天体的起源和演化
相关主题
- 1、下载文档前请自行甄别文档内容的完整性，平台不提供额外的编辑、内容补充、找答案等附加服务。
- 2、"仅部分预览"的文档,不可在线预览部分如存在完整性等问题,可反馈申请退款(可完整预览的文档不适用该条件!)。
- 3、如文档侵犯您的权益，请联系客服反馈,我们会尽快为您处理(人工客服工作时间：9:00-18:30)。
School of Earth and Space Sciences
7. 磁场强度也是多种多样的。中子星的磁场强度为1012-1013G。 白矮星为107G;太阳普遍磁场也有几高斯，有的恒星磁场更小。 8. 自转角速度一本来说早型星较大、晚型星较小。自转速度一 般为几十-几百公里每秒，唯有中子星达几千公里每秒。 9. 恒星的物理特性多种多样，但质量差异不显著，最多只有上 千倍之差。 10. 除了正常的恒星以外，氦发现了数以万计的大量特殊类型的 恒星，如脉动变星、新星、超新星、脉冲星等。多样种类的恒 星，为恒星演化提供了丰富的材料，是恒星演化学的观测基础 和依据。 11. 近年来研究恒星的一个重要资料是证明了恒星的年龄是多种 多样的。球状星团的年龄在109-1010年，疏散星团的年龄一般 小于109年；星协的年龄为105 年左右，一些抛射物质的不稳定星位108年。对于光度很大的O 型星、B型星，年龄一般为108年。
金牛座T星
SchoBiblioteka Baidul of Earth and Space Sciences
当恒星中心温度继续增高到700万度时， 氢聚变为氦的核反应开 始，并放出大量的能量，使压力增高到与引力完全平衡，这时恒 星停止收缩，处于严格的流体力学平衡状态。恒星演化进入以内 部氢核聚变为氦核作为主要能源的那个阶段称为主星序阶段，或 叫作主序阶段，主序星和主序后星的结构是不同的。
School of Earth and Space Sciences
在快收缩过程中，星云内部的温度逐渐增高，压力不断增大，当压力增到 近似与引力相等时，开始建立平衡结构，这时星云由快收缩过程转化为慢收 缩过程。
在慢收缩阶段，主要能源仍然是收缩时释放的引力势能，在慢收缩的末期， 当中心温度升到80万度以上时，内部开始出现热核反应，这种热核反应成为 这一阶段除了引力收缩以外的另一种能源，最先出现的是下列反应：
School of Earth and Space Sciences
决定恒星特性的两个主要因素是恒星的初始质量和化学组成。由观测可知， 恒星形成要有一定的质量，一般恒星的质量范围是0.1太阳质量～60太阳质量。 质量太低，若小于0.08太阳质量的天体，靠自身引力不能压缩它的中心区达到 热核反应并自身发可见光，如太阳系的木星有红外辐射源，就不能称恒星。大 于60太阳质量的天体，由自身引力压缩，中心很快达到高温，辐射压大大超 过物质压，很不稳定，目前还未发现。
疏散星团
球状星团
School of Earth and Space Sciences
2. 恒星的化学组成也是一个重要资料。观测正米昂恒星的化学组成差别 很小。恒星中最丰富的元素是氢，其次是氦，重元素的含量远小于氢和 氦的含量。 3. 恒星的光度弥散很大。绝对星等有的亮到-9m，有的微弱到19.6m，即 恒星的光度相差可达两千八百亿倍之巨。 4. 恒星的直径有比太阳大千倍的红巨星，也有仅仅是太阳万分之一的中 子星。 5. 恒星密度差异惊人。白矮星为107g/cm3左右，中子星内部为 1014g/cm3；而一些巨星，超巨星密度只有10-9g/cm3。 6. 表面温度有的不到一千度，有的却超过10万度。
School of Earth and Space Sciences
不同质量的恒星，收缩的时间不同，质量等于太阳的恒星，慢收缩阶段长约 7500万年，15 M⊙的恒星，约6万年，0.2 M⊙的恒星，则长达17亿年。
引力收缩阶段为主序前阶段。星际云收缩为原恒星。
School of Earth and Space Sciences
