恒星的演化 (恒星的演化过程)

admin 2024-12-07 43 0

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恒星的演化

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1500-4000亿颗,我们所处的太阳系的主星太阳就是一颗恒星。

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。

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-罗图的”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和超巨星区;左下为白矮星区。

天文学家经由观测恒星的光谱、光度和在空间中的运动,可以测量恒星的质量、年龄、金属量和许多其他的性质。

恒星的总质量是决定恒星演化和最后命运的主要因素。

其他特征,包括 直径、自转、运动和温度,都可以在演变的历史中进行测量。

描述许多恒星的温度对光度关系的图,也就是赫罗图(HR图),可以测量恒星的年龄和演化的阶段。

恒星并非平均分布在星系之中,多数恒星会彼此受引力影响而形成聚星,如双星、三合星、甚至形成星团等由数万至数百万计的恒星组成的恒星集团。

当两颗双星的轨道非常接近时,其引力作用或会对它们的演化产生重大的影响,例如一颗白矮星从它的伴星获得吸积盘气体成为新星。

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。

当物质的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与温度的乘积,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。

如果温度不足以点燃氢核,会形成褐矮星 。

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功就等于-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。

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10^5→10^7个恒星,可以认为是同时产生的。

我们已知:太阳质量:MΘ=2×10^33,半径R=7×10^10,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=4×10^33erg.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:11×10^9年很多证明表明,太阳稳定的保持着今天的状态已有5×10^9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? 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(氘,氢的同位素,由一个质子和一个中子组成)含量只有氢的10-4%左右,很快就燃完了(其原理与现代氢弹武器类似)。

如果开始时D比3He(氦3,氦的同位素,由2个质子和1个中子组成)含量多,则反应生成的3H(氚,氢的同位素,由1个质子和2个中子组成,衰变会变成氦3)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,有可能还保留着。

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。

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 7×106He 2×108 6×102 5×105C 7×108 6×105 5×102Ne 1.5×109 4×106 1O 2×109 1×107 5×10-2Si 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。

主序后的演化由于恒星形成是它的主要成份是氢,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,这时核心区主要是氦,它是燃烧的产物,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键作用的因素。

一个核燃烧阶段的结束,表明恒星内各处温度都已低于在该处引起点火所需要的温度,引力收缩将使恒星内各处的温度升高,这实际上是寻找下一次核点火所需要的温度,引力收缩将使恒星内各处的温度全面的升高,主序后的引力收缩首先点着的不是核心区的氦(它的点火温度高的太多),而是核心与外围之间的氢壳,氢壳点火后,核心区处于高温状态,而仍没核能源,它将继续收缩。

这时,由于核心区释放的引力位能和燃烧中的氢所释放的核能,都需要通过外围不燃烧的氢层必须剧烈地膨胀,即让介质辐射变得更透明,来排出多余的热能来维持热平衡。

而氢层膨胀又使恒星的表面温度降低了,所以这是一个光度增加、半径增加、而表面变冷的过程,这个过程是恒星从主星序向红巨星过渡,过程进行到一定程度,氢区中心的温度将达到氦点火的温度,于是又过渡到一个新阶段--氦燃烧阶段。

在恒星中心发生氦点火前,引力收缩以使它的密度达到了103g. cm-3的量级,这时气体的压力对温度的依赖很弱,那么核反应释放的能量将使温度升高,而温度升高反过来又加剧核反应速率,于是一旦点火,很快就会燃烧的十分剧烈,以至于爆炸,这种方式的点火称为“氦闪光”,因此在现象上会看到恒星光度突然上升到很大,后来又降的很低。

另一方面,当引力收缩时它的密度达不到103g. cm-3量级,此时气体的压力正比于温度,点火温度升高导致压力升高,核燃烧区就会有所膨胀,而膨胀导致温度降低,因此燃烧就能稳定的进行,所以这两种点火情况对演化进程的影响是不同的。

