恒星绝热物质损失模型
恒星结构
L
H. R. Russell
T
1911年，丹麦天文学家 Ejnar Hertzsprung(赫兹普隆) 把同一个星团的每一颗恒星 的亮度对色指数创制成一张 图。
E. Hertzsprung
恒星在赫罗图上的分布特征
主序星 蓝超巨星 红巨星 白矮星
从赫罗图得到的结论
恒星可被分为几类 多数恒星处于主序带 少数属于红巨星带 极少数属于白矮星带
Sir Arthur S. Eddington
Coulomb barrier for charged-particle reactions
热核反应原理
Einstein质量-能量关系：E＝mc2 原子核结合能：Q＝[( Zmp＋Nmn )－m (Z, N)] c2 /A
Z—核电荷数（原子序数），N —中子数 A＝Z＋N 原子量
对流传热的物理过程
热气体膨胀上升，冷却后下沉，形成物质流动的循 环和热量的传递。
对流不仅传递能量，还起着混合物质的作用。
对流平衡下的温度
dT 1 T dP (1 - )( )( ) dr P dr
—绝热指数
3. 物态 (Physical State) 气体内部的总压强主要由两部分组成： 气体粒子运动产生的气体压强和光子产生的辐 射压强 P＝Pg ＋ Prad 非简并气体 (non-degenerate gas) 理想气体状态方程 Pg＝nkT＝ kT/mmH 其中m : 平均分子量 ，mH : H原子质量 对完全电离等离子体： Pg＝ kT (2X＋3Y/4＋Z/2 ) /mH 辐射压Prad＝aT4/3
产能率e,
和不透明度k等。
标准太阳模型 (The Standard Solar Model)
中等质量恒星星风物质损失的机制
间出现 的碳元 素外迁 也 可能对 星风 物质 损失率 产 生一定 的影 响 ，对 星风物 质 损失 的建 立 起 到 了一 定 的指导作 用 ． Ｄｏ ｎｋ等 ［］ １９ ｍｉｉ １ 于 ９０年首次 将 质量损 失 与尘埃 的形成 与 生长 ８ 联 系起来 ，基 于该 理论 的相 关星 风物 质损失 半经验 公式 随之 建立 ［－１ １ ２】 ９ ． 其后 ， 于辐射 压机制 的假设 及观 测上 ［－４对 于 １Ｍ —ｌＰ 的 总结 归纳 （ 为恒 基 ２ ２］ ２ ｇ ｇ ｏ 星 的质量损 失率 ， Ｐ ０为脉动周 期）Ｖ ｓｉａ ｉ等 ［］ １９ ， ａｓｉ ｓ ２ 于 ９３年将 Ｐ ｌｄ ５ ｏ引入 了 ＡＧＢ星风物 质 损失公式 ， Ａ 对 ＧＢ星的 星风物质 损失公 式做 了分 阶段 处理 ，于 Ｐ ＝５０ｄ之后避 开表 ｏ ０ 面光 度而仅 涉及 Ｐ 及恒 星质量 ． 于 Ｍ ３Ｍｅ的恒星 ， ０ 对 其理 论计算 结果 与观测 结果 能 够很好 地拟合 ，对于较 大质 量恒 星，其理论 与观 测值拟 合还 不够理 想 ．Ｂｏｋｒ ６在 这之 １ｃｅ＿＿ ２
第５ ２卷 第 ５期 ２１ ０ １年 ９ 月
天 文 学 报
ＡＣＴＡ ＴＲＯＮＯ Ｍ Ｉ ＡＳ ＣＡ Ｉ ＣＡ Ｓ ＮＩ
Ｖ ｏ ＿ Ｎ Ｏ． ｌ５２ ５
Ｓ ｐ， ０ １ ｅ ．２ １
中等质 量恒星星风 物质损失 的机 制
洪雅 芳 十 蒋 苏云
国家自然科学基金-科学问题属性模板
国家自然科学基金-科学问题属性模板明确基于四类科学问题属性的资助导向是自然科学基金委确立的三大改革任务之一。
为了使广大申请人准确理解和把握四类科学问题属性的具体内涵，据科学基金深化改革工作要求，自然科学基金委编制四类科学问题属性典型案例库，现予以发布，供申请人在选择科学问题属性时参考。
自然科学基金委根据各科学部的资助工作特点，共列举典型案例83个，其中“鼓励探索、突出原创”案例19个，“聚焦前沿、独辟蹊径”案例21个，“需求牵引、突破瓶颈”案例24个，“共性导向、交叉融通”案例19个(详细看本日推文1-8篇)。
01.数理科学部“鼓励探索、突出原创”典型案例数学：保持哈密尔顿系统结构的数值分析理论在构造天体力学、量子力学、电磁学等学科中许多数学模型的数值算法时，需要尽可能多的保持原系统的内在对称性、守恒性等物理特性，传统算法并未针对这些物理特性或本质特征来构造数值格式。
我国学者针对经典哈密尔顿系统，创立了一种几何上定性、数值上定量的数值分析理论，应用生成函数法和幂级数法构造辛格式，既严格保持哈密尔顿系统辛几何结构，又很好的保持其物理性质，彻底解决了长时间计算稳定性问题，现称这种高性能新型算法为辛算法。
辛算法在哈密尔顿系统的数值计算中表现出独特优越性，具有很强的数值预测能力和数值跟踪能力,在其它许多科学、技术和工程领域也有广泛而深刻的应用。
辛算法的保结构思想已成为现代计算数学算法构造和分析的基本理念，开启了现代科学计算的一个重要研究方向-保结构算法的研究。
力学：湍流的时空关联理论和方法湍流是流体力学的核心科学问题，时空关联反映湍流的时间和空间尺度耦合的统计特性，其里程碑成果是它的泰勒模型和Kraichnan模型。
但是它们均不能反映湍流的涡传播和畸变的耦合效应，从而限制了对湍流时空耦合规律和湍流噪声产生机制的基本认识。
