*接近太阳的恒星，p=0.76‘’）。因此，在很好的近似下。基于该方法，可以直接测量到大约500光年的距离（1光年是光在一年里走过的距离，等于。测量距离的常用天文单位称为秒差距，是以视差法为基础的：顾名思义，它是视差为1‘’所对应的距离，大约是3光年。*近，由于专门为这一任务设计的依巴谷卫星（高精度视差测量卫星）的观测结果，我们已获得精确距离的恒星数量增加了数百倍，该卫星以古代*伟大的天文学家——古希腊的依巴谷（公元前2世纪）的名字命名。依巴谷测量了近千颗恒星的位置和亮度，并编制了**份星表。依巴谷卫星在1989～1993年运行，收集了超过100万颗邻近恒星的数据。但在天文尺度上，可以直接测量的距离是相当小的，因此必须设计间接的方法，其中一些是基于恒星结构和演化的理论，我们将在第9章中看到。 恒星的表面温度可以从其光谱的普通形态即连续谱中获得，它与黑体非常相似。恒星的有效温度因此被定义为发射相同辐射流量的黑体的温度，它提供了恒星的光球层的温度的近似温度。恒星的大量辐射是从光球层发射出来的。如果R是恒星的半径，其表面流量是，那么， 其中，是斯特藩-玻尔兹曼（Stefan-Boltzmann）常数。因此， 恒星的表面温度在几千开尔文（K）到几十万开尔文。根据维恩（Wien）位移定律，*强辐射处的波长由下式算出 跨度从红外线到软X射线。太阳的有效温度是5780K。然而，我们应该记住，关于恒星内部温度的结论不能在没有理论的情况下从表面温度得出。 化学成分也可以从光谱中推断出来。每一种化学元素都有其特有的谱线。这些谱线可以从接收到的恒星的光线中观测到。它们叠加在连续谱上，发射线会增强辐射强度，吸收线会减弱辐射强度。因为构成恒星光球层的元素会发射出可观测的辐射，所以这些元素可以在恒星光谱中被识别出来。但由于光球层非常薄，因此推断出的成分并不能代表恒星庞大且不透明的内部。在太阳光谱中发现了大多数化学元素。事实上，氦元素*早（在19世纪60年代）是在太阳的光谱线中*先发现的，它的名字来自希腊语中的太阳神。 在某些条件下，双星系统中一颗成员星的质量可以根据谱线的移动计算出来，我们将在第11章中展示这一内容。虽然案例很少，但在食双星系统中仍可以直接得出恒星的半径；然而，半径可以通过*立得到的光度（如果可能的话）和有效温度利用公式（1.3）推导出。恒星的质量和半径的测量单位分别是太阳质量和太阳半径。恒星的质量范围相当狭窄，大约在和几十之间；恒星的半径通常在只有到远大于的范围变化。不过，还存在更极端的恒星，半径小于几十千米。 除了稀少之外，我们所能收集到的信息也局限于恒星一生中某个非常短暂的时刻，即使开展观测几个小时或几年，甚至假设是几百年。为了说明这一点，让我们将恒星的寿命与人类的寿命做个比较：假设从400多年前望远镜发明以来不间断地观测一颗恒星，这个观测时间相对于恒星的寿命来说，等同于看一个人一辈子的大约3分钟！很明显，我们不可能从如此短暂的观测中直接了解到关于恒星演化的任何事情。天体物理学家可用的数据主要包括处于不同演化阶段的非常大量的恒星的片刻信息的累积。从这些数据中，天体物理学家需要形成描述单个恒星演化的一个场景。 试想像这样一个对比场景：一位从未见过人类的探险家，仅凭大量随机选取的不同人类照片样本，试图推断这些生物的本质及其进化历程。该探险家会发现人类有很多不同特性，比如身高、肤色等，并且他会注意到，大多数人的身高在平均值如1.75m附近很小的范围内变化，只有少数人的身高明显低于这一平均值。这些发现可以从两个方面解读：(a)人类在本质上是不同的，高个子比矮个子多；(b)人类身高增加或减少（可能在他们的生命过程中会发生变化，随着年龄的增长，他们的身高增加，很少再降低）。 这两种假设，也可以推断出人类个体在其生命中较长一部分时间是高的，而不是矮的。甚至可以从不同范围内的相对个体数来计算人类身高的变化率。 