恒星在发生“氦闪光”之后又怎么演变呢?闪光使大量能量的释放很可能把恒星外层的氢气都吹走,剩下的是氦的核心区。

氦核心区因膨胀而减小了密度,以后氦就有可能在其中正常的燃烧了。

氦燃烧的产物是碳,在氦熄火后恒星将有一个碳核心区氦外壳,由于剩下的质量太小引力收缩已不能达到碳的点火温度,于是它就结束了以氦燃烧的演化,而走向热死亡。

由于引力塌缩与质量有关,所以质量不同的恒星在演化上是有差别的。

M<0.08M⊙的恒星:氢不能点火,它将没有氦燃烧阶段而直接走向死亡。

0.08<M<0.35M⊙的恒星:氢能点火,氢熄火后,氢核心区将达不到点火温度,从而结束核燃烧阶段。

0.35<M<2.25M⊙的恒星:它的主要特征是氦会点火而出现氦闪光。

2.25<M<4M⊙的恒星:氢熄火后氦能正常地燃烧,但熄火后,碳将达不到点火温度。

这里的反应有:在核反应初期,温度达到108K量级时,CNO循环产生的13C,17O能和4He发生新的(α,n)反应,形成16O和20Ne,在核反应进行了很长时间后,20Ne(p,γ) 21Na(β+,ν) 21Na中的21Na以及14N吸收两个4He形成的22Ne能发生(α,n)反应形成24Mg和25Mg等,这些反应作为能源并不重要,但发出的中子可进一步发生中子核反应。

4<M<8→10M⊙的恒星,这是一个情况不清楚的范围,或许碳不能点火,或许出现碳闪光,或许能正常地燃烧,因为这是最后的中心温度已较高,一些较敏感的因素,如:中微子的能量损失把情况弄得模糊了。

核反应结束后,当中心温度达到109K时,开始发生C,O,Ne 燃烧反应,这主要是C-C反应,O-O反应,以及20Ne的γ,α反应:8→10M⊙<M的恒星:氢、氦、碳、氧、氖、硅都能逐级正常燃烧。

最后在中心形成一个不能在释放能量的核心区,核心区外面是各种能燃烧而未烧尽的氢元素壳层。

核燃烧阶段结束时,整个恒星呈现由内至外分层(Fe,Si,Mg,Ne,O,C,He,H)结构。

我们已经知道,对质量小于8M⊙的恒星,它会因不能到达下一级和点火温度而结束它的核燃烧阶段;对于质量更大的恒星,它将在核心区耗尽燃料之后结束它的核燃烧阶段,在这以后,恒星的最终归宿是什么?小质量的恒星(如太阳),起先会膨胀,在这个阶段的恒星我们称之(红、蓝、白)巨星,然后会塌缩,变成白矮星或蓝矮星,辐射、丧失能量,成为红矮星,再成为黑矮星,最终消失。

大质量的恒星,≥7个太阳密度(8M⊙<M)的恒星则会变成(蓝、白、红)超巨星,它会选择以超新星爆发的形式结束生命,最终会成为中子星或黑洞(古代有记载, 由于超新星光量大,一颗超新星爆发,连续几个月都可以在晚上看书),中子星最终丧失能量,形成黑矮星。

