第三章 恒星的演化
恒星的演变
中子星的质量有个上限，大约为3~4 M⊙，超过这一极限 的中子星是不稳定的，会进一步塌缩形成黑洞。几十年前， 科学家们根据爱因斯坦广义相对论的理论研究，预言了一 种叫做黑洞的天体。黑洞是一种奇怪的天体。它的体积很 小，而密度却极大，每立方厘米就有几百亿吨甚至更高。 假如从黑洞上取来一粒米那样大的一块物质，就得用几万 艘万吨轮船一齐拖才能拖得动它。如果使地球变成一个黑 洞，其体积就象一个乒乓球。因为黑洞的密度大，所以它 的引力也特别强大。黑洞内部的所有物质，包括速度最大 的光都逃脱不了黑洞的巨大引力。不仅如此，它还能把周 围的光和其它的物质吸引过来。黑洞就象一个无底洞，任 何东西到了它那儿，就不用想再出来，给它命名黑洞是再 形象不过了。
白矮星的主要化学成分是高密度的碳和氧。那 么宇宙中硅、镁、铁等元素来自何方呢？它们 来自超大质量恒星的演化。如果一颗恒星，在 中心部分氢--氦热核反应终止，开始向红巨星演 变时，还有8 M⊙以上的太阳质量，那么它们会 发生更深层次的热核反应。这种超大质量恒星 内部，在塌缩时巨大的引力势能可把那里的温 度加热到6亿度以上，使用权碳发生聚合反应生 成氖和镁，这时进一步升高到10亿度，氖和氦 又合成镁。此反应导致温度再升到期15 亿度以 上，氧开始燃烧合成硫、硅等元素。然后，温 度进一步升到30 亿度以上，硅开始燃烧，并引 发成百上千种的核反应，最终生成铁。
弥漫于银河系中的星际物质（尘埃和气体，主要由氢和氦组成），在 万有引力的作用下聚集起来，形成星体。聚集过程中它们的引力势能 转化为热能，使原本很冷的物质温度升高，如果聚集成星体的物质很 多，多到相当于太阳质量或大于太阳质量，引力势能转化成的大量热 能可使星体内的温度升高到1000万度，从而点燃星体中的氢的聚变反 应。这时，一颗发光发热的恒星就诞生了。如果星体的质量小于0.1 M⊙，点燃不了氢的聚变反应，不可能是恒星，只能是行星。恒星中 氢燃烧生成氦的热核反应，大约可以维持100亿年，这时，恒星处在 一个长期稳定的时期，这个时期约占恒星寿命的99%。这样的恒星称 为主序星。我们的太阳就是处于主序星阶段的恒星，它的中心温度高 达1500万度，压强达到3×1016Pa，那里正进行着猛烈的热核反应， 太阳已经在主序星阶段燃烧了50亿年，目前正处在它的中年时期。
恒星的演变
(4) 水平支 (horizontal branch) H-R图：恒星向左下方移动至 水平支 内部过程： 核心He （壳层H）燃烧 →Rc↑ →Tc↓ →R↓ →T↑
(5) 渐进巨星支 (asymptotic giant branch) H-R图：恒星向右上方再次 攀升成为红超巨星 内部过程： 核心He枯竭（CO核） →R c↓ →Tc↑ →壳层He和H燃烧 →L↑ R↑ T↓
A Massive Star at The End of Its Life
核坍缩与超新星爆发
核心核反应停止 R c↓Tc↑ Fe核光致离解 4He光致离解 e- + p → n + νe 能量损失→ Pe↓ R c↓→Tc↑ 星核坍缩 当ρc =ρnu，核坍缩停止 →激波反弹 →壳层抛射 →II型超新星爆发 →中子星
产物：
膨胀气壳（超新星遗迹）+ 致 密天体（中子星或黑洞）
SN 1998aq in the galaxy NGC 3982
历史超新星
爆发时间 (AD) 光度极大星等 185 ? -8 393 -1 837 ? 1006 1054 1181 1572 1604 1680 1987 -8 ? -10 -5 -1 -4 -3 5? +2.9 发现者 中国天文学家 中国天文学家 中国天文学家 中/阿天文学家 中/日天文学家 中/日天文学家 Tycho Brahe Kepler John lamsteed Ian Shelton 遗迹 RCW 86 IC 443 SN 1006 Crab Nebula 3C 58 Tycho Kepler Cas A SN 1987A
第三章 恒星的演化
§3.1 主序星的演化 §3.2 恒星主序后的演化 §3.3 恒星演化的观测证据
恒星的演化
恒星的演化§主序星的演化1、恒星演化的基本原理：恒星在一生的演化中总是试图处于稳定状态（流体静力学平衡和热平衡）。
当恒星无法产生足够多的能量时，它们就无法维持热平衡和流体静力学平衡，于是开始演化。
引力在其中起了关键的作用。
恒星从星云中诞生，这个结果是引力造成的，因为引力使得星云中的物质聚集成了恒星。
但是另一方面，引力会使得它在体积上不断收缩，为了使得引力作用在某种程度上达到平衡，恒星需要在内部产生能量，产生能量的目的是为了抗衡引力，否则它会持续收缩。