我国学者引入湍流时空关联过程自相似的概念研究湍流的时空耦合，将柯尔莫哥洛夫和泰勒的理论结合起来，提出了时空关联的EA模型，解决了泰勒模型和Kraichnan模型缺乏涡传播和畸变耦合效应的问题。
标准宇宙学模型
可得
R 8G 1 dR 2 R 8G 2 2[ 2 ( ) ] 2 [ H ] (1) 3 3 c R dt c
式中哈勃常量H，以及R 、 可以取宇宙膨胀过程中 任何时候的量值。
在临界状况，即 =0 ，由上式可求得宇宙物质的临 2 3 H 界密度 26 2 3
四、大爆炸宇宙模型-标准宇宙模型
1.大爆炸宇宙模型（弗里德曼模型）的理论基础： 宇宙学原理；广义相对论。 宇宙学原理： 1）在宇宙尺度（1亿光年以上）上，空间任何一点和 任一点的任一方向，在物理学上是不可分辨的，即宇 宙中的物质是均匀分布的。但同一点，在不同时刻， 其各个物理量可以不同，即存在宇宙演化。
c
8G
1.88 10
h kg m
式中 h 是约化哈勃常量。下面我们将会看到，由上式 所表示的宇宙物质临界密度是宇宙的重要特征量。若 将约化哈勃常量的近期观测值 h0=0.800.17 代入上 式，就可得到现在的宇宙物质临界密度
的状况和演化的趋势。
这就是大爆炸宇宙学的基本思路和处理问题的基本
方法。
大爆炸宇宙学被公认为宇宙学的标准模型。
2.大爆炸宇宙学的观测证据
哈勃观测到 宇宙在膨胀
哈勃定律
V=HoD Ho 哈勃常数 哈勃年龄= 1/Ho
膨胀的宇宙
微波背景 辐射—20 世纪四大 天文发现 之一
宇宙背景探测者（COBE）采集的数据形成了 著名的宇宙背景探辐射各向异性地图
这个方程就是宇宙的物态方程 p p( )
在宇宙演化的各个时期，物态方程具有不同的形式，
体现了物质世界的复杂性和多样性。粒子物理学、原 子核物理学、等离子体物理学、原子物理学乃至流体 力学等物理学规律就是通过物态方程去影响和决定着 宇宙的演化过程的。通过求解联立方程式，原则上可
恒星形成与演化的理论模型
恒星形成与演化的理论模型恒星形成与演化一直是天文学中的重要研究领域之一。
通过观测和模拟，科学家们逐渐建立了一套理论模型，解释了恒星的形成过程以及演化轨迹。
本文将介绍恒星形成与演化的理论模型，以及相关的观测和实验证据。
恒星形成的理论模型基于分子云的坍缩和凝聚过程。
分子云是由气体和尘埃组成的巨大云团，其中的引力作用使得云团逐渐收缩，并形成了密度更高的核心。
当核心密度足够高时，温度也会增加，导致核心内部气体的压力增大。
当压力超过了分子云自身的重力时，核心开始坍缩。
这个坍缩过程会使核心内部的气体和尘埃趋于旋转，并形成一个旋转的圆盘结构。
该圆盘结构不断向内收缩，最终形成一个致密的气体球体，即原恒星。
恒星形成的理论模型得到了多种观测和实验证据的支持。
例如，通过望远镜观测到的星际尘埃和气体云团、以及恒星形成区域中的圆盘结构，都与理论模型相吻合。
此外，科学家们还通过对幼年恒星的观测，发现了类似于原恒星形成过程的迹象，进一步验证了该理论模型的可行性。
恒星形成之后，它们会经历演化过程。
演化的轨迹取决于恒星的初始质量。
质量较小的恒星，如太阳，将经历主序星阶段、红巨星阶段和白矮星阶段。
而质量较大的恒星，将经历类似的阶段，但在末期会发生更加剧烈的演化。
在主序星阶段，恒星通过核聚变反应将氢转变为氦，并释放出巨大的能量。
这个阶段持续数十亿年，是恒星最稳定的阶段。
随着核心的氢燃料耗尽，恒星会逐渐膨胀，并形成一个红巨星。
红巨星期间，恒星的外层会逐渐膨胀，并最终形成一个行星状星云。
最后，恒星在耗尽全部核燃料后，会坍缩成为一个密度极高的白矮星。
对于质量较大的恒星，它们的演化过程更加复杂。
当质量超过8倍太阳质量时，恒星在核心耗尽氢燃料后会发生一系列剧烈的核融合反应，形成更重的元素。
该过程被称为核聚变阶段，恒星会先演化成红超巨星，继而发生超新星爆炸。
最后，核心会坍缩成为一个极度致密的中子星或黑洞。
恒星形成与演化的理论模型在解释恒星观测现象中发挥了重要作用。
多方球恒星模型
Pg＝nkBT＝ρkBT /umH
18
hint
c (1 )
r R
4r 3 3r 4 m( r ) M 3 4 R R
4 r
3 c n
0
n 2 d
将Lane-Emden方程代入有
2 d 1 d 3 m(r ) 4 r 4c r d d 0
dr 1 dm 4 r 2 dP Gm dm 4 r 4 dl dm 3 R l dT dm 64 2 r 4 T 3
多方球模型
• If we assume simple relation between pressure and density throughout the star. Eqns of hydrostatic equilibrium and mass conservation can be solved independently of the other …….
4/3
n=3
K 为恒量
2. 特定情况下的理想气体的状态方程 monatomic ideal gas
等温(isothermal )过程 P = RT0 / n =
对于绝热(adiabatic)过程 P 5/3 n = 3/2 K 与温度有关
3. 理想气体压强与辐射压比值恒定时.
