恒星演化和白矮星

有R、S、N三种在巨星分支上才会用的分类；还有些恒星因为有些特
殊谱线而不易归类于其中，也会另外加上注解用的字母作为区别。
4、恒星的演化规律
（1）恒星的诞生
•
恒星的演化开始于巨分子云。一个星系中大多数虚空的密度是每
立方厘米大约0.1到1个原子，但是巨分子云的密度是每立方厘米数百 万个原子。一个巨分子云包含数十万到数千万个太阳质量，直径为50 到300光年。
•
质量要求:塌缩的内核质量超过1.44倍太阳的质量,小
于3.2倍太阳的质量。
•
中子星的大小不超过一个大城市，但是极其致密。由
于大部分角动量残留在恒星中，它们的自转会极快，有些
甚至达到每秒钟600转。恒星的辐射会被磁场局限在磁轴
附近，而随恒星旋转。如果磁轴在自转中会对准地球，那
么在地球上每次自转过程中都可能观测到一次恒星的辐射。
赫—罗图
2、光度（绝对星等）
• 恒星于 1 秒内发出的能量总值。它决定于两项因素：庞大的恒星具有 较大的表面面积去发出光能，因此光度较大。热恒星具有较高的表面 温度，故发出较多光能，因此光度也是较大。例如：具有较大表面面 积的热恒星一定很亮；具有较小表面面积的冷恒星一定很暗，但是具 有非常大表面面积的冷恒星却可以很光亮。
2.512，即是(2.512)5＝100）。而比一等星还亮的星是0 等；再亮的则用负数表示，如-1，-2，-3等。
•
事实上，星等是分为两种的：目视星等(visual
magnitude)及绝对星等(absolute visual magnitude)。
• 目视星等﹕是指我们用肉眼所看到的星等。看来不突出的、不明亮的 恒星，并不一定代表他们的发光本领差。道理十分简单：我们所看到 恒星视亮度，除了与恒星本生所辐射光度有关外，距离的远近也十分 重要。同样亮度的星球距离我们比较近的，看起来自然比较光亮。所 以晦暗的星并不代表他比较光亮的星细小。
• A：蓝白色到白色。温度在7,500至11,000K之间，光谱以氢原子的谱线最强 烈，硅、镁、铁、钙、钛等都为游离的谱线，但金属的谱线很微弱。如A0已 经没有氦的谱线，有微弱的镁与硅的离子谱线，也有钙离子的谱线。
• F：白色到黄白色。温度在6,000至7,500K之间，有离子化的金属谱线，氢的 谱线转弱但仍很明显，铁、铬等自然态的金属谱线开始出现。如F0的钙离子 线强烈，氢的谱线虽已减弱，但中性氢原子谱线与一价金属离子线都很明显。
二、恒星视星等、绝对星等和距离
• 1、视星等
•
星星亮度的等级最早是由希腊天文学家依巴谷
（Hipparchus）于公元二世纪时创立的，他把天上最亮的
二十颗星定为1等星，再依光度不同分为2等星、3等星， 如此类推到6等星。直到1850年英国天文学家扑逊 （Pogson）加以订定其标准，他以光学仪器测定出星球 的光度，制定每一星等间的亮度差为 2.512倍（基本上是 定义1等星的亮度为6等星的100倍，而其五次方根为
a/D
•
若p很小，p以角秒表示，且单位取秒差距(pc)，则有：D=1/p
•
用周年视差法测定恒星距离，有一定的局限性，因为恒星离我们
3、光谱型
• 恒星的温度分类系统，依恒星光谱的类型，把恒星分成 O, B, A, F, G, K, 和 M 等类型。
• O：蓝色。温度高于25,000K，有游离的氦光谱，氢的谱线不明显，在紫外线 区的连续光谱强烈。多数的原子都呈现高游离状态，如氮失去两个电子，硅 失去三个电子。
• B：蓝到蓝白色。温度在11,000至25,000K之间，氦原子谱线呈现中性，硅则 失去1或2个电子，氧和镁原子失去1个电子。如B0就已经没有氦的游离谱线， 氢谱线则已很明显。
缓慢地燃烧氢，可能在此序列上停留
数千亿年，而大而热的超巨星会在仅
仅几百万年之后就离开主星序。像太
阳这样的中等恒星会在此序列上停留
一百亿年。太阳也位于主星序上，被
认为是处于中年期。在恒星燃烧完核
心中的氢之后，就会离开主星序。
红矮星 超巨星
（3）恒星的成熟
•
在形成几百万到几千亿年之后，恒星会消耗完核
中心的氢。大质量的恒星会比小质量的恒星更快消耗
•
在巨分子云环绕星系旋转时，一些事件可能造成它的引力坍缩。