在达到平衡的过程里，恒星要付出代价，恒星要不断消耗自身物质，产生新的元素，元素在转化的过程中能量释放出来，内部结构也会发生变化，最终有一天恒星没有任何能源可以供给，它的生命就结束了。
所以说恒星的一生是一部与引力斗争的历史。
2、Russel-Vogt原理如果恒星处于流体静力学平衡和热平衡，而且它的能量来自内部的核反应，它们的结构和演化就会完全唯一地由初始质量和化学丰度决定。
这个原理在实际上可能不是非常符合，因为恒星的质量会不可避免地发生变化，但是初始质量和化学丰度仍然是决定恒星结构和演化的重要因素。
这里我们主要谈质量的影响。
3、恒星演化时标核时标（Nuclear Timescale）：恒星内部通过核心区（约占恒星质量的十分之一）核反应的产能时间。
比如太阳，它并不是把所有的质量都烧光了，它其实只有0.1倍太阳质量作为可用的燃料。
我们有下面的结果：t n=EL=ηΔMc2L≈0.7%0.1Mc2L≈(1010yr)(MM⊙)LL⊙E是它总的能量，L是光度，也就是它能量消耗的速率，E可以写成ΔMc2，，其中ΔM是恒星核心区的质量，并不是恒星的总质量，η是能量转换的效率。
上式是以太阳质量和太阳光度作为单位的。
一旦恒星的核燃料烧光了，它会快速地变化，进入新的平衡状态，新的平衡状态转变的时标比核反应时标要快得多。
热时标（Thermal Timescale）：恒星辐射自身热能的时间，或光子从恒星内部到达表面的时间，是指恒星把自身能量或热量全部辐射光了。
恒星的形成和演化过程
恒星的形成和演化过程恒星是宇宙中最基本的天体之一，它们以其独特的形成和演化过程而引人入胜。
在这篇文章中，我将详细介绍恒星的形成和演化过程。
一、恒星的形成恒星的形成始于分子云中的凝聚过程。
首先，分子云中的原始物质由于引力的作用而逐渐聚集在一起，形成了一个密集的气团。
随着气团的聚集，其内部的温度和压力开始上升，使得气体发生了核聚变反应。
核聚变是恒星形成的关键过程，它发生在高温和高密度的环境中。
在氢气的核心中，质子发生聚变，产生了一个叫做氦的新元素，并释放出大量的能量。
这个能量产生了一种维持恒星稳定的力量，使得恒星能够保持自身的形态。
二、恒星的演化过程1. 主序星阶段恒星的演化通常从主序星阶段开始。
在主序星阶段，恒星处于平衡状态，同时进行着核聚变反应。
恒星以核聚变释放的能量抵消了引力的作用，维持着稳定的形态。
主序星的演化速度取决于其初始质量。
质量较小的主序星会持续稳定地发光和产生能量，直到耗尽核心的氢燃料。
而质量较大的主序星则会更快地耗尽氢燃料，并迅速进入下一个演化阶段。
2. 红巨星和超巨星阶段当主序星耗尽了核心的氢燃料时，核聚变反应会停止。
恒星的核心会收缩，而外层的气体会膨胀。
这个过程使得恒星变得巨大而明亮，形成了红巨星或超巨星。
红巨星或超巨星的外层大气层含有一些重元素，这些元素在恒星的演化过程中产生并流向恒星的表面。
这使得红巨星或超巨星的表面温度降低，呈现出红色的光谱。
3. 恒星的末期演化红巨星或超巨星的演化最终会导致两种可能的结果：超新星爆发或白矮星形成。
当质量较大的恒星耗尽了核心的所有燃料时，它会发生一次剧烈的超新星爆发。
超新星爆发释放出巨大的能量，并产生了新的重元素。
爆发结束后，残余物质会形成中子星或黑洞，而恒星则永远地消失了。
另一方面，质量较小的恒星会进入白矮星阶段。
在这个阶段，恒星的外层气体会逐渐脱落，形成一个高密度的核心。
白矮星将永远保持这个状态，不再进行核聚变反应。
结论恒星的形成和演化过程是一个复杂而壮观的过程。
恒星的形成与演化
第三章恒星的形成与演化……学时4 第 4--5 周§1. 恒星的形成及结局§2. 恒星距离的测定§3. 视星等,绝对星等§4. 赫-罗图与恒星的演化§1. 恒星的形成及结局恒星(star)—由炽热气体组成的、能自发光的球状或类似球状的天体。
相对于行星而言的，由于其距离遥远，不借助于特殊工具和方法，很难发现它在天球上的位置变化, 所以古代人称之为“恒”星。
除太阳外，半人马座比邻星离地区最近，距离4.3光年，银河中估计有1.2千亿颗恒星。
行星（planet）—在随园轨道上环绕太阳（或其他恒星）运行的近似球状的天体。
1.1, 形成恒星的星云1．星云（Nebula）---恒星际空间中的物质密度较大的部分称为星云。
·恒星际空间不是真空，而是充满了物质，称星际物质。
·星际物质不均匀，密度较大部分，由气体和尘埃组成的、在照片上呈雾状的天体，称为星云。
·一般看法：恒星是从低密的星际物质凝聚而成的。