而黑洞会向外射粒子,或许会变成白洞,或许会完全蒸发。

一旦停止了核燃烧,恒星必定要发生引力收缩,这是因为恒星内部维持力学平衡的压力是与它的温度相联系的。

因此,如果恒星在一?quot;最终的平衡位形,它必须是一个冷的平衡位形,即它的压力与它的温度无关。

主序星核心H耗尽后,离开主序是阶段开始了它最后的历程。

结局主要取决于质量。

对于质量很小的星体由于质量小,物体内部的自引力并不重要,固体内部的平衡是正负离子间的净库仑引力于电子间的压力来达到平衡的。

当星体质量再大些,直到自引力不可忽略时,这时自引力加大了内部的密度和压力,压力的加大是物质发生压力电离,从而逐渐是固体的电约束瓦解,而过渡为等离子气体。

加大质量,即加大密度,此时压力于温度无关,从而达到一种冷的平衡位形,等离子体内电子的动能一大足以在物质内部引起β衰变:这里p是原子核中的质子,这样的反应大致在密度达到108 g. cm-3的时候,它将逐渐地是负离子体中的原子核变为富中子核,原子核中出现过多的中子,导致核结构松散,当密度超过4×1011g. cm-3是中子开始从原子核中分离出来,成为自由中子,自引力于中子间压力达到平衡。

如果当质量变大使中子气体间压力已不能抵御物质自引力,而形成黑洞,但由于大多数恒星演化后阶段使得质量小于它的初始质量,例如恒星风,氦闪光,超新星爆发等,它们会是恒星丢失一个很大的百分比质量,因此,恒星的终局并不是可以凭它的初始质量来判断的,它实际上取决于演化的进程。

那么我们可以得出这样的结论。

8→10M⊙以下的恒星最终间抛掉它的一部分或大部分质量而变成一个白矮星。

8M⊙以上的恒星最终将通过星核的引力塌缩而变成中子星或黑洞,也就是说,塌缩的内核质量在太阳1.44倍——到5倍的恒星,最终成为中子星,塌缩的内核质量在太阳5倍以上的恒星,最终成为黑洞。

观测到的恒星质量范围一般为0.1→60M⊙。

质量小于0.08M⊙的天体不能达到点火温度。

因此,不发光,不能成为恒星。

质量大于60M⊙的天体中心温度过高而不稳定,至今仅发现70个以下。

变星等。

根据实际观测和光谱分析,我们可以了解恒星大气的基本结构。

一般认为在一部分恒星中,最外层有一个类似日冕状的高温低密度星冕。

它常常与星风有关。

有的恒星已在星冕内发现有产生某些发射线的色球层,其内层大气吸收更内层高温气体的连续辐射而形成吸收线。

人们有时把这层大气叫作反变层,而把发射连续谱的高温层叫作光球。

其实,形成恒星光辐射的过程说明,光球这一层相当厚,其中各个分层均有发射和吸收。

光球与反变层不能截然分开。

太阳型恒星的光球内,有一个平均约十分之一半径或更厚的对流层。

在上主星序恒星和下主星序恒星的内部,对流层的位置很不相同。

能量传输在光球层内以辐射为主,在对流层内则以对流为主。

对于光球和对流层,我们常常利用根据实际测得的物理特性和化学组成建立起来的模型进行较详细的研究。

我们可以从流体静力学平衡和热力学平衡的基本假设出发,建立起若干关系式,用以求解星体不同区域的压力、温度、密度、不透明度、产能率和化学组成等。

在恒星的中心,温度可以高达数百万度乃至数亿度,具体情况视恒星的基本参量和演化阶段而定。

在那里,进行着不同的产能反应。

一般认为恒星是由星云凝缩而成,主星序以前的恒星因温度不够高,不能发生热核反应,只能靠引力收缩来产能。

进入主星序之后,中心温度高达700万度以上,开始发生氢聚变成氦的热核反应。

这个过程很长,是恒星生命中最长的阶段。

氢燃烧完毕后,恒星内部收缩,外部膨胀,演变成表面温度低而体积庞大的红巨星,并有可能发生脉动。

那些内部温度上升到近亿度的恒星,开始发生氦碳循环。

在这些演化过程中,恒星的温度和光度按一定规律变化,从而在赫罗图上形成一定的径迹。

最后,一部分恒星发生超新星爆炸,气壳飞走,核心压缩成中子星一类的致密星而趋于“死亡”(见恒星的形成和演化)。

恒星的演化 (恒星的演化过程)