巨分子云可能互相冲撞，或者穿越旋臂的稠密部分。邻近的超新星爆
发抛出的高速物质也可能是触发因素之一。最后，星系碰撞造成的星
云压缩和扰动也可能形成大量恒星。
• 坍缩过程中的角动量守恒会造成巨分子云碎片不断分解为更小的片断。 质量少于约50太阳质量的碎片会形成恒星。在这个过程中，气体被释 放的势能所加热，而角动量守恒也会造成星云开始产生自转之后形成 原始星。
开始聚合成铁。在这之前，恒星通过这些核聚变
获得能量，但是铁不能通过聚变释放能量，相反，
铁聚变需要吸收能量。这会造成没有能量来对抗
重力，而核心几乎立刻产生坍缩。
中子星
•
在一些超新星之中，电子被压入原子核，和质子结合
成为中子。使得原子核互相排斥的电磁力消失之后，恒星
成为一团密集的中子。这样的恒星被称为中子星。
这样的中子星被称为脉冲星，是最早被发现的中子星。
黑洞
• 被广泛承认的是并非所有超新星都会形成中子星。如果恒星质量足够 大，那么连中子也会被压碎，直到恒星的半径小于史瓦西半径，成为 一个黑洞。
• 质量要求:塌缩的内核质量超过3.2倍太阳的质量。 • 斯帝芬·霍金（Stephen Hawking）结合广义相对论和量子力学预测了
黑洞的存在。在多年来天文学家的努力下，成功观测到了行星不明引 力场的影响而改变轨迹，从而可以推论黑洞的存在。根据传统的广义 相对论，没有任何物质或者信息可以从黑洞中逃出，但是量子力学允 许一些例外（在特定条件下物质发生"Tunnel"现象，物质能够通过一 条假想的隧道穿过障碍）。黑洞的存在被绝大部分天文学家支持。
但是小于0.5倍太阳质量的恒星甚至在氢耗尽之后都不会在核心产 生氦反应。像比邻星这样的红矮星的寿命长达数千亿年，在核心的反 应终止之后，红矮星在电磁波的红外线和微波波段逐渐暗淡下去。
中等质量恒星
• 达到红巨星阶段时，0.4到3.4太阳质量的恒星的外壳会向外膨胀，而 核心向内压缩，产生将氦聚变成碳的核反应。聚变会重新产生能量， 暂时缓解恒星的死亡过程。对于太阳大小的恒星，此过程大约持续十 亿年。
• G：黄白色。温度在5,000至6,000K之间，有游离的金属、钙谱线及 部份的金属谱线，氢原子的谱线弱，分子谱线(CH)已经出现。如G0 谱线以中性金属线为主，钙的离子线达到最强，氢氧根(G带)的吸收 线很强。
• K：黄色。温度在3,500至5,000K之间，主要为金属谱线。如K0在蓝 色的连续区强度微弱，氢线很微弱，有中性金属谱线，分子谱线(CH、 CN)依然存在。
•
M＝m＋5－5 log d
•
M为绝对星等; m为目视星等; d为距离
2、恒星的距离
• 由于恒星距离我们非常遥远，它们的距离测定非常困难。对不同远近 的恒星，要用不同的方法测定。目前，已有很多种测定恒星距离的方 法： (1)三角视差法
•
银河系内天体的距离又称为视差，恒星对日地平均距离（a）的张
角叫做恒星的三角视差(p)，则较近的恒星的距离D可表示为：sinp＝
• 绝对星等：由于目视星等并没有实际的物理学意义，于是天文学家制 定了绝对星等来描述星体的实际发光本领。假想把星体放在距离10秒 差距（即32.6光年，秒差距亦是天文学上常用的距离单位，1秒差距 =3.26光年）远的地方，所观测到的视星等，就是绝对星等了。通常 绝对星等以大写英文字母M表示。目视星等和绝对星等可用公式转换， 公式如下：
1911年丹麦天文学家赫茨普 龙，1913年美国天文学家罗素 各自独立绘出恒星的光度—温度 图，发现大多数恒星分布在图中 左上方至右下方的一条狭长带内， 从高温到低温的恒星形成一个明 显的序列，称为“主星序”。为 了纪念两位科学家作出的贡献， 人们称这种图为赫—罗图(HRdiagram)。
赫—罗图