星云中有气体和尘埃，就气体而言，氢：氦：其它~0.70：0.28：0.02对气体，有两种：①电离氢云，H II, 104 K②中性氢云, H I, 102 K低温有利于凝聚，所以HI可以凝聚为恒星。
2．星云的收缩和凝聚快收缩过程·一个稳定的天体通常是向外的压强（由热运动压、辐射压产生）与自引力平衡。
当自引力压强大于抗拒引力的压强时，平衡被破坏，天体便收缩。
例如：温度T约102 K, 数密度n 约10 ~102 /cm3中性氢，当其质量M~103 -104 M⊙时就会收束。
·收缩会使中心的密度ρc 上升,当ρc ~10-3 g/cm3时，中心不透明，热量不能逃逸，温度继续上升：T↑当T ~ 2 × 103K 时，氢分子变为氢原子，在这一过程中大量吸收热量，使向外的压强进一步减少，于是快速向里塌缩。
·收缩过程中形成了强大的星风（102 km/s）驱散外围物质，在约104 ---105年内露出恒星，其亮度逐渐增加，在102天内亮度增加102倍，露出“原恒星”（protostrar）。
恒星的演化恒星从形成到死亡的演化过程
恒星的演化恒星从形成到死亡的演化过程恒星的演化是宇宙中一个极为庞大而复杂的过程，经历了从形成到死亡的各个阶段。
本文将深入探讨恒星的演化过程，并详细介绍每个阶段的特征和重要事件。
一、恒星的形成恒星的形成始于巨大的分子云中，这些分子云主要由氢和氦组成。
当分子云受到某种诱导因素（如超新星爆炸、密集星云碰撞等）的影响时，其内部开始出现局部的压缩。
这种压缩导致云核的密度增加，粒子开始相互吸引，形成一个由气体和尘埃组成的球状结构，即原恒星。
二、原恒星的演化原恒星主要通过引力收缩来释放能量。
在引力的作用下，原恒星的质量逐渐集中于中心区域,开始出现核聚变反应，核聚变通过将氢转变为氦来释放巨大的能量。
在这一阶段，恒星的能量主要来自于核聚变，质量相对较小的星体如红矮星将以稳定的方式进行核聚变，维持持续的恒星演化。
三、主序星阶段当原恒星开始进行核聚变反应，释放出大量的能量后，它将进入主序星阶段。
在主序星阶段，恒星的质量和半径呈现一个稳定的平衡状态，温度和亮度也随之稳定。
主序星是宇宙中最常见的一种恒星，比如我们熟悉的太阳就是一颗典型的主序星。
四、进化到红巨星随着核聚变反应进行，原恒星内的氢燃料逐渐耗尽，恒星内部的压力和温度开始下降。
这时，恒星的外层将膨胀，形成一个巨大的红色球壳，称为红巨星。
红巨星的半径将远远超过主序星阶段的恒星，而温度则相对较低。
五、红巨星的生命终结红巨星的生命终结主要有两种可能性，一种是低质量恒星演化为白矮星。
在红巨星的最后阶段，它会经历核融合的重新点燃，通过氦闪现象将氦转变为更重的元素，同时外层物质会喷发形成行星状星云，并逐渐散去，剩下一个核心质量较小的星体，即白矮星。
另一种可能是高质量恒星演化为超新星。
高质量恒星的核心质量较大，碳核聚变后将继续进行更重的元素的合成，直至产生铁核。
由于铁核不能通过核聚变释放能量，核心将不能继续支撑外层物质，导致恒星的内部崩塌，同时外层物质被抛出形成巨大的爆炸，即超新星爆炸。
恒星的形成和演化
恒星的形成和演化宇宙中的恒星是宇宙的基本构建单位。
恒星的性质和演化对宇宙的认识和理解有着重要的作用。
本文将介绍恒星的形成和演化。
一、恒星的形成恒星的形成一般认为是由分子云塌缩引起的。
分子云是宇宙中的大气层，由气体和尘埃组成。
当分子云某一部分中心的质量达到一定程度时，就会发生自重坍塌，形成一个致密的原恒星核。
原恒星核的形成需要满足一个条件，这就是分子云被压缩的程度甚至超过了气体的热膨胀能力，从而使分子云的内部温度、密度升高到足以进行核反应的程度。
原恒星核的形成以后，恒星会经历两个结构演化过程。
第一个是过渡阶段，即原恒星核被辐射所压抑，钱两土成为原恒星核主要稳定力源。
第二个是雏鸟星期，当中心温度达到两百万度左右，核反应开始，伴随着较强的大气膨胀，恒星主序阶段的演化就开始了。
二、恒星的演化恒星的演化依据质量大小的不同，可以分为低质量恒星、中等质量恒星和高质量恒星。
1.低质量恒星的演化低质量恒星的主序阶段历时最长，达数百亿年。
它的内部温度、密度仅能维持氢核融合反应。
它的颜色从暗红色到蓝色的光芒依次亮起，同时光度增加；在所处阶段尾，核心中的氢全部耗尽，离心膨胀并逐渐不稳定，形成红巨星，并抛离外壳形成行星状星云，最终核心残留瘦弱的白矮星。
2.中等质量恒星的演化中等质量恒星的主序阶段相对较短，仅有几十亿年，内部特点同低质量恒星。
中等质量恒星的离心膨胀较小，直接进入了演化的最复杂阶段；核心中的碳、氮、氧与氢互相结合，产生了二次的核反应，形成了热、核稳定的橙红巨星，光度远高于主序期的恒星。
