《天文學概論》期末論文恒星

1、天文學概論期末作業(yè)之談談對恒星的認識姓名：舒必成學號： 2學院：法學院專業(yè)：法學本學期我選修了天文學概論這門課程，通過一學期學習，我收獲了很多有關天文學方面的知識，也許是因為星空本身就很神秘，充滿魅力，指引著我選擇了天文學選修課。在課堂上，與浩瀚的宇宙的一次次碰撞，一次次驚嘆，一次次感慨； 與古今思想的一點點接觸，一點點欣喜，一點點感悟；使我的選修課有感嘆，有樂趣，有收獲，沒有遺憾。在老師的引導和種種疑問的追尋下，我對恒星的演化過程進行了一番探究，恒星就像一個長壽的人再機緣巧合下誕生， 倔壯成長后，經歷漫長的黃金階段， 接著是膨脹的中年，最后慢慢的衰老。所以下面我會從恒星的四個階段談談我對恒星

2、的認識。一、快速成長的幼年期恒星最初誕生于太空中的星際塵埃，科學家形象地稱之為“星云”或者“星際云” ，其主要成分由氫組成，密度極小，但體積和質量巨大。密度足夠大的星云在自身引力作用下，不斷收縮、溫度升高，當溫度達到1 000 萬度時其內部發(fā)生熱核聚變反應，核聚變的結果是把四個氫原子核結合成一個氦原子核，并釋放出大量的原子能，形成輻射壓，當壓力增高到足以和自身收縮的引力抗衡時，一顆恒星誕生了。恒星形成的初始階段幾乎完全被密集的星云氣體和灰塵所掩蓋。通常， 正在產生恒星的星源會通過在四周光亮的氣體云上造成陰影而被觀測到，這被稱為包克球。 質量非常小的原恒星溫度不能達到足夠開始氫的核融合反應，它們

3、會成為棕矮星。質量更高的原恒星，核心的溫度可以達到 1,000萬K,可以開始質子-質子鏈反應將氫先融合成氘，再融合成氦。在質量略大于太陽質量的恒星，碳氮氧循環(huán)在能量的產生上貢獻了可觀的數量。新誕生的恒星有各種不同的大小和顏色。 光譜類型的范圍從高熱的藍色到低溫的紅色，質量則從最低的0.085 太陽質量到數十倍于太陽質量。恒星的亮度和顏色取決于表面的溫度，而表面溫度又由質量來決定。2、 黃金的“青年時代”主序星階段是一個相對穩(wěn)定的長時期，此過程是恒星以內部氫氦聚變?yōu)橹饕茉吹陌l(fā)展階段，是恒星的 “青年時代”， 也是恒星一生中最長的黃金階段，占據了它整個壽命的90%。這段時間，恒星相對穩(wěn)定，向外膨

4、脹和向內收縮的兩種力大致平衡，恒星基本上不收縮也不膨脹，并且以幾乎不變的恒定光度（ 所謂“ 光度” ， 就是指從恒星表面以光的形式輻射出的功率）發(fā)光發(fā)熱，照亮周圍的宇宙空間。但在其內部進行著劇烈的氫核聚變?yōu)楹ず说姆磻?，核反應產生的熱能全部用于熱和電磁輻射及微粒子輻射，恒星溫度不變，在主序上的位置也不變， 在中心的氫耗盡時逐漸形成一個不再產能的氦核， 使其溫度不再改變即同溫， 當同溫氦核質量達到恒星質量的10% 15% 時 , 同溫氦核開始頂不住星體的自吸引氦核會猛烈坍縮, 釋放出巨大的引力能。但是質量越大的恒星在主序上停留的時間越短，1924 年，愛丁頓發(fā)現：一個處在輻射平衡狀態(tài)的理想氣態(tài)球，

5、其光度與質量的3.5次方成正比。恒星的壽命=燃料儲備/燃料消耗率，燃 料儲備8質量，燃料消耗率8光度。一般，質量為 M的主序星，壽命為1010年 XM-2.5。質量大于60Mo的恒星，在主序的生存期短于 1010年X 60-2.5 ,即 3.6 X 105 年。3、 膨脹的中年期當一顆恒星度過它漫長的青壯年期主序星階段， 步入中年期時，它將首先變?yōu)橐活w紅巨星。稱它為“巨星”，是突出它的體積巨大。在巨星階段，恒星的體積將膨脹到十億倍之多。它為 “紅” 巨星， 是因為在這恒星迅速膨脹的同時，它的外表面離中心越來越遠，所以溫度將隨之而降低，發(fā)出的光也就越來越偏紅。不過， 雖然溫度降低了一些，可紅巨星

6、的體積是如此之大，它的光度也變得很大，極為明亮。肉眼看到的最亮的星中，許多都是紅巨星。紅巨星的外層大氣雖然在膨脹和冷卻, 而它的星核卻由于引力而在收縮形成鏡像反應, 核的密度和溫度在不斷升高。當星核溫度超過1億K時，星核中的氫元素被點燃，發(fā)生以氫為原料的核聚變。在一些質量較小的恒星上, 氦的核聚變是突然發(fā)生的, 即氦閃。通常，當恒星質量大于 4Mo時，恒星可能會向紅超巨星轉化。在主星序末期，氫聚變的熱核反應無法在中心區(qū)進行，星體塌縮，溫度急劇上升。中心氦核溫度可高達1 億度。 此時恒星可發(fā)生兩種核反應。其一是緊鄰中心氦核的氫氦混合氣體受熱后重新引發(fā)氫聚變，氫燃燒層會逐漸向外擴展。其二是氦核處發(fā)