恒星的演化

不同的恒星,会有不同但是总体大致相似的一生:1、形成阶段:恒星在一片混沌的星云中由星云气体和尘埃汇集而成,星云的中间部分逐渐凝结在了一起形成了一颗星体(这颗星体叫做原恒星),而外部星云则开始形成一个圆环,围绕着中心星体旋转。

而这些外围星云,则是后面形成诸行星和其它星体的材料。

2、幼年阶段:当恒星的质量因为星云中的气体、尘埃不停聚集而变大,最终导致内部温度达到了足够发生核反应时,这颗星体就被“点燃”,开始了全星体范围的核聚变反应,一颗恒星就此诞生了。

恒星在幼年阶段亮度较暗,但是却可以放射出比中年期更为强大的恒星风。

3、中年期(主序星期):这时候恒星稳定“燃烧”,主要发生氢元素的核聚变反应,它的光、热和引力稳定而深远地影响着它所统治的星系。

4、晚年期:这时候的恒星内部氢元素消耗殆尽,接着恒星的氢元素聚变产生的热膨胀力以及辐射能不能够和恒星本身的万有引力相抗衡,接着恒星坍缩,当坍缩的恒星达到了氦元素聚变的温度时,氦元素开始聚变,氦元素聚变可以释放出比氢元素聚变还要巨大的能量,使得恒星极不稳定。

如果是中小型行星(除了棕矮星和小型红矮星),则有:氦元素聚变产生的热膨胀力和辐射能大于恒星本身的万有引力,这使得恒星变得很大很大,体积要大上几百倍甚至几千倍,亮度也因为聚变能量更大的氦聚变而变得亮很多。

这个阶段叫做恒星的红巨星阶段。

由于恒星的质量有限,恒星不能再进行坍缩,热量无法再次集中,所以氦元素只聚变为了碳元素,没有引发下一步聚变。

恒星得以保持上亿年甚至更久的红巨星阶段。

如果是大行星或者是巨行星,则有:氦元素聚变为碳元素,而其聚变产生的热膨胀力和辐射能不足以和恒星巨大的万有引力相抗衡,恒星并没有膨胀为红巨星,而是开始了碳元素的核聚变反应,而碳元素和核聚变反应放出的能量更为巨大,恒星的体积变大,光度变大几百倍甚至几千倍,颜色变成白色甚至是蓝白色,这个阶段叫做超新星阶段。

这个阶段的恒星像硝化甘油炸弹一样极度不稳定,很有可能下一秒钟就发生超新星爆发。

5、终结时刻:不同的恒星,有不同的“死法”。

先说说中小恒星:中小恒星在氦聚变中膨胀为红巨星,最后由于氦元素反应殆尽,而聚变产生的碳元素无法再次聚变,恒星最后会很安静地坍缩,内核坍缩为体积很小,密度很大的白矮星,外部结构则像烟云一样散开,变成了曾经构成过恒星的星云。

而中小恒星的“尸体”白矮星在几百万年的时间中将逐渐散去光和热,最后变成一颗又冷又黑的黑矮星。

另外要提到的是棕矮星不会变成红巨星,质量不超过太阳质量0.4倍的红矮星也是不会变成红巨星的,因为即使它们的氢元素耗尽,他们也没有足够的引力来坍缩星体凝聚热量来达成氦聚变的。

而我们再说说大型恒星和巨型恒星的“暴死”:超新星阶段的恒星,碳元素的核聚变非常快,放出的能量也非常大,但是依然不足以令恒星严重膨胀,这导致恒星的温度继续升高,碳元素聚变产生的硅元素再次发生核聚变,产生更高的能量,而这个疯狂的轮回会越来越快,越来越剧烈,直到稳定的铁元素的产生。