核心中所剩的元素最终形成氧、氖、硅等轻元素。
橙红巨星的不稳定性最后抛射下散光裹恒星，成为行星状星云，而星云中心形成致密的核心，成为中白矮星，表面温度约7,000℃。
3.高质量恒星的演化高质量恒星的生命周期短，仅有数百万年。
高质量恒星的主序阶段位于色谱带上，其内部温度升高，能够维持碳、氧、氖等轻元素的核反应。
但同时也有核反应消耗材料和释放热量的效应，导致温度更高、内部压力更高，同时光度也更高。
恒星的演化
恒星的演化从人类文明伊始，璀璨的星空便是一个永恒的话题。
从各国美丽的神话传说到天文学，从浑天仪到哈勃望远镜。
在观测星空的过程中，古人发现有一种天体每天观测的位置几乎不变，便把这种天体称做“恒星”。
直到伽利略发明望远镜之后，人们才对这种天体进行了细致的观察，发现“恒星”并不“恒”，它们还是按照一定的规律在运行。
随着科技的发展，人们对恒星的观测也越来越系统和全面，发现它们的一生也如同人类一样，分为幼年期，壮年期和老年期和死亡。
现在，就让我们一起来了解一下恒星的演化过程。
一、恒星的诞生（新生与婴儿期）在天文学里，两个天体之间的距离动辄几百几千光年。
这些天体间的空间并不是一片虚无，而是弥漫着极其稀薄的物质，主要由气体和尘埃构成，我们称之为星际物质。
星际物质在空间的分布并不是均匀的，在聚集密集的区域，就形成了一种由气体和尘埃结合成的云雾状天体——星云，它们就是孕育恒星的摇篮。
当星云的密度超过一定的限度，尘埃和气体在万有引力的作用下相互挤压形成强大的旋窝。
经过数十万年的时间，星云的密度不断增长，旋窝的直径也不断扩大有的甚至超过了太阳系的直径。
而位于中心体的气体在重力的不断挤压下形成了具有超高密度和温度的球体，随着压力的不断增大，巨大的气柱从中心喷射出来，这行气柱的直径长达几光年，其核心部分便是一颗新生的准恒星。
引力持续作用，更多的气体和灰尘颗粒被不断吸入气柱并产生越来越多的热量，在接下来的50万年的时间里年轻的恒星将逐渐变小，并且变的更亮更热，气体与尘埃通过相互作用形成更加清晰的球体，一颗恒星就这样诞生了。
二、主序带恒星的演化（青年与壮年期）当婴儿般的原恒星形成之后，它在自身引力作用下继续收缩，内部反应加剧，中心温度增加，开始闪烁发光，这时的恒星就像一个正在成长的儿童，温度、外形包括质量都处在不断地变化之中，直到恒星内部压强增大到能够阻止塌缩，质量也不再增加，这时的恒星就处在青年时期——主序前星期。
主序前星内部温度只有约3000－5000K，在引力能的作用下，主序前星一方面向外辐射能量，另一方面内部温度不断升高，当达到约1000万K左右时，氢核热核聚变反应开始发生。
恒星的演化
恒星演化就是一颗恒星诞生、成长成熟再到 衰老的过程，恒星的演化是一个十分漫长的 过程。由于引力的控制，恒星演化的总趋势 是密度增大。而恒星的演化必定以三中可能 冷态之一为终结：白矮星、中子星、黑洞。
演化阶段
恒巨分子云包 含数十万到数千万个太阳 质量，在巨分子云环绕星 系旋转时，一些事件可能 造成它的引力坍塌，不断 解为更小的片断，在此过 程中气体被加热，星云开 始自转形成原始星。
初期的恒星 恒星形成的初期几乎完全被密集的星云气体 和灰尘掩盖，正在产生恒星的星源会通过四 周光亮的气体云上造成阴影而被观测到，这 被称为博客球状体。
质量非常小的原始星的温度不会到达足够 开始聚变的程度，因而形成褐矮星，在数 亿光年中慢慢变凉。大部分质量更高的原 始星开始聚变成氦，并开始自行发光。核 心聚变会产生足够的能量停止引力坍塌， 因而达到一个静态平衡。而恒星附近的巨 分子云碎片会继续坍塌，成为行星、小行 星、彗星等天体。如果巨分子云碎片形成 的恒星足够近，那么就有可能形成双星或 多星系统。
恒星初期
恒星坍塌
中年期 恒星有不同的颜色和 大小。恒星的亮度和 颜色依赖于其表面温 度，而表面温度依赖 于恒星的质量。
成熟期
成熟期形成红巨星，超巨星。
衰老期 晚年到死亡的三种可能。
白 矮 星
中子星
黑洞
恒星的演化轨迹
恒星的演化轨迹恒星是宇宙中最常见的天体之一，它们通过不断转化和演化来维持着宇宙的稳定。
恒星的演化轨迹可以分为几个关键阶段，包括形成、主序阶段、红巨星阶段和末期阶段。
首先，让我们从恒星的形成开始谈起。
恒星的形成通常源于巨大的星云，这些星云中富含气体和尘埃。
当这些星云中的一些区域开始聚集足够的物质时，就会形成原恒星。
原恒星逐渐增长并聚集了大量的气体和尘埃，通过引力塌缩并逐渐形成核心。
接下来是主序阶段，也被称为成熟的恒星阶段。
在这个阶段，恒星通过核聚变反应将氢转化为氦，释放出巨大的能量。
