关于恒星的认识

关于恒星的认识
学习了《天文学概论》这门课，对于天文学中的天体，星系，宇宙等各种星体之中，最感兴趣的就是恒星。

恒星能够几亿年的放出巨大的能量，到底是什么东西在驱动这个巨大火热的熔炉？这个熔炉是从哪里来的，又从哪里去？现在我们就来探讨下吧。

恒星是由非固态、液态、气态的第四态等离子体组成的，是能自己发光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。

恒星是大质量、明亮的等离子体球。

太阳是离地球最近的恒星，也是地球能量（内能和光能）的来源。

白天由于有太阳照耀，无法看到其他的恒星；只有在夜晚的时间，才能在天空中看见其他的恒星。

恒星一生的大部分时间，都因为核心的核聚变而发光。

核聚变所释放出的能量，从内部传输到表面，然后辐射至外太空。

几乎所有比氢和氦更重的元素都是在恒星的核聚变过程中产生的。

恒星天文学是研究恒星的科学。

恒星诞生于以氢为主，并且有氦和微量其他重元素的云气坍缩。

一旦核心有足够的密度，有些氢就可以经由核聚变的过程稳定的转换成氦。

恒星内部多余的能量经过辐射和对流组合的携带作用传输出来；恒星内部的压力则阻止了恒星在自身引力下的崩溃。

一旦在核心的氢燃料耗尽，质量不少于0.5太阳质量的恒星（主序星），将膨胀成为
红巨星，在某些情况下更重的化学元素会在核心或包围着核心的几层燃烧。

这样的恒星将发展进入简并状态，部分被回收进入星际空间环境的物质，将使下一代恒星诞生时正元素的比例增加。

现在我们就谈谈恒星的演变：
恒星的一生大致可分为四个阶段引力收缩阶段 ,主序星阶段 ,红巨星阶段和晚期阶段。

引力收缩阶段是恒星的幼年期 ,即由星际物质形成恒星的过程。

星际物质的成分主要是氢 ,质量百分比在70%,其次是氦不足37% ,还有极少量的氧、碳、氮等等，其密度极小，但体积和质量巨大。

此过程分为两个阶段：一：星云坍缩为原恒星。

此过程中引力起支配作用，表现为物质处于自由下落状态的快收缩过程。

星云的密度增大，温度升高，当核区温度升高到2 000 K 时, 氢分子开始分解成氢原子, 同时吸收大量的热量, 促使中心区域坍缩为一个体积更小、密度更大的新内核, 也就是原恒星。

二：原恒星进而坍缩为恒星的慢收缩阶段。

当所有分子氢都离解完时, 吸热机制消失,但收缩仍在持续进行, 而原恒星物质所受到的引力(向内)与辐射压力(向外)近乎势均力敌。

收缩使热量增加, 其中一部分辐射逸出原恒星外, 其余部分使原恒星物质温度进一步上升。

当温度升高到700 万度或更高时, 核区开始出现氢聚变为氦的热核反应, 这一反应所产生的热量足以与向外逸出的热量相当, 慢收缩过程结束, 而原恒星便演变为一颗真正的恒星——主序星。

主序星阶段是一个相对稳定的长时期，此过程是恒星以内部氢氦
聚变为主要能源的发展阶段，是恒星的“青年时代”，也是恒星一生中最长的黄金阶段，占据了它整个寿命的 90%。

这段时间，恒星相对稳定，向外膨胀和向内收缩的两种力大致平衡，恒星基本上不收缩也不膨胀，并且以几乎不变的恒定光度（所谓“光度”，就是指从恒星表面以光的形式辐射出的功率）发光发热，照亮周围的宇宙空间。

但在其内部内部进行着剧烈的氢核聚变为氦核的反应，核反应产生的热能全部用于热和电磁辐射及微粒子辐射，恒星温度不变，在主序上的位置也不变，在中心的氢耗尽时逐渐形成一个不再产能的氦核，使其温度不再改变即同温，当同温氦核质量达到恒星质量的10%—15% 时 ,同温氦核开始顶不住星体的自吸引氦核会猛烈坍缩 ,释放出巨大的引力能。

能量的一部分用于氦核加热 ,另一部分辐射到外部使恒星外壳急剧膨胀。

此时的恒星虽有表面温度下降 ,但由于表面积急增 ,恒星光度仍增大 ,于是恒星开始从主序带向着红巨星方向移动。

不同的恒星停留在主序阶段的时间随着质量的不同而相差很多。

质量越大，光度越大，能量消耗也越快，停留在主序阶段的时间就越短。

红巨星阶段是恒星的中年期。

由于热核反应中氢的燃烧消耗极快，中心形成氦核并且不断增大。

随着时间的延长，氦核周围的氢越来越少，当氢接近殆尽时 ,热核反应就开始减弱了 ,相应的向外辐射也减弱了 ,辐射和引力间的平衡被打破 ,作为失去平衡的直接结果 ,星核由于引力作用开始收缩 ,收缩的星核温度又迅速升高。

高温的星核又加热了恒星外层的大气 ,使得恒星外层向外膨胀 ,恒星的体积
变大了。

这时恒星进入了新的演化活跃期。

恒星膨胀后它的大气的温度迅速降低 ,到 4000 开左右 ,由于处在这样低温的恒星发出的光是偏红的 ,所以这时的恒星演成了一颗红巨星。

红巨星的外层大气虽然在膨胀和冷却 ,而它的星核却由于引力而在收缩形成镜像反应 ,核的密度和温度在不断升高。

当星核温度超过 1 亿开时 ,星核中的氢元素被点燃 ,发生以氦为原料的核聚变。

这种氦核聚变为碳核的反应进行很快 ,放热更多 ,致使氦核停止坍缩 ,红巨星也能稳定一个短时期 ,例如太阳能在红巨星阶段停留几亿年。

由于氦核的聚变反应历时较短 ,氦核外氢的燃烧产能不足以维持巨大的辐射 ,红巨星又开始收缩 ,表面温度虽有升高,但总的光度变小。

在赫罗图上表现为红巨星向着左方移动 ,标志恒星演化进人生命的最后阶段。

恒星在这一阶段与主序星阶段相比停留的时间较短 ,演化速度快 ,其光度也要高得多。

晚期阶段。

红巨星阶段后，恒星进入“晚年”。

此时的恒星是很不稳定的，总有一天它会猛烈地爆发。

到那时，整个恒星将以一次极为壮观的爆炸来了结自己的生命，把自己的大部分物质抛射向太空中，重新变为星云，同时释放出巨大的能量。

这样在短短几天内，它的光度有可能将增加几十万倍，这样的星叫“新星”。

如果恒星的爆发再猛烈些，它的光度增加甚至能超过 1 000万倍以至万万倍，这样的恒星叫做“超新星”。

这就是天文学中著名的“超新星爆发”。

恒星经过大量抛射物质后所留下的致密核心可演化成三种不同形态的新星体。

理论计算表明 ,如果核心质量小于1.4太
阳质量（称为钱德拉塞卡极限） ,它可能演化为白矮星如果核心质量小于2.3太阳质量（奥本海默极限）,它也可能演化为中子星；而核心质量大于3.2太阳质量时 ,它更可能演化为黑洞。

就这样，恒星来之于星云，又归之于星云，走完它辉煌的一生。

对于我来说，尽管天文学博大精深，天文学不只是天体观察，更是与天体物理的相结合。

学习天文学不仅增长我的见识，还拓宽了我的眼界，让我知道的更多，懂得的更多。