• 赫茨普龙-罗素图（赫罗图）是表示恒星 温度或颜色与光度之间关系的图。该图显 示出恒星的光度和表面温度随时间变化的 情形，炽热明亮的蓝巨星位于左上方，而 比较冷且暗的红矮星分布在图的右下角。 横坐标是恒星的光谱型，根据恒星的温度 或颜色可把恒星分成以字母O、B、A、F、 G、K、M表示的七种类型。O型是热的蓝 矮星，M型是较冷的红矮星。这是恒星的 温度序列。纵坐标是绝对星等，即恒星光 度。大多数恒星，包括太阳都在从左上至 右下的一条对角线上，这条对角线被称为 主星序，主星序上的恒星称为主序星，都 处于一生中的氢燃烧阶段。当恒星核的氢 烧完后，它们就离开主星序，开始氦燃烧 而成为红巨星。最终红巨星坍缩，温度上 升，成为白矮星。少数集中在右边中部组 成巨星序，一些光度特别大的超巨星分布 在图的上方。那些温度高、光度弱的白矮 星集中在左下方一个较密集的区域。赫罗 图对研究恒星的演化有重要作用。
变化的也归入变星之列 ，如光谱变星、磁变星、红
外变星、X射线新星等。
红巨星
（4）恒星的晚年和死亡
• 低质量恒星 低质量恒星的演化终点没有直接观察到。宇宙的年龄被认为是一百
多亿年，不足以使得这些恒星耗尽核心的氢。当前的理论都是基于计 算机模型。
一些恒星会在核心进行氦聚变，产生一个不稳定和不平衡的反应， 以及强烈的太阳风。在这种情况下，恒星不会爆发产生行星状星云， 而只会耗尽燃料产生红矮星。
完核心的氢。在消耗完核心中的氢之后，核心部分的
核反应会停止，而留下一个氦核。
•
失去了抵抗重力的核反应能量之后，恒星的外壳
开始引力坍缩。核心的温度和压力像恒星形成过程中
一样升高，但是是在一个更高的层次上。一旦核心的
温度达到了1亿开氏度，核心就开始进行氦聚变，重
新通过核聚变产生能量来抵抗引力。恒星质量不足以
恒星演化和白矮星恒星演化和白矮星一赫罗图20世纪最伟大的发现之一1911年丹麦天文学家赫茨普龙1913年美国天文学家罗素各自独立绘出恒星的光度温度图发现大多数恒星分布在图中左上方至右下方的一条狭长带内从高温到低温的恒星形成一个明显的序列称为主星序
恒星演化和白矮星
一、赫罗图——20世纪最伟 大的发现之一
• M：黄到橙色。温度低于3,500K，有金属、分子及氧化物的谱线，氧 化锑(TiO)的谱线成为最主要的谱线，氢线消失。如M0已有很强的分 子带，尤其是氧化锑、钙原子的谱线强烈，红色区呈现连续光谱； M5钙原子的谱线很强，氧化锑的强度超过钙。
•
此外，在巨星的区域内因为还有其他的元素参与核反应，所以还
产生氦聚变的会释放热能，逐渐冷却，成幅膨胀，达到在其主星
序阶段的数百倍大小，成为红巨星。红巨星阶段会持
续数百万年，但是大部分红巨星都是变星，不如主序 星稳定。
•
变星由于内在的物理原因或外界的几何原因而发
生亮度变化的恒星。有些恒星虽然亮度没有变化，但
其他物理性质有变化的或光学波段以外的电磁辐射有
暗分子云
（2）恒星的中年
•
恒星有不同的颜色和大小。从高
热的蓝色到冷却的红色，从0.5到20个
太阳质量。恒星的亮度和颜色依赖于
其表面温度，而表面温度则依赖于恒
星的质量。大质量的恒星需要比较多
的能量来抵抗对外壳的引力，燃烧氢
的速度也快得多。
•
恒星形成之后会落在赫罗图的主
星序的特定点上。小而冷的红矮星会
• 在天文学，光度是物体每单位时间内辐射出的总能量。他在国际单位 的典型表示法式是瓦特。一颗恒星或其它天体每秒钟辐射的能量。光 度有时用所有波长的电磁辐射总量表示，叫做热光度；有时则指某个 特定波长范围的辐射。一颗恒星的光度决定于恒星的表面温度和表面 积——较大的恒星比同温度的较小恒星辐射更多的能量，所以，表面 温度相同(因而颜色相同)的两颗恒星可能有极不相同的光度，而光度 相同的两颗恒星可能有完全不同的表面温度(和颜色)。
•
氦燃烧对温度极其敏感，造成很大的不稳定。巨大的波动会使得
外壳获得足够的动能脱离恒星，成为行星状星云。行星状星云中心留
下的核心会逐渐冷却，成为小而致密的白矮星，通常具有0.6倍太阳
质量，但是只有一个地球大小。
•
在重力和电子互斥力平衡时，白矮星是相对稳定的。在没有能量
来源的情况下，恒星在漫长的岁月中释放出剩余的能量，逐渐暗淡下
去。最终，释放完能量的白矮星会成为黑矮星，但是目前宇宙的年龄
不足以使得这样的星体存在。
大质量恒星
•
在超出5倍太阳质量的恒星的外壳膨胀成为红
超巨星之后，其核心开始被重力压缩，温度和密
度的上升会触发一系列聚变反应。这些聚变反应
会生成越来越重的元素，产生的能量会暂时延缓
恒星的坍缩。
•
最终，聚变逐步到达元素周期表的下层，硅