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阅读 12647 次 历史版本 0个 创建者:top (2011/3/13 1:13:32)  最新编辑:top (2011/3/13 1:13:32)
恒星
拼音:hengxing
英文:star
  恒星是由炽热气体组成的,是能自己发的球状或类球状天体。由于恒星离我们太远,不借助于特殊工具和方法,很难发现它们在天上的位置变化,因此古代人把它们认为是固定不动的星体。我们所处的太阳系的主星太阳就是一颗恒星。
 

概述

 
  在地球上遥望夜空,宇宙是恒星的世界

  恒星在宇宙中的分布是不均匀的。从诞生的那天起,它们就聚集成群,交映成辉,组成双星、星团、星系……

  恒星是在熊熊燃烧着的星球。一般来说,恒星的体积和质量都比较大。只是由于距离地球太遥远的缘故,星光才显得那么微弱。

  古代的天文学家认为恒星在星空的位置是固定的,所以给它起名“恒星”,意思是“永恒不变的星”.可是我们今天知道它们在不停地高速运动着,比如太阳就带着整个太阳系在绕银河系的中心运动。但别的恒星离我们实在太远了,以至我们难以觉察到它们位置的变动。

  恒星发光的能力有强有弱。天文学上用“光度”来表示它。所谓“光度”,就是指从恒星表面以光的形式辐射出的功率。恒星表面的温度也有高有低。一般说来,恒星表面的温度越低,它的光越偏;温度越高,光则越偏。而表面温度越高,表面积越大,光度就越大。从恒星的颜色和光度,科学家能提取出许多有用信息来。

  历史上,天文学家赫茨普龙和哲学家罗素首先提出恒星分类与颜色和光度间的关系,建立了被称为“赫-罗图”恒星演化关系,揭示了恒星演化的秘密。“赫-罗图”中,从左上方的高温和强光度区到右下的低温和弱光区是一个狭窄的恒星密集区,我们的太阳也在其中;这一序列被称为主星序,90%以上的恒星都集中于主星序内。在主星序区之上是巨星超巨星区;左下为白矮星区。

  恒星诞生于太空中的星际尘埃(科学家形象地称之为“星云”或者“星际云”)。

  恒星的“青年时代”是一生中最长的黄金阶段--主星序阶段,这一阶段占据了它整个寿命的90%.在这段时间,恒星以几乎不变的恒定光度发光发热,照亮周围的宇宙空间。

  在此以后,恒星将变得动荡不安,变成一颗红巨星;然后,红巨星将在爆发中完成它的全部使命,把自己的大部分物质抛射回太空中,留下的残骸,也许是白矮星,也许是中子星,甚至黑洞……

  就这样,恒星来之于星云,又归之于星云,走完它辉煌的一生。

  绚丽的繁星,将永远是夜空中最美丽的一道景致。
 
 
  

演化


 
星云
星云
  恒星都是气体星球。晴朗无月的夜晚,且无光污染的地区,一般人用肉眼大约可以看到 6000多颗恒星。借助于望远镜,则可以看到几十万乃至几百万颗以上。估计银河系中的恒星大约有1500-2000亿颗。

  恒星的两个重要的特征就是温度和绝对星等。大约100年前,丹麦的艾依纳尔·赫茨普龙(Einar Hertzsprung)和美国的享利·诺里斯·罗素(Henry Norris Russell )各自绘制了查找温度和亮度之间是否有关系的图,这张关系图被称为赫—罗图,或者H-R图。在H-R图中,大部分恒星构成了一个在天文学上称作主星序的对角线区域。在主星序中,恒星的绝对星等增加时,其表面温度也随之增加。90%以上的恒星都属于主星序,太阳也是这些主星序中的一颗。巨星和超巨星处在H-R图的右侧较高较远的位置上。白矮星的表面温度虽然高,但亮度不大,所以他们只处在该图的中下方

  恒星演化是一个恒星在其生命期内(发光与发热的期间)的连续变化。生命期则依照星体大小而有所不同。单一恒星的演化并没有办法完整观察,因为这些过程可能过于缓慢以致于难以察觉。因此天文学家利用观察许多处于不同生命阶段的恒星,并以计算机模型模拟恒星的演变。

  