以类似的方式，如果我们发现某种性质是大量恒星所共有的，我们可以根据观测到的现象，在恒星一生的事件，而且是短暂的事件。同时，也不能完全排除罕见的现象可能不只是罕见的，而且是*特的可能性。如果完全依靠观测来理解恒星及其演化，可能会出现误解，这是必须面对的问题的一个例子。 因为任何单颗恒星的结构和预期的演化过程的（图除外）。它的目的是建立一个通用的模型来解释大量的不同类型恒星，以及观测所揭示的不同的恒星性质之间的关系（例如光度和表面温度之间的相关性，或者光度和质量之间的相关性，我们很快就会遇到）。 1.3基本假设 在观测证据的指导下，我们可以在恒星的一般性定义上增加几个基本假设（或公理）作为恒星结构和演化理论的基础。 1.3.1孤立体 关于恒星的结构和演化，一颗恒星可以被认为在真空中是孤立的，虽然它总是一个大星团（或星系）中的一个成员，甚至是作为星系中更孤立的星团的成员。（我们将双“星系”排除在当前讨论范围之外——这类由两颗恒星组成的束缚系统将在第11章中专门论述。）结果是初始条件将完全决定恒星演化的进程。因此，恒星的演化过程（隐喻地称为“其一生”）不同于生物的进化过程，后者在很大程度上受到与环境相互作用的影响。为了更好地理解恒星为孤立体，考虑太阳和*近的恒星（比邻星），它们的距离是4.3光年。这个距离比太阳直径大的倍。这种情况可以做个比喻，假如地球上*近的邻居间的距离是他们身高的倍，那么这个距离大约相当于5000km，换句话说，就是地球直径的四倍或到月球距离的七分之一。我们称之为“孤立体”！引力场和辐射流量都是按比例变化的，从一颗恒星作用到另一颗，它们将至少减小！ 1.3.2均匀的初始成分 恒星诞生时就有一个给定的质量和一个给定的、可能是均匀的成分。后者取决于恒星形成的时间和星系中的位置。恒星的组成长期以来一直是一个争论激烈的问题。最终发现，新形成的恒星的大部分物质是由氢组成的，大约占其质量的70%；第二重要的元素是氦，占质量的25%～30%；其他更重的元素只是痕量，其中*丰富的是氧、碳和氮（按顺序），统称为“CNO族”。例如，在太阳中，每1000个氢原子大约对应100个氦原子、8个氧原子、近4个碳原子、1个氖原子、1个氮原子和其他应1000个氢原子、8个氧原子、近4个碳原子、不同元素的质量分数来表示，即用单位质量物质中每种元素的质量来描述。通常用X表示氢的质量分数，用Y表示氦的质量分数，用Z表示所有其他元素的总质量分数，因此X+Y+Z=1。 练习1.1 计算太阳中氢、氦、碳、氧、氖和氮的质量分数。 因此，除非温度极低或密度（压强）极高，否则恒星的主要成分——氢和氧都是以气态存在的，所以我们可以很有把握地推断：恒星是由气体构成的。当我们对恒星内部有了更深入的了解之后，我们将学到这一点。 除了极少数例外，从恒星的诞生起的化学成分主要是非常相似的。更进一步，它们与星际介质中普遍存在的那些元素非常相似。由于恒星诞生于星际云，它们表层的化学成分预计受演化过程的影响*小。因此可以得出恒星的初始组成差别不大这个结论。最大的差异出现在重元素的丰度，不同恒星之间变化很大，从恒星演化来说是次要的。为了简单起见，我们将忽略恒星初始成分上的差异。在恒星的例子中，我们一般采用太阳成分。恒星的命运将唯一取决于它的初始质量M。 【历史小知识】*先证明太阳大气主要由氢构成的是塞西莉亚？佩恩，她在1925年完成的博士论文中提出了这一发现。她不仅是明尼苏达的元素是氢和氦，而且，还是在整个星云中“重元素”的相对丰度不代表宇宙丰度，元素丰度的均匀性。这些发现来自萨哈（Saha）公式（见3.6节）。根据该公式，谱线的强度取决于物理条件和元素丰度。这些结论由于非常有别于当时的“普遍认知”，所以在很大程度上被忽视了。仅仅
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