核聚变反应使恒星保持稳定，同时也是恒星维持内部和外部平衡的关键。
这一阶段持续了数十亿年，直到恒星核心的氢耗尽。
一旦恒星的核心耗尽了大部分的氢，它会进入红巨星阶段。
在这个阶段中，恒星的核心开始收缩，但外层的气体膨胀并冷却，形成一个庞大而明亮的红巨星。
红巨星通常比原来的恒星大几倍甚至数百倍，并释放出巨大的能量。
这个阶段通常相对较短，持续几百万年到几十亿年不等。
最后，恒星进入了末期阶段，也被称为恒星演化的最后阶段。
红巨星的末期是由恒星的大小和质量决定的。
一些较小的恒星会形成一个白矮星，这是一个非常稠密的天体，质量相对较小。
而较大的恒星会演化成为更为庞大和质量更大的天体，例如中子星或黑洞。
末期阶段的具体形态取决于恒星的质量和其他因素。
总结起来，恒星的演化轨迹经历了形成、主序阶段、红巨星阶段和末期阶段。
每个阶段对于恒星的质量、温度和能量释放都有着重要影响。
了解恒星的演化轨迹不仅对天文学家而言是非常重要的，也有助于我们更好地理解宇宙的形成和发展。
恒星的演化
恒星的演化恒星是一个不断向宇宙空间辐射巨大能量的自引力炽热气体球。
恒星的主要能量来源是在其核心处发生的热核反应，当星体收缩或坍缩时也会释放一定的能量。
恒星为了维持足够的内部压力来支持自身的巨大引力必须产生能量。
恒星的结构和演化受两种相反的作用所支配：力图使恒星坍缩的引力和企图使恒星膨胀的内部压力。
当引力占优时恒星表现为坍缩，压力占优时则表现为膨胀。
由于恒星在不断辐射能量，最终引力将使恒星坍缩为冷的致密星，如白矮星、中子星甚至黑洞。
引力在恒星演化过程中将起决定性的作用。
1. 恒星演化进程概述恒星的演化是天体物理中最基本的问题之一。
恒星是怎样诞生、生长、衰老和死亡的，这是一个十分复杂的问题，也是非常困难的问题。
目前对恒星演化的进程已经有了相当多的认识，有一张比较清晰的图象。
随着观测和研究的不断深入，恒星演化进程的图象会越来越清晰。
一般认为恒星起源于星际物质。
在引力扰动作用下，星际物质收缩成密度较大的弥漫星云，最后进一步收缩成原始恒星。
原恒星在引力作用下进一步收缩，形成一个密度极大的核心，温度越来越高，最终达到氢的点火温度—氢聚变为氦的热核反应开始了，恒星进入了主序星阶段。
恒星将在主序渡过一生最长的阶段。
当恒星内部10%-20%的氢耗尽后，恒星就离开主序，向红巨星发展。
氢的聚变反应停止后，恒星在引力收缩下，核心将达到氦点火的温度，开始氦的聚变反应。
以后逐步进入碳、氧、硅等燃烧阶段，最后形成洋葱状的结构，中心是最稳定的铁核。
恒星最后的演化过程基本上取决于恒星的质量，当然与其他因素也会有一定关系。
恒星演化的最后阶段可能形成三种产物，即白矮星、中子星或黑洞。
白矮星很早就在天文观测中被发现了，理论上的分析由Chanderasekhar 在1931年完成。
并因此而获得1983年的Nobel物理奖。
中子星的可能则早在20世纪30年代就被物理学家提出来了，但因为中子星的直径只有10公里左右，很难观测到。
一直到1967年才由Hewish及其研究生Bell发现。
恒星的形成与演化
2019/12/15
xkong@
27
EVIDENCE OF CLOUD CONTRACTION
The M20 region shows observational evidence for three broad phases in the birth of a star: (1) the parent cloud (stage 1), (2) a contracting fragment (between stages 1 and 2), and (3) the emission nebula (M20 itself) resulting from the formation of one or more massive stars (stages 6 and 7)
2019/12/15
xkong@
21
具有不同质量恒星的形成
不同质量的恒星在形成过程 中，在H-R图上沿不同的路 径演化。
小质量原恒星内部对流发展 充分，温差小，收缩时表面 温度几乎不变；大质量原恒 星对流层浅，温度变低。
质量越高的恒星，其原恒星 演化到主序的时间越短，在 主序上的位置越高。
(m) m(1x)
For Salpeter IMF, x =1.35
2019/12/15
xkong@
26
恒星形成理论的观测证据
The evolutionary stages described are derived from numerical experiments performed on computers.