形成


  在宇宙发展到一定时期,宇宙中充满均匀的中性原子气体云,大体积气体云由于自身引力而不稳定造成塌缩。这样恒星便进入形成阶段。在塌缩开始阶段,气体云内部压力很微小,物质在自引力作用下加速向中心坠落。当物质线度收缩了几个数量级后,情况就不同了,一方面,气体的密度有了剧烈的增加,另一方面,由于失去的引力位能部分的转化成热能,气体温度也有了很大的增加,气体的压力正比于它的密度温度的乘积,因而在塌缩过程中,压力增长更快,这样,在气体内部很快形成一个足以与自引力相抗衡的压力场,这压力场最后制止引力塌缩,从而建立起一个新的力学平衡位形,称之为星坯

  星坯的力学平衡是靠内部压力梯度与自引力相抗衡造成的,而压力梯度的存在却依赖于内部温度的不均匀性(即星坯中心的温度要高于外围的温度),因此在热学上,这是一个不平衡的系统,热量将从中心逐渐地向外流出。这一热学上趋向平衡的自然倾向对力学起着削弱的作用。于是星坯必须缓慢的收缩,以其引力位能的降低来升高温度,从而来恢复力学平衡;同时也是以引力位能的降低,来提供星坯辐射所需的能量。这就是星坯演化的主要物理机制。 下面我们利用经典引力理论大致的讨论这一过程。考虑密度为 ρ、温度为T、半径为r的球状气云系统,气体热运动能量:

  ET= RT= T

  (1) 将气体看成单原子理想气体,μ为摩尔质量,R为气体普适常数

  为了得到气云球的的引力能Eg,想象经球的质量一点点移到无穷远,将球全部移走场力作的就等于-Eg.当球质量为m,半径为r时,从表面移走dm过程中场力做功:

  dW=- =-G( )1/3m2/3dm

  (2) 所以:-Eg=- ( )1/3m2/3dm= G( M5/3

  于是: Eg=- (2),

  气体云的总能量: E=ET+EG (3)   热运动使气体分布均匀,引力使气体集中。现在两者共同作用。当E>0时热运动为主,气云是稳定的,小的扰动不会影响气云平衡;当E<0时,引力为主,小的密度扰动产生对均匀的偏离,密度大处引力增大,使偏离加强而破坏平衡,气体开始塌缩。由E≤0得到产生收缩的临界半径 :

  (4) 相应的气体云的临界质量为:

  (5) 原始气云密度小,临界质量很大。所以很少有恒星单独产生,大部分是一群恒星一起产生成为星团。球形星团可以包含105→107个恒星,可以认为是同时产生的。

  我们已知:太阳质量:MΘ=2×1033,半径R=7×1010,我们带入(2)可得出太阳收缩到今天这个状态以释放的引力能

  太阳的总光度L=4×1033erg.s-1如果这个辐射光度靠引力为能源来维持,那么持续的时间是:

  很多证明表明,太阳稳定的保持着今天的状态已有5×109年了,因此,星坯阶段只能是太阳形成像今天这样的稳定状态之前的一个短暂过渡阶段。这样提出新问题,星坯引力收缩是如何停止的?此后太阳辐射又是以什么为能源?

  

稳定期


 
恒星
恒星
  主序星阶段在收缩过程中密度增加,我们知道ρ∝r-3,由式(4),rc∝r3/2,所以rc比 r减小的更快,收缩气云的一部分又达到新条件下的临界,小扰动可以造成新的局部塌缩。如此下去在一定的条件下,大块气云收缩为一个凝聚体成为原恒星,原恒星吸附周围气云后继续收缩,表面温度不变,中心温度不断升高,引起温度、密度和气体成分的各种核反应。产生热能使气温升的极高,气体压力抵抗引力使原恒星稳定下来成为恒星,恒星的演化是从主序星开始的。 恒星的成份大部分是H和He,当温度达到104K以上,即粒子的平均热动能达1eV以上,氢原子通过热碰撞就充分的电离了(氢的电离能是13.6eV),在温度进一步升高后,等离子气体中氢核与氢核的碰撞就可能引起核反应。对纯氢的高温气体,最有效的核反应系列是所谓的P-P链:

  其中主要是2D(p,γ)3He反应。D含量只有氢的10-4左右,很快就燃完了。如果开始时D比3He含量多,则反应生成的3H可能就是恒星早期3He的主要来源,由于对流到达恒星表面的这种3He,有可能还保留到现在。

