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第1章 恒星的分类与赫罗图1

1.1 恒星的光度1

1.1.1 视星等1

1.1.2 绝对星等2

1.1.3 色指数和热改正3

1.2 恒星的光谱4

1.2.1 有效温度4

1.2.2 光谱型5

1.2.3 光度型和MK分类法7

1.3 恒星的星族8

1.4 赫罗图与恒星的一些观测性质8

1.4.1 赫罗图8

1.4.2 恒星的一般性质9

1.4.3 主序星的质光关系和质量-半径关系10

1.4.4 星团及其赫罗图11

第2章 恒星物质的状态方程14

2.1 热力学方程与最小自由能原理14

2.1.1 热力学第一定律和第二定律14

2.1.2 自由能15

2.1.3 特性函数15

2.1.4 热力学量之间的关系16

2.2 正则系综17

2.2.1 系统微观状态的描述17

2.2.2 正则系综18

2.2.3 正则系综的热力学函数19

2.2.4 理想气体的热力学函数20

2.2.5 黑体辐射的热力学函数21

2.3 完全电离混合气体22

2.3.1 元素的质量丰度22

2.3.2 混合气体的平均相对原子质量22

2.3.3 完全电离混合气体的状态方程23

2.4 部分电离混合气体24

2.4.1 电离平衡方程24

2.4.2 部分电离混合气体的状态方程26

2.4.3 带电粒子的库仑相互作用28

2.5 简并情况下的电子气体31

2.5.1 电子气体的费米-狄拉克统计31

2.5.2 简并电子气体的热力学函数31

2.5.3 电子气体的状态方程32

2.5.4 完全简并情况下电子气体的状态方程34

第3章 热核反应与元素的核合成36

3.1 恒星内部的热核燃烧序列36

3.1.1 恒星的能量来源36

3.1.2 原子核的结合能37

3.1.3 热核聚变反应38

3.1.4 恒星内部的热核燃烧序列39

3.2 热核反应速率40

3.2.1 热核反应速率40

3.2.2 核反应的截面42

3.2.3 量子隧道效应45

3.2.4 电子屏蔽46

3.2.5 化学组成的变化与核产能率47

3.3 氢燃烧过程48

3.3.1 质子链48

3.3.2 碳氮氧循环52

3.4 氦燃烧过程59

3.4.1 3α反应以及氦燃烧产能率60

3.4.2 α反应链62

3.5 碳燃烧、氖燃烧和氧燃烧过程62

3.5.1 碳燃烧过程63

3.5.2 氖燃烧过程63

3.5.3 氧燃烧过程65

3.6 硅燃烧过程66

3.6.1 光致蜕变反应与准平衡群66

3.6.2 中子富余度与硅燃烧产物67

3.6.3 核统计平衡69

3.7 中子俘获过程与超重核素的核合成69

3.7.1 慢中子俘获过程（s过程）70

3.7.2 快中子俘获过程（r过程）71

3.7.3 光致蜕变质子增丰过程（p过程）72

3.8 中微子过程73

3.8.1 弱相互作用74

3.8.2 中微子与物质的相互作用截面74

3.8.3 电子对湮没中微子过程76

3.8.4 光子中微子过程77

3.8.5 等离子中微子过程79

第4章 辐射转移过程与不透明度83

4.1 辐射场的宏观描述83

4.2 辐射与介质的相互作用85

4.2.1 吸收系数和发射系数85

4.2.2 辐射与介质相互作用的微观过程86

4.3 辐射转移方程87

4.3.1 平面平行层的辐射转移方程87

4.3.2 辐射转移方程的通解88

4.3.3 辐射转移方程的渐近解88

4.3.4 不透明度89

4.3.5 灰大气模型90

4.4 恒星物质的不透明度91

4.4.1 量子跃迁91

4.4.2 束缚-束缚跃迁过程93

4.4.3 束缚-自由跃迁过程96

4.4.4 自由-自由跃迁过程100

4.4.5 散射过程102

4.4.6 不透明度的近似公式103

第5章 恒星内部的湍流热对流105

5.1 对流产生的判据105

5.2 热对流运动的基本方程组108

5.2.1 描述流体运动的基本方程组108

5.2.2 热对流的布辛尼斯克近似108

5.2.3 热对流运动的无量纲控制参数110

5.2.4 热对流运动的一般特征110

5.3 恒星对流的混合长理论112

5.4 湍流的RANS方程组114

5.4.1 湍流的一般特征114

5.4.2 流场的雷诺分解115

5.4.3 湍流涨落量的关联函数116

5.4.4 流场平均量的方程组116

5.4.5 湍流关联量的RANS方程组117

5.5 湍流的k-ε模型119

5.5.1 标准k-ε模型119

5.5.2 标准k-ε模型的参数120

5.5.3 标准k-ε模型的局地稳态解120

5.6 恒星对流区的结构模型121

5.6.1 恒星对流区的物理结构121

5.6.2 对流涡胞的结构模型121

5.6.3 流场的平均剪切率模型123

5.6.4 湍流热通量模型124

5.6.5 恒星对流区的温度结构126

5.7 恒星对流的k-ε模型127

5.7.1 模型参数cb的选择127

5.7.2 湍流特征长度的混合长模型127

5.7.3 k-ε模型的局地稳态解128

第6章 恒星的结构演化模型129

6.1 恒星内部物理过程的典型时标129

6.1.1 动力学时标129

6.1.2 热时标131

6.1.3 核时标131

6.2 恒星结构基本方程组131

6.2.1 引力势的泊松方程131

6.2.2 流体静力学平衡方程132

6.2.3 能量守恒方程133

6.2.4 热通量方程133

6.3 元素丰度演化方程134

6.3.1 热核反应134

6.3.2 对流混合135