完全简并气体的状态方程可以用多方关系来描述非相对论性简并气体32相对论性简并气体特定情况下的理想气体的状态方程等温isothermal过程与温度有关完全对流传能monatomicidealgas1878年21构造laneemden方程恒星结构方程为将这两个方程相结合有iegravitationalpoissonequationsphericalsymmetry22如整个星体能统一用上面多方关系描述代入用一个无量纲半径表示令其中可得到laneemden方程运用多方关系压强可以写为其中为常数密度的量纲而二阶常微分方程需要两个边界条件
恒星演化中的质量损失与喷流现象
恒星演化中的质量损失与喷流现象恒星是宇宙中的主要天体之一，它们经历着漫长而复杂的演化过程。
在恒星的演化过程中，质量损失和喷流现象是两个重要的现象。
本文将深入探讨恒星演化中的质量损失和喷流现象，并介绍相关的理论和观测证据。
1. 恒星演化的背景恒星的演化是由恒星的质量决定的。
它们形成于巨大的气体云中，由于引力的作用，云气逐渐凝聚成更加致密的核心，形成原恒星。
随着时间的推移，原恒星内部的温度和压力逐渐上升，核融合反应开始在核心中发生，从而释放出大量的能量。
这种能量维持了恒星的稳定，并使其以恒定的亮度照耀着。
2. 质量损失的机制在恒星的演化过程中，质量损失是不可避免的。
质量损失的机制包括恒星风和质量传递。
2.1 恒星风恒星风是恒星表面物质被解离和抛射出去的过程。
它通常发生在恒星的成熟阶段，主要是由于恒星光度和温度的增加引起的。
随着恒星不断演化，核心的核燃料逐渐耗尽，核反应的能量输出减少。
这导致恒星外层的温度下降，光度减弱。
由于温度和压力的变化，恒星外层物质开始逸出，形成恒星风。
2.2 质量传递质量传递是一种恒星与其他天体（例如伴星）之间质量交换的现象。
在双星系统中，当其中一颗星变得非常巨大和活跃时，它会向伴星中的物质进行牵引。
这一过程导致物质从巨星传输到伴星，造成巨星质量的损失。
3. 喷流现象的形成与效应喷流现象常出现在恒星演化的早期和晚期阶段。
它们是由于恒星内部的各种物理过程引发的。
3.1 幼年恒星的喷流在恒星形成的早期阶段，恒星周围的气体盘中存在着大量的尘埃和气体。
恒星表面的磁场与盘中的物质相互作用，导致物质沿磁场线向恒星极点喷射。
这些物质喷流被称为原恒星的双极流。
3.2 老年恒星的喷流在恒星的晚期演化阶段，当核心燃料耗尽时，核反应减弱，内部压力不再能够抵抗引力。
此时，恒星的外层物质会向内部坍缩，并在中心形成一个致密的核心，即白矮星、中子星或黑洞。
这一过程中，恒星的物质会以喷流的形式喷射出去，产生类似双极流的结构。
恒星大气层的辐射和输运模型
恒星大气层的辐射和输运模型恒星大气层的辐射和输运模型是天体物理学中一个重要的研究方向。
在理解和解释恒星光谱、演化、化学组成以及其他物理过程时，辐射和输运模型起着关键作用。
本文将介绍恒星大气层的辐射和输运模型的基本原理和应用。
一、辐射模型辐射模型用于描述恒星大气层中光的传播和相互作用。
恒星大气层中的辐射源主要来自于热辐射，它的特征由Planck辐射定律描述。
Planck辐射定律可以用来计算热光谱的强度与波长的关系。
辐射模型还需要考虑大气层中的吸收、散射和发射等过程。
这些过程可以由辐射转移方程来描述，它将辐射强度和大气层物理参数（如温度、密度、化学组成）联系起来。
常见的辐射转移方程包括Stokes参数方程和传输模型方程等。
二、输运模型输运模型用于描述恒星大气层中物质的传输过程。
恒星大气层中的物质可以通过辐射、对流和扩散等方式传输。
辐射传输是指辐射能量的输运，它与辐射模型密切相关。
对流传输是指由于密度和温度差异导致的物质流动。
扩散传输是指由于浓度差异导致的物质扩散。
输运模型需要考虑这些传输方式对大气层物质分布的影响，以及它们与辐射模型的耦合关系。
常见的输运模型包括流体力学模型、混合模型和扩散模型等。
三、辐射和输运模型的应用辐射和输运模型在天体物理学的研究中有广泛的应用。
首先，它们可以用于分析和解释观测数据。
由于恒星大气层的辐射特性与光谱有关，辐射和输运模型可以用来拟合和解释观测到的光谱数据，进而推断恒星的性质、结构和演化阶段。
其次，辐射和输运模型也可以用于模拟和预测恒星的光谱变化。
通过改变模型中的参数，如温度、化学组成等，可以预测恒星光谱的变化，并与观测数据进行比较。
此外，辐射和输运模型还可以用于研究其他天体物理现象，如行星大气层的辐射和输运过程。
四、进一步研究和展望尽管辐射和输运模型在恒星大气层研究中已经取得了很多成果，仍然有许多问题值得进一步探索和研究。
例如，对于不同类型的恒星（如超巨星、巨星和矮星）以及不同光谱类型的恒星，辐射和输运模型需要进行更详细和精确的建模。
双星系统中近星物质传递与质量损失过程
双星系统中近星物质传递与质量损失过程在双星系统中，恒星之间的距离通常较近，存在较强的相互作用力。
这种相互作用力可以导致物质从一颗恒星传递到另一颗恒星。
物质传递的方式主要有几种：吸积、大气捕获和风吹积。
其中，吸积是最常见的方式。
当一颗恒星发展到足够大的时候，它的引力场会足够强大，可以吸引附近的物质。
这些物质被吸引到恒星表面后，会进一步被吸积到恒星内部。
