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# 恆星理論
* 直接觀測
* 恆星結構
* 能量來源
* 恆星演化
## 恆星光譜與赫羅圖
>統計宇宙中的恆星
### 星等
* 視星等
* 照像星等：以藍敏底片5.5~6.5視星等圍平均
* 絕對星等
#### 色指數(Color Index)
* 多以UBV系統為主，可用(B-V)藍光星等-可見光星等，藍光比綠光強，色指數為負。或(V-I)：可見光-紅外線
### 赫羅圖
* 喜帕恰斯衛星：天體測量星等光度與距離
### 恆星光譜
* 光譜與色指數相關
* 溫度影響恆星光譜
* 吸收譜線：恆星黑體輻射出的光被表面大氣吸收，當氫原子的電子接收到特定波長及能量的光，獲得能量而躍遷（$H\alpha$光譜躍遷至n=3的線系
* 若恆星溫度過高，電子多數被游離，造成恆星光譜不同（$H\alpha$在10000K A型較明顯）

#### 氫原子光譜
* 萊曼：紫外線
* 巴爾曼：可見光，天文學上$Ba~\alpha=H~\alpha$
* 怕森：紅外線

### 恆星的表面溫度
#### 有效溫度：
直接透過光度以史蒂芬波茲曼估算溫度
#### 色溫度：
用B-V Index 估算，以韋恩定律估算

$T_c=\frac{7300}{(B-V)+0.6}$
#### 偉恩溫度
直接以發光波長能量最高推算溫度

#### 照度溫度？
一天體在一單位立體角發出的溫度與理想黑體相同

#### 激發溫度/游離溫度
一天體的原子或離子位於不同能階密度之間的比例成溫度的波茲曼分布

#### 運動學溫度
粒子運動速度分布滿足馬克士威分布，定義為運動學溫度
>僅有達成熱平衡時，所有溫度才會達到平衡
## 天體的力平衡

* 紅巨星：大氣更為稀薄，密度約為大氣千分之一，半徑更大，主要以光壓維持龐大體積
* 白巨星、中子星：電子簡併壓力

### 狀態方程式
設恆星質量為M，半徑為R

### 恆星中心壓力方程式
* 待Google補充:D
## 星球內部核融合反應
### P-P Chain
反應程序由溫度決定

### CNO cycle
碳氮氧參與反應無增減，協助氫合成氦

### isotope table
$(p,\gamma)$ 向上移動
$\beta^+$ -衰變 向右下移動
$(\alpha,p)$向右上
$(p,\alpha)$左下

除CNO cycle 以外，右上方同位素也可能產生核融合循環，但電子庫倫束縛能越大，因此溫度需求越高。

## 氫融合反應
## 核子
鐵的原子束縛能最大，

$E_b=\frac{(Z m_p+ Nm_n -m_a)c^2}{Z+N}$
分子：質子質量、中子質量、a粒子質量

越後方的原子束縛能越大，突破原子束縛能所需的溫度越高（反應速率約與溫度32次方成反比）

### 中子捕獲反應
原子核在中子流的照射下，藉由中子捕獲反應形成更重的原子核
若則會出現$\beta$衰變與中子捕獲反映競爭。
在衰變前若獲得中子，便持續捕獲中子
若為不穩定同位素，發生beta衰變，中子-1質子+1
$^AZ+n->^{(A+1)}Z+\gamma$

## 恆星演化


## 星系
### 星系懸臂形成的原因
#### 密度波
* 宇宙介質聚集處(為一種疏密波)
* 懸臂為密度波的波鋒
* 大質量與多數恆星多聚集於懸臂
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