6.3.3 热扩散135

6.3.4 元素丰度演化方程137

6.4 边界条件和初始条件137

6.4.1 中心边界条件137

6.4.2 表面边界条件137

6.4.3 初始条件138

6.4.4 解的存在和唯一性问题139

6.5 位力定理139

6.5.1 单原子理想气体139

6.5.2 一般理想气体140

6.6 多方模型140

6.6.1 多方关系140

6.6.2 艾姆顿方程141

6.6.3 艾姆顿方程的解142

6.6.4 恒星的多方模型143

6.7 等温核的性质144

6.8 基本方程组的数值求解方法146

6.8.1 差分方案146

6.8.2 无量纲化变量和基本方程组147

6.8.3 基本方程组的离散化148

6.8.4 边界条件的离散化148

6.8.5 解恒星结构方程组的迭代算法——亨叶方法149

6.9 元素丰度演化方程的求解151

第7章 恒星的主序和主序前演化153

7.1 恒星的形成153

7.1.1 引力的金斯不稳定性153

7.1.2 分子云的坍缩与碎裂154

7.1.3 原恒星的形成154

7.1.4 恒星形成过程的观测证据155

7.2 主序前的演化156

7.2.1 林中四郎线156

7.2.2 林中四郎线上恒星的内部结构158

7.2.3 沿林中四郎线的演化159

7.2.4 朝向主序的演化160

7.3 零年龄主序161

7.3.1 拟合模型161

7.3.2 数值模型165

7.3.3 影响零年龄主序的一些物理因素167

7.3.4 零年龄主序的质量极限167

第8章 恒星主序阶段的演化170

8.1 下主序恒星的演化171

8.1.1 氢燃烧过程172

8.1.2 内部结构与演化172

8.1.3 太阳模型175

8.2 上主序恒星的演化178

8.2.1 氢燃烧过程179

8.2.2 星风物质损失过程179

8.2.3 对流与自转引起的物质混合过程180

8.2.4 内部结构与演化182

8.3 极亮主序恒星的演化185

8.3.1 恒星的临界状态185

8.3.2 内部结构与演化187

8.4 恒星按质量分类188

第9章 小质量恒星主序后的演化191

9.1 小质量恒星的演化图景191

9.2 沿红巨星分支的演化192

9.2.1 简并氦核的性质193

9.2.2 沿红巨星分支的演化194

9.2.3 不同物理因素对红巨星分支位置的影响196

9.3 氦闪耀196

9.4 水平分支阶段的演化199

9.4.1 零年龄水平分支199

9.4.2 中心氦燃烧阶段201

9.4.3 水平分支上的缺口——天琴座RR变星204

9.5 沿渐近巨星分支的演化205

9.5.1 早期渐近巨星分支阶段205

9.5.2 壳层源内热核燃烧过程的稳定性208

9.5.3 热脉冲渐近巨星分支阶段209

9.5.4 慢中子过程核合成212

9.5.5 渐近巨星分支之后的演化213

第10章 中等质量恒星主序后的演化216

10.1 中等质量恒星的演化图景216

10.2 主序之后的演化218

10.2.1 勋伯格-钱德拉塞卡极限218

10.2.2 赫氏空隙区220

10.3 早期红巨星分支的演化221

10.4 中心氦燃烧阶段的演化222

10.4.1 早期中心氦燃烧阶段222

10.4.2 第二簇群与蓝回绕223

10.4.3 造父变星225

10.5 沿渐近巨星分支的演化226

10.5.1 早期渐近巨星分支阶段227

10.5.2 热脉冲渐近巨星分支阶段228

10.5.3 慢中子过程核合成229

10.5.4 超级渐近巨星分支229

第11章 大质量恒星主序后的演化231

11.1 大质量恒星演化的一般图景231

11.2 中心氦燃烧阶段的演化232

11.2.1 质量M＜15M⊙的恒星的演化232

11.2.2 质量在15M⊙＜M＜40M⊙范围内的恒星的演化233

11.2.3 质量在40M⊙＜M＜60M⊙范围内的恒星的演化235

11.2.4 质量M＞60M⊙的恒星的演化236

11.2.5 慢中子过程核合成237

11.3 中微子能量损失过程与恒星中心核的演化238

11.4 晚期各个热核燃烧阶段的演化239

11.4.2 氖燃烧阶段的演化242

11.4.3 氧燃烧阶段的演化243

11.4.4 硅燃烧阶段的演化244

11.5 超新星爆发之前的演化246

11.5.1 铁核坍缩过程246

11.5.2 电子俘获过程246

11.5.3 电子对非稳定性247

第12章 超新星与致密天体248

12.1 超新星及其分类248

12.2 内核坍缩型超新星251

12.2.1 内核的坍缩251

12.2.2 反弹与激波252

12.2.3 超新星爆发过程中的能量平衡253

12.2.4 中微子输运过程255

12.2.5 爆发机制256

12.2.6 爆炸式核合成257

12.2.7 光变曲线与光谱特征258

12.3 热核爆炸型超新星260

12.3.1 恒星的热核爆炸现象260

12.3.2 爆炸式热核燃烧过程261

12.3.3 简并碳氧核的热核爆炸模型263

12.3.4 电子对非稳定性热核爆炸模型264

12.3.5 光变曲线266

12.3.6 Ia型超新星模型268

12.4 白矮星269

12.4.1 白矮星的内部结构269

12.4.2 白矮星外包层的结构271

12.4.3 白矮星的演化——冷却过程274

12.5 中子星275

12.5.1 中子星的种类和观测特性276

12.5.2 状态方程与中子星的内部结构278

12.5.3 中子星的演化280

参考文献282