这个过程被称为吸积。
吸积可以通过吸积盘或潮汐作用等机制进行。
除了物质传递，质量损失也是双星系统中的重要过程之一、当一颗恒星质量减少时，它的外层物质会流失到星际空间。
这个过程被称为质量损失。
恒星质量损失的机制有很多，其中较为常见的有恒星风和超新星爆发。
恒星风是指恒星外层物质由于恒星的辐射和强烈的磁场而流失到星际空间的过程。
超新星爆发是指恒星在耗尽核燃料之后，核心崩塌并爆炸释放出大量能量和物质。
这些物质会被抛射到星际空间。
质量损失的过程可以改变恒星的演化轨迹。
当一颗恒星质量减少时，它的核心温度和压力会下降，导致核聚变速率减小。
这意味着恒星会演化为更低的光度和表面温度。
双星系统中的物质传递和质量损失对系统的演化和性质有重要影响。
对于一些密近的双星系统，吸积可以增加恒星质量，使得它的寿命变长。
而质量损失可以改变恒星的组成和性质，对于双星系统的封建合并和混合的研究也有重大意义。
此外，物质传递和质量损失在恒星演化过程中还可以导致一些现象的观测。
例如，吸积过程可以导致X射线辐射，因为物质在吸积过程中会加速，并散发出高能量的辐射。
通过观测恒星系统的X射线辐射，可以推断出物质传递和质量损失的存在。
总之，双星系统中的近星物质传递与质量损失过程是一种重要的物理现象。
它不仅可以改变恒星的演化轨迹和性质，还对于恒星系统的封建合并和混合的研究有重大意义。
进一步研究这个过程，可以帮助我们更好地理解宇宙中双星系统的形成和演化。
恒星的质量和质量损失
恒星的质量和质量损失恒星是宇宙中最庞大而神奇的物体之一，它们在广义上被定义为通过核聚变将氢转化为氦的天体。
恒星的质量是一个非常重要的因素，因为它直接关系到恒星的性质和演化。
在宇宙中恒星的质量范围非常广泛，从质量仅相当于木星的褐矮星到超过太阳数十倍的巨大恒星。
然而，恒星的质量并非是一成不变的，它们在演化过程中会发生质量损失。
首先，让我们来探讨恒星形成的过程。
恒星的形成通常发生在分子云中，这是巨大而密集的气体和尘埃云。
当一个分子云发生塌缩时，它会逐渐形成一个原恒星，这个过程被称为原恒星形成。
在这个过程中，分子云的重力作用迫使气体逐渐聚集在一起，并形成一个紧密的核心。
随着核心的逐渐收缩，它的温度和密度也会增加。
当核心的温度达到几百万度时，核聚变反应会开始，在这个反应中恒星会通过将氢原子融合成氦来释放巨大能量。
然而，恒星的质量并非一开始就完全决定。
在原恒星形成的过程中，有一些因素会影响质量的增长或减少。
首先是分子云的质量。
如果分子云的质量足够大，就能形成一个质量较大的恒星。
相反，如果分子云的质量较小，最终形成的恒星可能会比较轻。
其次，原恒星的质量还会受到周围物质的影响。
如果原恒星附近有大量的气体和尘埃，它们会与原恒星发生相互作用，增加其质量。
然而，如果周围环境贫乏物质，原恒星的质量会相对较低。
当原恒星形成后，它们会进入主序星阶段，这是它们的主要演化阶段。
在主序星阶段，恒星会通过核聚变维持稳定的状态，并保持几乎恒定的质量。
然而，一旦核聚变反应耗尽了恒星核心的氢燃料，恒星就会进入演化的下一个阶段。
在恒星的演化过程中，质量损失成为一个重要的因素。
一种常见的质量损失机制是恒星风。
恒星表面的高温和强磁场会造成恒星大气层的物质流失。
这些物质会以极高的速度从恒星中抛射出去，形成恒星风。
恒星风中的气体可以包含丰富的金属元素和轻元素，对宇宙化学元素的丰度形成有很大的影响。
此外，质量损失还可以通过恒星间的互动来实现。
在多星系统中，恒星之间的引力相互作用可能导致质量的互相传递。
天体物理学：恒星形成与演化的理论模型
天体物理学：恒星形成与演化的理论模型天体物理学是研究宇宙和其中各种天体的科学领域。
在这个广阔的学科中，恒星形成与演化一直是一个备受关注的热点问题。
科学家们通过建立理论模型，试图解释恒星的形成过程以及随时间推移的演化规律。
本文将介绍一些常见的理论模型，并探讨它们对恒星形成与演化的贡献。
1. 过程简述恒星形成的过程通常可以分为三个阶段：分子云的坍缩、原恒星与原恒星团的形成、恒星的演化。
首先，大质量分子云在引力作用下逐渐坍缩，形成致密的云核。
云核内的物质逐渐凝聚并增加密度，最终形成一个原恒星。
接下来，原恒星周围的物质积聚形成原恒星团，其中可能包含多个原恒星。
最后，原恒星开始进行核聚变反应，形成成熟的恒星，并经历各种演化阶段。
2. 平衡模型平衡模型是最早用于解释恒星形成的理论模型之一。
该模型假设恒星形成过程中物质的引力坍缩与辐射压力相互平衡。
在坍缩过程中，物质的引力将导致温度的增加，进而产生辐射压力抵消引力。
通过平衡辐射压力与引力，恒星可以稳定地存在于主序带上。
3. 质量增长模型质量增长模型是近年来提出的一种解释恒星形成的新模型。
与平衡模型不同，质量增长模型假设恒星形成过程中物质不完全从分子云中聚集，并在形成原恒星后继续吸积物质。
这种物质的吸积可以通过原恒星周围盘状结构的存在实现，其中小尺度的固体颗粒逐渐合并形成更大的天体，最终被原恒星吸积。
4. 恒星演化模型恒星演化模型是用于描述恒星随时间演化的理论模型。
根据恒星的初始质量，演化轨迹可以分为不同的类型，如主序星、红巨星和白矮星等。
主要的演化过程包括核聚变反应、质量损失和核燃料耗尽等。