慢收缩阶段，星际云已完全转化为恒星，物质不再是透明的。内部的结构越 靠近中心，温度和密度都越高。该阶段主要是红光，恒星表面温度为3000 ℃左右。这时能量转移已不是对流，而主要是靠辐射了。观测到的一种金牛 座T型变星就是出于这种慢收缩阶段的年轻恒星，在H-R图上这类变星位于 主星序下半段的上面区域内。银河系内这种变星是很多的，目前已发现的有 1500多个。如果质量在0.3M ⊙-3M ⊙范围内的恒星，慢收缩阶段多半以金 牛座T型变星的形态出现。
School of Earth and Space Sciences
快收阶段是从星际云向恒星过渡的阶段。开始收缩时，星际云的温度很低， 密度也低，引力占压倒优势，收缩很快，物质几乎是向中心部分自由降落， 在几万年到上百万年时间内，密度就增加十几个数量级，直到内部温度逐 渐升高，使得大气微粒热运动所产生的气体压力，辐射压力，湍流压力， 自转所产生的惯性离心力等与引力不可 相比。在快收缩阶段，恒星的能源是收 缩时释放的引力势能，不存在平衡结构。
第八章 天体的起源和演化
一 恒星的演化
恒星的主要观测特征： 1. H-R图式恒星演化的重要资料。从H-R图上可以看出，90%以上的恒星集 中在主星序，其它星序的恒星是很少的。除了由”单个恒星”所绘出的H-R图 外，天文学家还绘出了星团的H-R图。疏散星团的H-R图和球状星团的H-R 图差别很大。这些差异，下面将会支出是反映了星团的年龄，也就是反映 了处于不同演化阶段的恒星，。
分析恒星光球的谱线可以获悉恒星的化学组成大部分星最初含有70%氢， 28%为氦，其它为重元素，但重元素的比例差别很大。富重元素的星称为星族 I，认为是晚期形成的；贫重元素的星叫星族II，认为是早期形成的。
同自然界一切事物一样，恒星也有生老病死。恒星也经历着从发生、发展 到衰亡的过程。恒星演化问题的基本认识是20世纪后半叶天文学的最大成就 之一。概括地说，恒星的一生大体上是这样度过的：星云→分子云→球状体→ 原恒星→年轻的恒星→中年恒星→老年恒星→衰老和死亡。总的来说，恒星在 引力作用下"诞生"，也在引力作用下"死亡"。
3H+1H → 3 He+ γ 温度升高到300万度左右，又出现了下列核反应： 7Li+1H → 24He+γ 当温度再增至350万度时，就出现： 9Be+1H → 6 Li+4He+γ 和其他一些涉及Ｈ、Ｌi、Ｂe、Ｂ等轻元素的核反应。由于这些元素含量 低，而且反应不是循环式的，因此，在反应过程中轻元素的核很快就消耗完 了，所以这类核反应只能在短时期内供应能量。
7. 磁场强度也是多种多样的。中子星的磁场强度为1012-1013G。 白矮星为107G;太阳普遍磁场也有几高斯，有的恒星磁场更小。 8. 自转角速度一本来说早型星较大、晚型星较小。自转速度一 般为几十-几百公里每秒，唯有中子星达几千公里每秒。 9. 恒星的物理特性多种多样，但质量差异不显著，最多只有上 千倍之差。 10. 除了正常的恒星以外，氦发现了数以万计的大量特殊类型的 恒星，如脉动变星、新星、超新星、脉冲星等。多样种类的恒 星，为恒星演化提供了丰富的材料，是恒星演化学的观测基础 和依据。 11. 近年来研究恒星的一个重要资料是证明了恒星的年龄是多种 多样的。球状星团的年龄在109-1010年，疏散星团的年龄一般 小于109年；星协的年龄为105 年左右，一些抛射物质的不稳定星位108年。对于光度很大的O 型星、B型星，年龄一般为108年。
金牛座T星
SchoBiblioteka Baidul of Earth and Space Sciences
当恒星中心温度继续增高到700万度时， 氢聚变为氦的核反应开 始，并放出大量的能量，使压力增高到与引力完全平衡，这时恒 星停止收缩，处于严格的流体力学平衡状态。恒星演化进入以内 部氢核聚变为氦核作为主要能源的那个阶段称为主星序阶段，或 叫作主序阶段，主序星和主序后星的结构是不同的。
School of Earth and Space Sciences
在快收缩过程中，星云内部的温度逐渐增高，压力不断增大，当压力增到 近似与引力相等时，开始建立平衡结构，这时星云由快收缩过程转化为慢收 缩过程。
在慢收缩阶段，主要能源仍然是收缩时释放的引力势能，在慢收缩的末期， 当中心温度升到80万度以上时，内部开始出现热核反应，这种热核反应成为 这一阶段除了引力收缩以外的另一种能源，最先出现的是下列反应：