xkong@
8
金斯（Jeans）不稳定性
MJ
1.2
105
恒星的演化PPT教学课件
中子星
质量约是太阳4－10倍的恒星在超新星 爆炸的过程，遗留下来的核心变成一颗体积 很小，质量却很大的中子星，由中子构成， 密度为水的1014倍，仅1cm3的质量就有全 球人类那么重，直径仅为30km。
超 新 星
超新星是恒星在死亡前的一次大爆发， 所释放的能量，发出的亮光相当于十亿颗太 阳。每一颗恒星一生之中最多只可能发生一 次。
超新星爆发是宇宙中生命的摇 篮。
发 展 阶以 段氢 －核 主聚 序变 星为
主 要 能 源 的
红巨星
红巨星极为 明亮，肉眼看到 的最亮的星中， 许多都是红巨星。 红巨星的体积很 大，它的半径一般比太阳 大100倍。
白矮星
白矮星的体积小、亮度低，但 质量大、密度极高。它的密度在1000万吨/ 米3左右。白矮星是一颗已死亡的恒星，中 心的热核反应已停止 。
黑洞
黑洞会把附近所有的物质都吸进去，就连 光线也会被吞没，所以我们是看不见黑洞的。但 是我们可以从邻近恒星的物质被吸入黑洞时的情 形，证明黑洞的存在。
恒星的一生
通过天文观测和发现逐步证实和完善了恒星 的演化理论。
星际气体 收缩形成 原恒星
主序星
太阳 红巨星 白矮星 暗矮星
主序星 大恒星
超红巨星
中子星 超新星
• 夏季和冬季的太阳高度有何不同？
第三节 影响气候的主要因素
• 气候寒冷干燥 上述三个特点 各指那个带？
第三节 影响气候的主要因素
• 非洲大部分位于哪个带？ • 欧洲大部分地区位于哪个
带？ • 绝大部分位于南寒带的是
哪个洲？ • 我们青岛在哪个带？ • 青岛有太阳直射现象吗? • 青岛哪个季节昼长夜短？
星际云或其中的星云 → 主序星 → 红巨星 → 新星或超新星（演变时的爆炸） → 中子星（脉冲星、冷却发光发热） → 黑矮星（不发光、发热）
恒星的演化从云气到白矮星
恒星的演化从云气到白矮星恒星是宇宙中最为常见的天体之一，它们以其巨大的质量和强大的能量释放而引起了人们的广泛关注。
然而，恒星并非一成不变的存在，它们经历着漫长而复杂的演化过程。
本文将从云气形成开始，逐步介绍恒星的演化过程，直至最终成为白矮星。
1. 云气的形成恒星的演化始于巨大的气体云团，这些云团主要由氢和少量的其他元素组成。
这些云团通常位于星际空间中，由于引力作用，云团逐渐收缩并形成更加密集的区域，这就是恒星形成的起点。
2. 恒星形成当云团收缩到足够高密度时，其中心区域开始产生高温和高压条件。
在这种条件下，氢原子核开始发生聚变反应，将氢转化为氦，并释放出巨大的能量。
这个过程被称为核聚变，是恒星内部能量产生的主要机制。
3. 主序星阶段一旦恒星形成，它将进入主序星阶段。
在这个阶段，恒星的核聚变反应持续进行，通过将氢转化为氦来释放能量。
这种平衡状态使恒星能够维持稳定的大小和亮度。
4. 演化到红巨星当恒星的核心耗尽了大部分氢燃料时，核聚变反应减弱，恒星开始演化到红巨星阶段。
在这个阶段，恒星的外层膨胀并变得更加稀薄，同时温度下降。
由于外层的膨胀，恒星的亮度会显著增加，使其成为宇宙中最亮的天体之一。
5. 恒星死亡红巨星阶段只是恒星演化过程中的一个暂时阶段。
当恒星的核心耗尽了所有可用的燃料时，它将发生剧烈的内部崩塌。
这个过程被称为超新星爆发，释放出巨大的能量和物质。
6. 白矮星形成在超新星爆发之后，恒星的外层物质将被抛射到宇宙中，而核心部分将留下。
如果恒星的质量不足以形成中子星或黑洞，那么它将演化成为白矮星。
白矮星是一种极为稠密的天体，其质量相当于太阳的1.4倍，但体积只有地球的几倍。
结论恒星的演化过程是宇宙中一场壮丽的舞台，从云气形成到白矮星的形成，经历了数十亿年的时间。
通过核聚变反应释放出的能量，恒星为宇宙提供了光和热，同时也为我们揭示了宇宙的奥秘。
对于人类来说，了解恒星的演化过程不仅可以增加我们对宇宙的认知，还有助于我们更好地理解地球和生命的起源。
恒星的演化过程是什么
恒星的演化过程是什么恒星的起源和演化，长久以来一直是天文学中最基本、也最令人感兴趣的问题。
小编就和大家分享恒星的演化过程，来欣赏一下吧。
恒星的演化过程(一)恒星的形成恒星形成可分为两个阶段：第一阶段是星云阶段，由极其稀薄的物质凝聚成星云并进一步收缩成原恒星。
第二阶段是原恒星阶段，由原恒星逐渐发展成为恒星。
一般把处于慢收缩阶段的天体称为原恒星。
原恒星进一步形成恒星的收缩过程要持续几百万到几千万年。
(二)恒星的演化恒星的演化如同人的一生，经历从青壮年到更年期、老年期的过程。
(1)恒星的“青壮年期”恒星的“青年期”和“壮年期”是一生中最长的黄金阶段，这时的恒星称为主序星。
人们迄今所知的恒星约有90%都属主序星。
在这段时间，恒星以几乎不变的恒定光度发光发热，照亮周围的宇宙空间。