恒星的演化模型可以解释恒星的亮度、表面温度和化学成分等性质的变化。
总结：天体物理学通过建立理论模型，为恒星形成与演化提供了解释。
平衡模型通过平衡物质的引力坍缩和辐射压力，解释了恒星形成的稳定性。
质量增长模型则认为恒星形成过程中存在物质吸积现象，从而提供了一种新的解释。
恒星演化模型则描述了恒星随时间演化的各个阶段。
恒星演化中的质量损失机制
恒星演化中的质量损失机制恒星演化是宇宙中最为神秘而壮观的过程之一。
恒星在长时间的演化过程中，经历了各种复杂的物理现象和过程。
其中一个关键的机制是质量损失。
本文将探讨恒星演化中的质量损失机制，并深入探讨其影响和重要性。
恒星形成于分子云中，在引力作用下逐渐聚积物质，形成恒星孕育的核心。
通过核聚变，恒星开始产生能量，并开始发光。
然而，随着时间的推移，恒星的质量不断变化，并且可能会损失部分质量。
首先，恒星的质量损失可以归因于恒星风。
恒星风是恒星表面高温气体的喷射，它们以极高的速度从恒星的外层大气中喷射出来。
这种喷射物质的流失导致了恒星质量的减少。
恒星风可以是光线的原因，也可以是质子、电子和电离原子等物质的原因。
恒星风通常在恒星进入红巨星或超巨星阶段时最为显著。
质量的丧失将削弱引力，使恒星更容易产生剧烈的爆炸现象，如超新星。
除了恒星风以外，另一个重要的质量损失机制是恒星之间的恒星溢流。
当一个恒星位于另一个恒星附近时，它可以从该恒星吸收物质。
这种物质溢流通常发生在恒星合并、双星系统或多星系统中。
它会导致恒星质量的转移，并最终改变恒星的演化轨迹。
这种质量损失机制对于理解恒星形成和演化的结果至关重要。
此外，恒星还可能通过引力相互作用与其他天体发生碰撞，导致质量损失。
当两个恒星相互靠近时，它们之间的引力相互作用会导致物质的重塑和交换。
这种相互作用有时会产生质量损失，使得恒星在演化过程中改变质量和运动状态。
恒星质量损失机制的理解对于研究恒星演化和星际物质交换具有重要意义。
它可以帮助我们理解恒星的形成过程，以及宇宙中恒星形成和死亡的模式。
此外，恒星质量损失是宇宙中物质循环的重要组成部分。
通过质量损失，恒星释放出大量的物质和能量，这些物质和能量在宇宙中被重复利用。
在研究恒星质量损失过程中，观测和模拟是两种重要的研究手段。
通过对恒星风、恒星溢流和恒星碰撞等现象的观测和测量，我们可以获得有关质量损失机制的宝贵数据。
同时，通过数值模拟和理论研究，我们可以更好地理解这些机制的物理本质和演化过程。
恒星演化中的质量损失现象研究
恒星演化中的质量损失现象研究恒星是宇宙中最常见的天体之一，它们以其巨大的质量和极高的温度而闻名于世。
然而，随着时间的推移，恒星会经历演化过程，其中一种重要的现象是质量损失。
在恒星演化的过程中，质量损失被认为是一个不可忽视的因素。
而这种质量损失可以通过各种不同的机制来发生。
其中，恒星风是最常见的机制之一。
恒星风是指从恒星表面向外流失的物质流动。
这种物质流失可以通过恒星中热核反应释放出来的能量和辐射压力来推动。
恒星风是一种普遍存在的现象，尤其是在质量较大的恒星中会更加明显。
另一个导致恒星质量损失的机制是质量传递。
质量传递通常发生在双星系统中，其中一颗恒星将其物质传递给另一颗恒星。
在这种情况下，质量损失是由于两个恒星之间的相互作用所引起的。
这种质量传递可以是通过潮汐力、引力相互作用或者通过吸积盘来进行的。
质量传递是恒星演化中的重要过程，因为它可以改变恒星的质量和物质分布。
除了恒星风和质量传递，质量损失还可以通过其他机制来发生。
例如，恒星碰撞或者合并可能会导致质量损失。
当恒星之间发生碰撞或者合并时，它们的物质会流失或者被混合在一起，从而导致质量的损失。
这种碰撞或者合并通常发生在密集恒星群中，其中恒星之间的相互作用更加频繁。
质量损失对恒星的演化有着重大的影响。
首先，质量损失会导致恒星的演化速度加快。
由于质量损失，恒星的质量在演化过程中会不断减小，从而使恒星的寿命变短。
其次，质量损失会改变恒星的物质分布。
恒星风和质量传递可以改变恒星的外层物质分布，影响恒星表面的温度和化学组成。
最后，质量损失还会对恒星的星风演化产生重要影响。
恒星风是恒星表面物质向星际空间排放的现象，质量损失会对恒星风的强度和特征产生重要影响。
研究恒星演化中的质量损失现象对我们理解宇宙的进化过程和恒星形成机制有着重要意义。
通过观测和模拟，科学家们可以研究恒星质量损失的机制、速率和效应。
这种研究可以帮助我们了解恒星如何形成、演化和死亡，以及宇宙中恒星的分布和演化历史。
恒星结构演化过程中质量损失机制分析
恒星结构演化过程中质量损失机制分析恒星是宇宙中最常见的天体，它们经历了漫长而复杂的结构演化过程。
在这个过程中，质量损失是一个关键的因素，它对恒星的演化有着重要的影响。
本文将通过对恒星质量损失机制的分析，探讨其在恒星结构演化中的作用。
恒星的质量损失可以以多种方式发生，其中最常见的是通过恒星风和喷流。
恒星风是恒星大气层的物质流失，由于恒星表面的高温和巨大的引力，导致大量的气体以恒星风的形式逸出。
这些逸出的气体含有丰富的重元素和轻元素，对恒星的质量损失起着关键作用。