而此时恒星内部的热膨胀力和辐射能已经可以突破恒星巨大的万有引力的束缚了,这时候的恒星则会“hold不住”了,像气球充多了气一样炸开————超新星爆发甚至是极超新星爆发了!超新星爆发是宇宙中已知的最暴虐的天文现象,它产生了极强的光辐射、热辐射、爆炸冲击波、电磁辐射甚至是伽马射线暴,甚至有些巨行星发生的极超新星爆发能够把半径上百光年的地方通通炸平,爆炸威力波及上千光年半径的宇宙空间(著名的天鹰座“创世之柱”就被一千年前的一次超新星爆发的冲击波中被吹散)接着,超新星的内核坍缩,变成致密程度达到你想象不到的东西——中子星或者黑洞,即大型恒星的“尸体”。

而超新星爆发时比铁元素更重的元素在超新星爆发中由新聚变形成。

所以说,我们的太阳系至少经过一次极超新星爆发的轮回才形成。

这里附带说一说恒星的寿命:恒星越大,燃料消耗就越快,寿命就越短。

比如说天津四,寿命只有数百万年,而小恒星比如说比邻星,它的燃料消耗很慢,寿命达数百亿年,等我们的太阳“死了”,它依然处于青年期。

希望我的回答对你有帮助。

恒星是否只存在于星系或星团之中,它如何随着时间而发生变化?

人类对恒星的认识始于夜空,星形的这些明亮星体被我们统称为星星。

但随着我们对宇宙空间拥有更多了解,终于意识到太阳也只是一颗特别普通的恒星,只是因为平方反比定律的关系,导致距离更为接近的它显得更加闪耀。

恒星剩余的生命时间,会随着它质量的增加而缩短,尽管它的亮度会变得更高,科学家们将恒星从诞生到死亡的过程称为恒星演化。

然而,恒星通常不会单独形成,而往往与星系和星团有关,呈现出大量恒星一起形成的趋势,它们本身的大部分特征都取决于其初始质量。

那么,恒星的内部发生了怎样的过程,才使其拥有持续闪耀的能量?恒星又是否只存在于星系或星团之中,它是如何随着时间的推移而发生变化?

恒星是如何创造能量以保持闪耀

就恒星的本质而言,它们都是一颗发光的气体巨星,并通过核聚变的过程来创造能量。

当光原子在结合之后形成较重原子的时候,会释放出该过程中多余的能量,但由于每颗恒星的核心温度并不相同,因此这样的融合可能具有许多不同的方式。

并且,在那些核心温度相对更高的恒星中,还会发生碳氮循环和碳循环这样的核过程,从而实现从氢到氦的转化。

而恒星的温度同时也跟它的颜色密切相关,核反应中产生的高能粒子和伽马射线,无法轻易逃逸到恒星的外层,需要进行多次分散。

这样的散射过程和事件中核反应产生的总能量,一起决定了逃离恒星的辐射谱。

实际上,可见光谱主要有6种,它们分别是红色、橙色、黄色、绿色、蓝色和紫色,其中蓝色的恒星最为炽热。

我们很少会提起绿色的恒星,因为这个颜色处于可见光谱的中间,发出绿色光谱的恒星,同时也可能会发出许多红色、黄色,以及其他颜色的光,而当多种颜色混合之后,我们看到的颜色往往呈现出黄色或白色。