7、生的三個氦原子聚變成一個碳原子的聚變反應。由于兩種核聚變產生的巨大能量以及氫聚變向外擴展的趨勢，恒星的半徑將比紅巨星又增大許多倍，表面溫度也由幾萬度降至三四千度，成為紅超巨星。較普通紅巨星而言，紅超巨星半徑要大的多，其用于外層膨脹所消耗的能量要多得多，因此紅超巨星的表面溫度會更低些。此階段過后，紅巨星會發(fā)生爆炸，將其外殼物質拋散到宇宙空間中。大質量恒星會發(fā)生猛烈的大規(guī)模爆炸，當恒星爆炸時的絕對光度超過太陽的100倍 （中心溫度可達100億度）， 即新星爆發(fā)時光度的10萬倍時，這種爆發(fā)就被稱為超新星爆發(fā)。質量小的恒星，中心溫度將不足以點燃氦聚變，它會在紅巨星階段停留很長時間，但是總有一天它也會爆

8、發(fā)。四、衰老的晚年期紅巨星階段后。恒星進入“晚年”。此時的恒星是很不穩(wěn)定的，總有一天它會猛烈地爆發(fā)。到那時，整個恒星將以一次極為壯觀的爆炸來了結自己的生命，把自己的大部分物質拋射向太空中，重新變?yōu)樾窃?，同時釋放出巨大的能量。這樣，在短短幾天內，它的光度有可能將增加幾十萬倍，這樣的星叫“新星”。如果恒星的爆發(fā)再猛烈些，它的光度增加甚至能超過1 000 萬倍以至萬萬倍，這樣的恒星叫做“超新星”。這就是天文學中著名的“超新星爆發(fā)”。經過爆發(fā)后。超新星只留下一個高密度殘骸，而不再是一顆恒星了，中心留下的高密度天體，也許是白矮星，也許是中子星，甚至可能是黑洞。白矮星是一種晚期的恒星。根據現代恒星演化理論

9、，白矮星是在紅巨星的中心形成的。當紅巨星的外部區(qū)域迅速膨脹時，氦核受反作用力卻強烈向內收縮，被壓縮的物質不斷變熱，最終內核溫度將超過一億度，于是氦開始聚變成碳。經過幾百萬年，氦核燃燒殆盡，現在恒星的結構組成已經不那么簡單了：外殼仍然是以氫為主的混和物；而在它下面有一個氦層，氦層內部還埋有一個碳球。核反應過程變得更加復雜，中心附近的溫度繼續(xù)上升，最終使碳轉變?yōu)槠渌亍Ｅc此同時， 紅巨星外部開始發(fā)生不穩(wěn)定的脈動振蕩：恒星半徑時而變大，時而又縮小， 穩(wěn)定的主星序恒星變?yōu)闃O不穩(wěn)定的巨大火球，火球內部的核反應也越來越趨于不穩(wěn)定，忽而強烈，忽而微弱。此時的恒星內部核心實際上密度已經增大到每立方厘米十噸左

10、右，我們可以說，此時， 在紅巨星內部，已經誕生了一顆白矮星。當恒星的質量大于1.44 倍太陽質量時，自身引力的劇烈坍縮把核心處的物 質壓得更緊。此時簡并電子氣體的壓力不足以抗衡引力，電子就被壓進原子核，與質子結合成中子。當恒星的密度高達1017Kg/m 3 時，中子數量增加，導致原 子瓦解，中子從核中分離出來，成為自由中子氣進入了中子簡并態(tài)。 簡并中子氣 所形成的壓力遠大于簡并電子壓，它與坍縮的引力抗衡形成了穩(wěn)定的中子星。中 子星并不是恒星的最終狀態(tài)，它還要進一步演化。由于它溫度很高，能量消耗也 很快，因此，它的壽命只有幾億年。當它的能量消耗完以后，中子星將變成不發(fā) 光的黑矮星。黑洞的產生過程

11、類似于中子星的產生過程； 恒星的核心在自身重量的作用下 迅速地收縮，發(fā)生強力爆炸。當核心中所有的物質都變成中子時收縮過程立即停 止，被壓縮成一個密實的星球。但在黑洞情況下，由于恒星核心的質量大到使收 縮過程無休止地進行下去，中子本身在擠壓引力自身的吸引下被碾為粉末，剩下來的是一個密度高到難以想象的物質。 由于高密度而產生的力量，使得任何靠近 它的物體都會被它吸進去，黑洞就變得像真空吸塵器一樣。亦可以簡單理解：通 常恒星的最初只含氫元素，恒星內部的氫原子時刻相互碰撞，發(fā)生裂變、聚變。 由于恒星質量很大，裂變與聚變產生的能量與恒星萬有引力抗衡，以維持恒星結構的穩(wěn)定。由于裂變與聚變，氫原子內部結構最終發(fā)生改變，破裂并組成新的元 素一一氮元素。接著，氮原子也參與裂變與聚變，改變結構，生成鋰元素。如此 類推，按照元素周期表的順序，會依次有鍍元素、硼元素、碳元素、氮元素等生 成。直至鐵元素生成，該恒星便會坍塌。這是由于鐵元素相當穩(wěn)定不能參與裂變 或聚變，而鐵元素存在于恒星內部，導致恒星內部不具有足夠的能量與質量巨大 的恒星的萬有引力抗衡，從而引發(fā)恒星坍塌，最終形成黑洞。通過天文學概論選修課的