喷流则是恒星内部能量释放的结果，在某些恒星阶段，放射性衰变和核融合等过程会产生大量的能量，喷流将能量转化为质量的流失。
恒星在不同的演化阶段经历了不同的质量损失机制。
在主序阶段，恒星质量损失主要是通过恒星风。
主序恒星的大气层温度较高，恒星风的流动速度也较快，从而导致质量的流失。
然而，具体的质量损失速率取决于恒星的质量、年龄等因素。
较大质量的恒星质量损失速率更快，而较老的恒星质量损失速率更缓慢。
当恒星耗尽其核心燃料时，它们进入红巨星阶段。
在这一阶段，核心内部的压力和温度增加，导致外层物质被加热并逸出。
这种质量损失过程被称为AGB（超巨星阶段）恒星风。
恒星风中的物质富含重金属元素，这对星际物质的丰度和演化具有重要的影响。
此外，恒星风中的气体和尘埃也对银河系和其他星系的化学演化产生了重要影响。
在红巨星阶段后，恒星的质量损失进一步加剧。
在质量较大的恒星中，核心坍塌形成了致密的中子星或黑洞，并释放大量的能量，形成超新星爆发。
超新星爆发释放的能量引起了喷流，将恒星的物质迅速抛射出去。
这种质量损失是非常剧烈的，有时甚至会对宇宙环境产生重大的影响。
除了上述的质量损失机制，恒星与伴星的相互作用也可能导致质量损失。
在双星系统中，恒星之间的引力相互作用会导致物质的交换和流失。
这种质量损失机制被称为质量剥离，它在恒星进化和星系形成中都起着重要的作用。
综上所述，恒星结构演化过程中的质量损失机制有多种形式，包括恒星风、喷流、超新星爆发、质量剥离等。
恒星大质量损失和死亡机制研究
恒星大质量损失和死亡机制研究恒星是宇宙中最为庞大而神秘的存在之一。
它们在漫长的时光中诞生、燃烧、耗尽燃料，并以壮丽的方式终结。
长久以来，科学家们一直对恒星大质量损失和死亡机制进行深入研究，以揭示宇宙中这一不可忽略的过程。
首先，恒星大质量的丧失是恒星生命周期中的重要环节。
当恒星从恒星云中形成时，它聚集了大量的气体和尘埃，逐渐变得足够重以至于引发核聚变反应。
在这个过程中，恒星不断释放出巨大的能量，导致它的物质质量不断减小。
这种质量损失在不同阶段表现出不同特征。
在主序阶段，恒星会通过核聚变反应将氢转化为氦，产生巨大的能量，此时质量是相对稳定的。
然而，当恒星耗尽了核聚变所需的氢燃料时，它将进入红巨星阶段。
在这个阶段，恒星核心收缩，外层气体膨胀，形成一个巨大而不稳定的外壳。
这种气体膨胀导致恒星大质量的损失，并最终进入下一个阶段。
接下来是超新星爆发阶段，这是恒星进入其生命周期的最后阶段。
当恒星的核心不能继续支持自身重力时，它会迅速塌缩并产生巨大的爆炸。
这种爆发将释放出庞大的能量，导致恒星质量的大部分丧失。
超新星爆发是宇宙中最为壮观的事件之一，它向周围空间喷射X射线、γ射线和各种重元素。
然而，并非所有恒星都以超新星爆发为结局。
一些质量较小的恒星，如太阳，将通过一种较为温和的方式终结它们的生命周期。
太阳将进入红巨星阶段，最后膨胀成一个红巨星，并失去其外层气体，形成一个白矮星。
这种恒星死亡过程不会产生爆炸，但它仍然是恒星质量损失的结果。
除了核反应和恒星爆发，恒星大质量的损失还可能受到其他因素的影响。
例如，恒星可能与其它恒星发生碰撞或受到其它巨大天体的引力影响，从而失去一部分质量。
此外，恒星也可能通过喷射物质的过程，如恒星风和行星状星云的形成，在演化过程中逐渐失去质量。
对恒星大质量损失和死亡机制的研究，不仅仅对于了解宇宙中恒星的生命周期具有重要意义，还对于解析宇宙演化的过程至关重要。
恒星的死亡释放出大量的能量和物质，为宇宙中其他天体的形成和演化提供了重要的能源和物质基础。
恒星演化中质量损失与恒星光度的关系分析
恒星演化中质量损失与恒星光度的关系分析恒星演化是宇宙中的常见现象，而在恒星演化过程中，质量损失和恒星光度之间存在着密切的关系。
本文将通过分析恒星演化中质量损失与恒星光度之间的关系，探讨这一现象的原因和影响。
恒星的质量损失主要表现为恒星大气层的流失，即恒星通过流出大气层的物质而损失质量。
这种质量损失是由恒星的恒星风和恒星的质量捕获附近物质以及与伴星相互作用等因素共同引起的。
恒星风是恒星进行恒星质量损失的主要机制之一。
恒星风是恒星外层大气中高能粒子的流动，这些粒子随着恒星风的流动而逸出恒星表面，从而带走恒星的质量。
恒星光度是恒星的亮度，其大小与恒星的能量输出有着密切的关系。
恒星的能量输出主要来源于核聚变过程，即恒星的核心通过合并原子核释放出大量的能量。
随着恒星的质量损失，恒星的核心质量减小，其中的核聚变过程会减弱，导致恒星的能量输出减少，进而影响恒星的光度。
然而，恒星演化中质量损失与恒星光度之间的关系并不是单纯的线性关系，而是受到众多因素的综合影响。
首先，恒星的质量损失速率决定了恒星的质量损失的程度。
质量损失速率较高的恒星，其质量损失较快，导致恒星光度下降较快。
而质量损失速率较低的恒星，其质量损失较为缓慢，使得恒星光度相对稳定。
其次，恒星的年龄也对质量损失和光度之间的关系产生重要影响。
恒星的演化是一个时间较长的过程，年老的恒星往往质量损失较快，导致其光度下降更为明显。
相反，年轻的恒星质量损失相对较小，光度相对稳定。
因此，恒星的年龄是影响质量损失和光度关系的重要因素。
此外，恒星的初始质量也对质量损失和光度之间的关系产生影响。