核燃烧使恒星内部物质产生向外的辐射压力，当辐射压力与引力达到平衡时，恒星的体积和温度就不再明显变化。
(2)恒星的“更年期”恒星的“更年期”出现在恒星核心部分的氢完全转变成氦后，例如有7个太阳质量大小的恒星的“更年期”大约在形成的2600万年后出现。
这一阶段恒星核心经历这些不同的核聚变反应，恒星也经历多次收缩膨胀，其光度也发生周期性的变化。
最后产生巨大辐射压力，自恒星内部往外传递，并将恒星的外层物质迅速推向外围空间，形成红巨星、红超巨星。
(3)恒星的“老年期”恒星的“老年期”是从一颗恒星变成红巨星开始进入这一阶段的。
由于恒星的体积急剧增大，导致恒星的表面温度下降，因而颜色变红。
同时，恒星发光表面的面积剧增，致使整个恒星发出的光大大增强，从而大为增亮。
这种又红又亮的恒星就是红巨星。
(三)恒星的归宿恒星内部的热核反应是不会永远进行下去的，当恒星的核燃料耗尽时恒星也走到了它的尽头。
由于恒星自身物质之间的巨大引力始终存在，随着恒星内部热核反应的停止，尽管恒星外层部分会出现膨胀、爆发等复杂的变动，核心部分却必定在引力作用下发生急剧的收缩、即所谓引力坍缩。
恒星演化
成年期时形成主序星
太阳成为红巨星将地球表面烤得草木生烟恒星有不同的颜色和大小。从冷却的红色到高热的蓝色，从0.08到 150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，因此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M型红矮星会缓慢地燃烧氢，可能在此序列上停留 1000亿年至数万亿年，而大而热的O型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。
各种年龄的恒星内部发生着各种热核反应；恒星演化过程中会发生一系列热核反应，轻元素逐渐向重元素转 化，逐渐改变恒星的成分，改变恒星的内部状态。并且，发生这些热核反应所需要的温度也越来越高。
恒星内部热核反应所产生的能量以对流、传导和辐射三种方式传输出来。由于大多数恒星的物质是气态的， 热传导作用不大，只有内部极其致密的特殊恒星（例如白矮星），内部热传导才比较显著。大多数恒星内部主要 依靠辐射来传输核反应产生的能量，传输的速度相当慢，例如太阳把它深达70万千米的中心处的能量传输到表面， 需要1000万年。对流传输能量的速度比辐射快得多，但是不同质量的恒星，对流层的位置和厚度很不一样。主星 序左上部的恒星，质量大，中心区是小的对流核，外面是辐射包层。主星序中下部的恒星，质量较小，内部辐射 层很厚，仅表面有较薄的对流层。主星序右下部的恒星，质量很小，整个恒星是对流的。恒星内部产生的能量决 定了它的表面温度和光度。物理定律把恒星内部的运动、能量的产生、能量的传递和消耗与它的温度、压力、密 度、成分等因素了起来。其中一个因素的变化会引起其他因素的变化。因此，研究天体的演化就是要在物理定律 的制约下，说明各种因素如何协调地变化。
恒星的演化
恒星的质量（与太阳相比）
ⅹ10
5
2、恒星的演化
诞生期——存在期——死亡期
红色巨星或超巨星
在星云的 气体和尘 埃紧缩
燃料消耗 殆尽时， 膨胀
原恒星 超新星
质量最大的恒星遗留物
爆炸
小型和中 等恒星
星云 黑洞
白矮星
能量耗尽
遗留物
中子星
黑矮星
黑洞
黑洞吞噬中子星
恒 星 的 寿 10 命 （
例三：地球自转能量与其自转周期的关 A 系为 E T 2 ，其中A=1.65ⅹ1039J•S2,T 为地球自转一周的时间，现取 8.64ⅹ104s。最近一百万年来，由于潮 汐作用，地球自转周期长了16s，试估算 潮汐的平均功率为多少？（一百万年取 3.16ⅹ1013s）
5
15
亿 年 ）
0
例一：根据教材图1223恒星的质量和寿命 的关系图，估算一颗 质量为太阳质量的1.2 倍的恒星能存在多久？ 一个质量为太阳质量 1 2 3 的0.5倍的恒星又能存 在多久？ 恒星的质量（与太阳相比）
ⅹ10
例二：有一颗恒星的周年视差为 0.5’’，1月份和7月份地球移动的直 线距离为3ⅹ1011m。试估算该恒星 离我们多远？（结果用l•y来表示， 取二位有效数字）
——高二物理
一、恒星的分类
1、根据物理特征：体积、温度、和亮度来分。
体积：超巨星
体积大
中型星
巨星
中型星 白矮星
中子星
体积小
中子星 白矮星
巨星
超巨星
超巨星
温度：
温度低
巨星
中型星 白矮星
白色 蓝色
中子星
温度高
- 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)。
(3) He闪 (Helium Flash)
H-R图 恒星攀升到红巨星支的顶 点。
内部 过程
核 心 He 开 始 燃 烧 ( Tc～108 K)
→Tc↑（简并→Rc不变）
→ ε↑ → Tc↑→...