并且,恒星的颜色会因为温度的变化而发生改变,比如,当恒星的温度因为其表面发生的某些过程而产生波动之时。

在恒星生命进化的不同阶段,会经历不一样的元素燃烧过程,当恒星进入氦燃烧阶段之后,它的颜色便会因为温度的波动而发生改变。

恒星随着时间的推移而发生变化

所谓的恒星演化,其实就是对恒星随时间而发生变化的过程进行描述,尽管在我们人类的时间尺度上,似乎大多数恒星都不曾发生过任何变化。

但若将这个时间定义为数十亿年,那么,我们将会亲眼见证恒星的诞生、衰老,甚至是死亡。

众所周知,一颗恒星将进行怎样的演变,其中的决定性因素是当其到达主序列时的质量,对于质量悬殊较大的恒星而言,它们的演变过程具有截然不同的走向。

我们都知道,恒星诞生于宇宙中的分子云发生坍缩之后,而那些分裂得更小的区域,则会再次收缩形成恒星的核心。

当凝聚时的原恒星旋转更快、温度更高,便会被原行星盘包围,并在后期形成行星。

而在之后的这一段时间,都是为了让原恒星的中心温度,达到可以产生核反应的程度,此时恒星中的氢气会在核心转化为氦,并在主序列上出现。

当然,核心中的氢气最终都会通过燃烧,而全部转化为氦气,没有能量供应的核心开始逐渐收缩。

这不仅导致了恒星内部温度的升高,同时也点燃了核心周围的氢燃烧,并形成了碳,这是一个比氢气燃烧更短的过程。

对于恒星演化的相关研究而言,HR图是特别重要的一个工具,它绘制了恒星温度和光度之间的关系,或者说恒星对应其光谱类型的绝对大小。

随着恒星演化阶段的递进,也会在HR图中移动到另一个特定区域,并遵循恒星化学成分和质量的这些特殊路径。

当恒星的质量比8倍太阳质量更小,那么,惰性碳核将会持续收缩,两个燃烧壳也让导热开始变得不稳定,而这些热脉冲正是渐近巨分枝才会拥有的特征。

当收缩的恒星碳质核心受到电子简并压力的帮助,无法继续收缩的核心形成了一颗白矮星,并伴随着外层扩大和周期性的质量损失。

最后,当恒星的外层被彻底弹射以及白矮星电离,便形成了所谓的行星状星云。

而当目标恒星的质量比8倍太阳质量更大的时候,收缩的核心温度足以点燃碳,并在燃烧的过程中形成氖。

恒星核心的收缩和外壳的燃烧,会在这样的核反应过程反复发生,以在其核心中形成铁这种较重的元素。

然而,由于铁这种物质本身无法燃烧形成更重的元素,因而需要通过能量的输入来进行,这便是为什么恒星会在最终耗尽燃料,以及为何在恒星自身的重力作用下发生坍塌。

而恒星核心的质量则决定了接下来的走向,当其小于3倍太阳质量的时候,其核心的坍塌可能会被中子的压力结束,于是,形成了中子星核心;当突如其来的核心收缩产生了冲击波,便会在核心坍缩的超新星爆炸事件中被吹散;而当恒星核心的质量比3倍太阳质量更大的时候,哪怕是中子压力也无法与重力抗衡,此时的它便会因为进一步坍缩的发生而导致恒星黑洞的形成。

这些复杂过程中所喷出的气体,同时也扩散到了星际介质之中,而这些超新星遗迹,便是宇宙化学的分布中心。

恒星是否只存在于星系或星团中

或许你有所不知,恒星的位置并不一定只存在于星系、又或是星团之中,在科学家们经常在观察星系的时候发现这样一种情况,其中有一部分星系存在潮汐力的相互作用,当这样两个的星系距离越来越靠近,甚至是发生碰撞的时候,便会导致一些恒星出现在星系和球状星团之外的地方。

在这样的事件过程中,星系主体中的恒星和气体飘带都被该相互作用抽出,并以足够高的速度将材料投射到星际空间,以至于它们永远都无法再返回到自己的母星系。

并且,恒星并不是静止的存在个体,很多因素都导致了它会进行移动。

比如,我们银河系中的所有恒星,都会围绕着银河系的中心进行旋转。

然而,在宇宙空间中,恒星之间的相互碰撞并不是很常见,虽然恒星的存在数量庞大,但是其周围有足够的空间让它们四处移动。

虽然我们在天空中看到的星星似乎距离都很靠近,但事实上它们都相距甚远,并不存在真正意义上的紧密相连。

不管是对于我们熟悉的恒星而言,还是那些看上去与月球更接近的恒星,它们都具有这样的特点。

当然,这也不能排除恒星之间的碰撞事件偶有发生,只是相对而言较为罕见。

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