较大质量的恒星由于内部核聚变过程更为剧烈，质量损失速率较高，因此光度下降较快。
而较小质量的恒星质量损失较慢，光度相对稳定。
因此，恒星的初始质量也是影响质量损失和光度关系的重要因素之一。
总之，恒星演化中的质量损失与恒星光度之间存在着紧密的关系，但这种关系并非简单的线性关系，而受到多种因素的综合影响。
恒星演化过程中的质量传递与质量损失
恒星演化过程中的质量传递与质量损失在恒星演化过程中，质量传递和质量损失是两个至关重要的因素。
恒星通过核融合反应将氢转变成氦，释放出大量能量维持自身的亮度和稳定。
然而，在一些特殊的情况下，恒星可能经历质量传递或质量损失，这对恒星的演化轨迹和结构有着重要影响。
1. 质量传递：在双星系统中，一颗星体可以从另一颗恒星获取质量。
这种现象称为质量传递。
当两颗恒星非常接近，其引力相互作用会导致物质从一颗星体转移到另一颗星体上。
质量传递可以发生在主序星和巨星之间，或者在两颗巨星之间。
质量传递可以通过几种方式实现。
一种常见的方式是通过环绕两颗恒星的吸积盘。
由于引力作用，盘中的物质逐渐向另一颗恒星聚集，增加了其质量。
这种质量传递可以使较低质量的恒星增加质量并进入更高的演化阶段。
另一种方式是通过潮汐力。
当两颗恒星非常接近时，较大的一颗星体的引力将对较小的一颗星体产生潮汐力。
这会导致较小的星体表面产生巨大的潮汐变形，引起其物质逸出并转移到较大的星体上。
质量传递可以使较大的恒星逐渐增大，而较小的恒星逐渐减小。
2. 质量损失：恒星在演化过程中也可能经历质量损失，即失去一部分质量。
质量损失可以通过恒星风、喷流和超新星爆发等方式实现。
恒星风是恒星表面物质以高速流出的现象。
在恒星内部核融合反应中，氢变成氦会释放出大量的能量。
这些能量在恒星表面形成一个高温、高压的气体层，从而产生恒星风。
由于恒星风的作用，星体失去了一部分物质，导致质量损失。
喷流是在恒星形成过程中常见的现象，尤其是对于质量较大的恒星。
在星际云气坍缩形成球状恒星团时，其中的气体和尘埃会聚集在球状物质中心形成原恒星。
在这个过程中，分子团和尘埃盘围绕的原恒星释放出物质流，称为喷流。
这些喷流将带走一部分恒星的质量。
超新星爆发是一种极端的质量损失现象。
当质量较大的恒星在核融合反应中消耗完燃料时，内部核心塌缩并产生大量能量。
这个过程中，恒星外层物质被抛射出去，形成一个巨大的光球，称为超新星。
恒星的核聚变过程与能量产生的理论模型
恒星的核聚变过程与能量产生的理论模型恒星是宇宙中最为庞大、耀眼的天体之一。
恒星能够持续辐射出巨大的能量，其核心过程与能量产生的理论模型被广泛研究和探讨。
本文将深入探讨恒星的核聚变过程以及能量产生的理论模型。
一、恒星的核聚变过程恒星核聚变指的是恒星内部原子核融合的过程，通过核聚变反应，重轻核反应堆积转变为更重的核，并释放出巨大的能量。
恒星核聚变的主要反应包括质子-质子链反应和碳氮氧循环反应。
1. 质子-质子链反应恒星质子-质子链反应是质子融合过程中最为重要的反应链之一。
在恒星的核心温度和压力条件下，四个质子通过一系列的反应转化为一个氦核子，并释放出能量。
具体的反应链包括质子与质子的直接相互作用以及中间产物的生成与反应。
质子+质子 -> 二中子 + 正电子 + 中微子二中子 + 氢 -> 氦-3 + 质子氦-3 + 氦-3 -> 氦-4 + 质子 + 质子质子-质子链反应在恒星主序阶段的比较低质量恒星中占据主导地位。
2. 碳氮氧循环反应碳氮氧循环反应是相对于质子-质子链反应而言的，需要高温高密度条件下才能进行的核聚变链反应。
碳氮氧循环反应包括几个反应步骤，其中最主要的是通过碳-氮循环和氮-氧循环两种途径。
碳-氮循环：碳-12 + 质子 -> 氮-13 + 正电子 + 中微子氮-13 -> 碳-13 + 正电子 + 中微子碳-13 + 质子 -> 碳-14 + 两个质子氮-氧循环：氮-14 + 质子 -> 氧-15 + 正电子 + 中微子氧-15 -> 氮-15 + 正电子 + 中微子氮-15 + 质子 -> 碳-12 + 氦-4碳氮氧循环反应在高温高密度的恒星中起主导作用，特别是较高质量的恒星。
二、能量产生的理论模型恒星能量产生的理论模型主要基于核聚变反应的能量释放。
根据质能方程（E=mc²），核聚变反应过程中质量的微小变化将会转化为巨大的能量释放。
Mira变星的绝热膨胀过程的质量损失率和声点半径
Mira变星的绝热膨胀过程的质量损失率和声点半径
俞志尧;孙锦;范英
【期刊名称】《北京师范大学学报：自然科学版》
【年(卷),期】1982(0)1
【摘要】一、引言恒星质量损失率的讨论和研究,在近十年中引起了较大的注意,因为这对恒星演化过程以及星际物质的化学组成的研究有重要价值。
很多观测事实说明,在许多Mira变星的拱星包层中存在着OH脉泽。
而且通过红外天文的观测获得了有关拱星包层速度、密度、
【总页数】7页(P63-69)
【关键词】质量损失率;Mira;绝热膨胀;声点;包层;恒星演化;膨胀速度;膨胀过程;星际物质;脉泽
【作者】俞志尧;孙锦;范英
【作者单位】北京师范大学天文系
【正文语种】中文
【中图分类】P1
【相关文献】
1.小议理想气体的绝热自由膨胀过程 [J], 赵宏微