School of Earth and Space Sciences
决定恒星特性的两个主要因素是恒星的初始质量和化学组成。由观测可知， 恒星形成要有一定的质量，一般恒星的质量范围是0.1太阳质量～60太阳质量。 质量太低，若小于0.08太阳质量的天体，靠自身引力不能压缩它的中心区达到 热核反应并自身发可见光，如太阳系的木星有红外辐射源，就不能称恒星。大 于60太阳质量的天体，由自身引力压缩，中心很快达到高温，辐射压大大超 过物质压，很不稳定，目前还未发现。
疏散星团
球状星团
School of Earth and Space Sciences
2. 恒星的化学组成也是一个重要资料。观测正米昂恒星的化学组成差别 很小。恒星中最丰富的元素是氢，其次是氦，重元素的含量远小于氢和 氦的含量。 3. 恒星的光度弥散很大。绝对星等有的亮到-9m，有的微弱到19.6m，即 恒星的光度相差可达两千八百亿倍之巨。 4. 恒星的直径有比太阳大千倍的红巨星，也有仅仅是太阳万分之一的中 子星。 5. 恒星密度差异惊人。白矮星为107g/cm3左右，中子星内部为 1014g/cm3；而一些巨星，超巨星密度只有10-9g/cm3。 6. 表面温度有的不到一千度，有的却超过10万度。
School of Earth and Space Sciences
不同质量的恒星，收缩的时间不同，质量等于太阳的恒星，慢收缩阶段长约 7500万年，15 M⊙的恒星，约6万年，0.2 M⊙的恒星，则长达17亿年。
引力收缩阶段为主序前阶段。星际云收缩为原恒星。
School of Earth and Space Sciences
慢收缩阶段，星际云已完全转化为恒星，物质不再是透明的。内部的结构越 靠近中心，温度和密度都越高。该阶段主要是红光，恒星表面温度为3000 ℃左右。这时能量转移已不是对流，而主要是靠辐射了。观测到的一种金牛 座T型变星就是出于这种慢收缩阶段的年轻恒星，在H-R图上这类变星位于 主星序下半段的上面区域内。银河系内这种变星是很多的，目前已发现的有 1500多个。如果质量在0.3M ⊙-3M ⊙范围内的恒星，慢收缩阶段多半以金 牛座T型变星的形态出现。
School of Earth and Space Sciences
快收阶段是从星际云向恒星过渡的阶段。开始收缩时，星际云的温度很低， 密度也低，引力占压倒优势，收缩很快，物质几乎是向中心部分自由降落， 在几万年到上百万年时间内，密度就增加十几个数量级，直到内部温度逐 渐升高，使得大气微粒热运动所产生的气体压力，辐射压力，湍流压力， 自转所产生的惯性离心力等与引力不可 相比。在快收缩阶段，恒星的能源是收 缩时释放的引力势能，不存在平衡结构。
第八章 天体的起源和演化
一 恒星的演化
恒星的主要观测特征： 1. H-R图式恒星演化的重要资料。从H-R图上可以看出，90%以上的恒星集 中在主星序，其它星序的恒星是很少的。除了由”单个恒星”所绘出的H-R图 外，天文学家还绘出了星团的H-R图。疏散星团的H-R图和球状星团的H-R 图差别很大。这些差异，下面将会支出是反映了星团的年龄，也就是反映 了处于不同演化阶段的恒星，。
分析恒星光球的谱线可以获悉恒星的化学组成大部分星最初含有70%氢， 28%为氦，其它为重元素，但重元素的比例差别很大。富重元素的星称为星族 I，认为是晚期形成的；贫重元素的星叫星族II，认为是早期形成的。
同自然界一切事物一样，恒星也有生老病死。恒星也经历着从发生、发展 到衰亡的过程。恒星演化问题的基本认识是20世纪后半叶天文学的最大成就 之一。概括地说，恒星的一生大体上是这样度过的：星云→分子云→球状体→ 原恒星→年轻的恒星→中年恒星→老年恒星→衰老和死亡。总的来说，恒星在 引力作用下"诞生"，也在引力作用下"死亡"。
3H+1H → 3 He+ γ 温度升高到300万度左右，又出现了下列核反应： 7Li+1H → 24He+γ 当温度再增至350万度时，就出现： 9Be+1H → 6 Li+4He+γ 和其他一些涉及Ｈ、Ｌi、Ｂe、Ｂ等轻元素的核反应。由于这些元素含量 低，而且反应不是循环式的，因此，在反应过程中轻元素的核很快就消耗完 了，所以这类核反应只能在短时期内供应能量。