  Li,Be,B等轻核和D一样结合能很低,含量只是H 的2×10-9K左右,当中心温度超过3×106K就开始燃烧,引起(p,α)和(p,α)反应,很快成为3He和4He. 中心温度达到107K,密度达到 105kg/m3左右时,产生的氢转化为He的41H→4He过程。这主要是p-p和CNO循环。同时含有1H和4He是发生p-p链反应,有以下三个分支组成:

  p-p1(只有1H) p-p2(同时有1H、4He) p-p3

  或假设1H 和4He的重量比相等。随温度升高,反应从p-p1逐渐过渡到p-p3,

  而当T>1.5×107K时,恒星中燃烧H的过程就可过渡到以CNO循环为主了。

  当恒星内混杂有重元素C和N时,他们能作为触媒使1H变为4He,这就是CNO循环,CNO循环有两个分支:

  或总反应率取决于最慢的14N(p,γ)15O、15N的(p,α)和(p,γ)反应分支比约为2500:1.

  这个比值几乎与温度无关,所以在2500次CNO循环中有一次是CNO-2.

  在p-p链和CNO循环过程中,净效果是H燃烧生成He:

  在释放出的26.7MeV能量中,大部分消耗给恒星加热和发光,成为恒星的主要来源。

  前面我们提到恒星的演化是从主星序开始的,那么什么是主星序呢?等H稳定地燃烧为He时,恒星就成了主序星。人们发现有百分之八十至九十的恒星都是主序星,他们共同特征是核心区都有氢正在燃烧,他们的光度、半径和表面温度都有所不同,后来证明:主序星的定量上差别主要是质量不同,其次是他们的年龄和化学成份,太阳这段历程约千万年。

  观察到的主序星的最小质量大约为0.1M⊙ .模型计算表明,当质量小于0.08M⊙时,星体的收缩将达不到氢的点火温度,从而形不成主序星,这说明对于主序星它有一个质量下限。观察到的主序星的最大质量大约是几十个太阳质量。理论上讲,质量太大的恒星辐射很强,内部的能量过程很剧烈,因此结构也越不稳定。但是理论上没有一个质量的绝对上限。

  当对某一星团作统计分析时,人们却发现主序星有一个上限,这说明什么?我们知道,主序星的光度是质量的函数,这函数可分段的用幂式表示 :

  L∝Mν

  其中υ不是一个常数,它的值大概在3.5到4.5之间。M大反映主序星中可供燃烧的质量多,而L大反映燃烧的快,因此主序星的寿命可近似用M与L的商标来标志:

  T∝M-(ν-1)

  即主序星寿命随质量增大而按幂律减小,如果整个星团已存在的年龄为T,那就可以由T与M的关系式求出一个截止质量MT.质量大于MT的主序星已结束核心的H燃烧阶段而不是主序星了,这就是观察到由大量同年龄星组成的星团有上限的原因。

  现在我们就讨论观测到的恒星中大部分是主序星的原因,表1根据一25M⊙的恒燃烧阶段 点火温度(K) 中心温度(g. cm-3) 持续时间(yr)

  H 4×107 4 7×106

  He 2×108 6×102 5×105

  C 7×108 6×105 5×102

  Ne 1.5×109 4×106 1

  O 2×109 1×107 5×10-2

  Si 3.5×109 1×108 3×10-3

  燃烧阶段的总寿命 7.5×106

  星演化模型,列出了各种元素的点火温度及燃烧所持续的时间。从表上看出,原子序数大的核有更高的点火温度,Z大的核不仅难于点火,点火后燃烧也更剧烈,因此燃烧持续的的时间也就更短。这颗25M⊙的 表1 25M⊙恒星演化模型,模型星的燃烧阶段的总寿命为7.5×106年,而其中百分之九十以上的时间是氢燃烧阶段,即主星序阶段。从统计角度讲,这表明找到一颗处于主星序阶段的恒星几率要大。这正是观察到的恒星大多数为主序星的基本原因。

  

晚年


 
红巨星
红巨星
  主序后的演化由于恒星形成是它的主要成份是,而氢的点火温度又比其他元素都低,所以恒星演化的第一阶段总是氢的燃烧阶段,即主序阶段。在主序阶段,恒星内部维持着稳衡的压力分布和表面温度分布,所以在整个漫长的阶段,它的光度和表面温度都只有很小的变化 .下面我们讨论,当星核区的氢燃烧完毕后,恒星有将怎么进一步演化?

  恒星在燃烧尽星核区的氢之后,就熄火,这时核心区主要是氢,他是燃烧的产物外围区的物质主要是未经燃烧的氢,核心熄火后恒星失去了辐射的能源,它便要引力收缩是一个起关?