2.三种不同绝热膨胀过程的分析与比较 [J], 付清荣
3.Mira变星的有轴对称转动膨胀的拱星包层速度流场 [J], 俞志尧
4.非平衡绝热压缩和绝热膨胀过程熵增率的计算 [J], 王生贵
5.设想七种可逆过程计算理想气体绝热自由膨胀过程的熵变 [J], 王九思
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程 中的恒星质量、质量 比与轨道间距进行限制 ．在以往近似方法 中，为 了解释观 测，人们需要假设 ３
倍甚至 １ 倍 的轨道能 用于提供公共包层抛射 的能量 ，这显然是不合理 的；而我 们利用快速 （ ０ 绝热） 物
ｉ ｐ ｒ ａ ｔ ａ ｄ ｄｉ ｃ ｔ ｏ ｂｅ ｍｏ ｅ ｅ ｍ ｏ ｔ ｎ ｎ ｍ ｕｌ ｔ ｄ ｌｄ． Ｉ ｈ ｓ ｎ ｔ ｉ ＰｈＤ ｈ ｓｓ ｔ ｅ ｉ．ｗｅ ｆ ｕｓ ｏ ｈ ａ ｄ ｍ ａ ｓ ｏｃ ｎ ｔ ｅ ｒ ｐｉ ｓ ｌ ｓ ｐ ｏ ｅ ｓ ｏ ｈ ｎ ｎ ｉ ｔ ｒ ｃ ｉ ｇ ｂ ｎ ｒ ｙ ｔ ｍｓ ｏｓ ｒ ｃ ｓ ｆｔ ｅ ｄｏ ｏｒｉ ｎ ｅ ａ ｔｎ ｉ ａ ｙ ｓ ｓ ｅ ．Ｔｈｅ ａ ｐｌ ａ ｉ ｎ ｔ ｈ ｒｔ ｒｏ ｐ ｉ ｔｏ ｏ ｔ ｅ ｃ ｉｅ ｉ ｎ ｏｆ ｃ
双星间的快速物质交换是 一个 非常复杂 的过 程，它涉及到双星演化的两个基本 问题 ：物质交 换的 动力学不稳定性和公共包层的形 成和演化．这两个问题是双星演化 中最不清楚的两个基本 问题． 论文 本 通过建立相互作用双 星之间的快速 （ 绝热） 物质损失模 型，研 究双星演化 中物质交换的不稳定性判据和
ＧＥ ｏ ｇ ｗ Ｈ ｎ— ｉ
（ｕｎｎＡ ｔ ｎｍ ｃｌ ｂ ｒａ ｒ， ｈ ｅｅ ｃｄｍ ｃ ｎｅ Ｋ ｎ ｉ ５０１ Ｙｎ ａ ｓｏｏ ｉ ｓ ｖｔ ｙ Ｃ ｉ ｓ Ａ ａｅ ｙｏ Ｓｉ ｃ ， ｕｍｎ ６０１） ｒ ａＯ ｅ ｏ ｎ ｌ ｅ ｓ ｇ
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对公共包层的演化结局作 出理论限制．利用恒星绝热物质损失模型得到 的结果，还有很多潜在应用．比
如，促进含双 星的大样本恒星演化研究，改进演化星族合成方法等． 恒星绝热物质损失模型的建立，基于主星在快速物质损失过程中，恒星 内部的热量来不及交换 ，
满足绝热假设．在模型中，我们假设恒星 内部的熵轮廓和元素成分分布在物质损失过程中保持不变，而
大样本恒 星演化的研究向前 迈进 一大 步． 在研 究公共包 层的演化 时，我 们一般认为双 星系统轨道 能的释放提供 公共包层抛 射的能量 ，此 过程需要知道公共 包层演化初态和终 态时的总能量．由于在快速物 质交换 过程中恒星 内部和外壳都对
壳层的引力势能有贡献，我 们不 应只考虑 物质交换刚开始时壳层 的束缚能 ，而应在物 质交换 过程中对 能量从 内部到表面进行积分精确求解．我们利用绝热物质损失模型，通过 给出公共包层演化过程中的
过热 力学 时标对应的速率，那么就会发生动力学不稳定性 ，会导致 主星与次星外形成公共包 层．若主星 的表 层对流 区较厚时，一般在物质转移的早期就会发生不稳定的物 质交换过程；若主星为辐射 区外壳的 主序星时， 物质交换 的后期 只剩近似等熵 的内部核时，可能会发 生延迟 的动力学不稳定物质交换过程． 我们利用绝热物质损失模型给 出了动力学不稳 定的物 质交换 的判据，当双 星系统 的初始 质量 比大 于判
且恒星依然处于流体静 力学平衡．我们通过 Ｆ Ｔ ＯＲ ＲＡＮ９ ５程序实现了对模型 的数值求解 ．该模型亦得 到在快速 物质损失过程 中恒 星内部 的光度分 布和其它结构变量．通过 与含 时的洛希瓣物 质交 换过 程的 对比， 和与多方模型的小质量零龄主序恒星的对 比，我们可以发现恒星的绝热物质损失模型可以更好地 给出快速物质损失过程中主星的内部物理状态和性质． 双星系统 中的主星进行物质交 换过 程中，若主星的物质损失率随着物质交换过 程而不断增大，超
质损失模型首次实现了对公共包层演化 中主星总能量的精确求解， 有助于解决以往 理论与观测的矛盾 ．
ｆ ０ ００ －０获得博士学位，导师 ：云南天文 台韩占文研究员； ｇ ｈ ２ １ —７ １ ｅ ｗ＠ｙ ａ ．ｃｃ ｎ ｏａ ．ｎ
天 文 学 报
５ ３卷
Ａ ｄｉ ｂａ ｉ ａ ｓ Ｌｏ ｓ Ｍ ｏｄｅ ｎ Ｂ ｉ ｒ ａ ｓ ａ ｔｃ Ｍ ｓ ｓ ｌｉ ｎａ ｙ Ｓｔ ｒ
第 ５ ３卷 第 ４ 期 ２ １ 年 ７月 ０２
天 文 学 报
ＡＣＴＡ ＴＲＯＮ ＯＭ Ｉ ＡＳ ＣＡ Ｉ ＣＡ Ｓ ＮＩ
Ｖ Ｄ ．３ Ｎ ｏ． １５ ４ Ｊ ． ｕ１．２０１ ２
博 士学 位论文 摘要 选登
恒星绝热物质损失模型
葛 宏伟 十
ｆ 科学院云南 中国 天文台 昆明 ６０１） ５０ １
据得到的临界质量比值 时，将会发生动力学 不稳定的物质交换．本论文得到 的双 星动力学不稳定物质
交换的判据更加合理，解决 了巨星支恒星 中多方模型的理论结果与观 测的矛盾．由快速 （ 绝热） 物质损
失模型得到的动力学不稳定物质交换判据 的结果 可以作为大样本恒星演化的基本物理输入 ，从 而促进