→核心He爆燃 (∆t ~ min, L ~ 1011L⊙)
→电子简并解除
(4) 水平支 (Horizontal Branch)
5M⊙恒星的演化
(3) 高质量(M > ~10M⊙)恒星的演化
观测表现 ： O型星→蓝超巨星→黄超巨星→红超巨星→超新星
恒星内部物理过程 ：
核心H枯竭→壳层H燃烧 → 核 心 He 燃 烧 → 核 心 He
枯竭
→壳层He和H燃烧 →核心C燃烧→核心C枯
竭
→壳层C、He和H燃烧 →O, Ne, Si燃烧 … →Fe核
胀，表面温度降
τ ≈ 108 y低r 。
(2) 红巨星支 (Red Giant Branch)
H-R图 恒星向右上方攀升成为 红巨星。
内部 过程
He核进一步收缩Rc↓ → Tc↑，核区电子简并 →壳层H 燃烧 L↑ →R↑→T↓ →恒星包层产生对流
→Hayashi Track
τ ≈ 105 yr
Structure of A Red Giant
tn ＝ E/L ＝η∆Mc2/L
≈ 0.7% 0.1Mc2/L ≈ (1010 yr) (M/M⊙) (L/L⊙)-1
(2) 热时标 (thermal timescale)
恒星辐射自身热能的时间，或光子从恒星内部到 达表面的时间。
tth ＝ (0.5GM2/R)/L ≈ (2×107 yr) (M/M⊙)2 (R/R⊙)−1 (L/L⊙)−1
Lf /Li ～ 108
爆发能E～1047-1052 ergs（其 中中微子占99% ，动能占 1% ，可见光辐射占0.01%）
膨胀速度v～103-104 kms-1
产物：
膨胀气壳（超新星遗迹）+ 致密天体（中子星或黑洞）
SN 1998aq in the galaxy NGC 3982
历史超新星
爆发时间 (AD) 光度极大星等
演化过程
O型星→蓝超巨星→（红超巨 星）→WR星→Ib/Ic型超新星 →中子星/黑洞
Nebula M1-67 around star WR124
小结
不同初始质量恒星的演化结局
恒星初始质量 (M⊙) M < 0.01 0.01 < M < 0.08 0.08 < M < 0.25 0.25 < M < 8 8 < M < 12 (?) 12 < M < 25 (?) M > 25 (?)
≈(1010 yr) (M/M⊙)−2.5 for M > M⊙ or (1010 yr) (M/M⊙)−2 for M < M⊙
不同质量主序星的演化时标
M (M⊙) 30
15
tn (yr) 2×106
107
1.0
0.5
1010 6×1010
主序星的内部化学 组成的变化
随着核反应的进行，核 心区的H元素丰度逐渐 减小，直至枯竭，全部 转变成He。
Sequence of Events in a Supernova Explosion
核反应停止，核坍缩 R c↓Tc↑
外部下落物质激波反弹 →壳层抛射
→II型超新星爆发
Fe核光致离解 4He光致离解 e− + p → n + νe
当ρc = ρnu，中子简并
→核坍缩停止，中子星
电子数目、能量损失 → Pe↓
5 × 105years
2 × 105
600 years
4 × 106
1 year
107
6 months
3 × 107
1 day
3 × 109
1/4 second
4 × 1014
milliseconds
varies
10 seconds
(4) 特大质量恒星的演化
星风引起的质量损失
高光度恒星通常有很强的星 风～10−6−10−4 M⊙yr−1 如沃尔夫-拉叶(WR)星。
Temperature (K) 4 × 107 2 × 108 6 × 108 1.2 × 109 1.5 × 109 2.7 × 109 5.4 × 109 2.3 × 1010 about 109
Density (g/cm3) Duration of stage
5
7 × 106 years
700
核心区核反应产生的能量主要以对流的方式向 外传递。
(2) 中等质量（M ~ 5M⊙）恒星的演化
演化轨迹与物理过程
1. 恒星向右方移动成为红超 巨星。（核心H枯竭→壳层H 燃烧）
2. 恒星向左方移动。 （核心He平稳燃烧）
3. 恒星向右上方攀升至红超 巨星。（核心He枯竭 →壳层He和H燃烧 ）
4. 恒星向左方移动，然后折 向右下方(?) （红超巨星 →行 星状星云 + 高温简并CO核 CO核坍缩→高温白矮星 白矮星冷却→黑矮星 ）
恒星的一生就是一部 和引力斗争的历史！
Russell-Vogt 原理
如果恒星处于流体静力学平衡和热平衡，而 且它的能量来自内部的核反应，它们的结构和演 化就完全唯一地由初始质量和化学丰度决定。
恒星演化时标
(1) 核时标 (nuclear timescale) 恒星通过核心区（约占恒星质量1/10）核反应的 产能时间。
185 ?
－8
393
－1
837 ?
－8 ?
1006
－10
1054
－5
1181
－1
1572
－4
1604
－3
1680
5?
1987
+2.9
发现者
遗迹
中国天文学家 RCW 86
中国天文学家
中国天文学家 IC 443
中/阿天文学家 SN 1006
中/日天文学家 Crab Nebula
中/日天文学家 3C 58
Mass transfer from companion
Thermonuclear explosion of C/O core Æ iron Nothing
Mostly iron
Type II
3 x 108 L⊙ Hydrogen lines
(3) 动力学时标 (dynamical timescale)
如果恒星的内部压力突然消失，在引力作用下恒 星坍缩的时间。
td ＝ R/V ≈ (R3/GM)1/2 ≈ (27 min) (R/R⊙)3/2(M/M⊙)−1/2
恒星统计与演化
如果相同质量的恒星的演化过程基本相 同，在H-R图上恒星的不同类型反映它们处 于不同的演化阶段。 如果恒星的诞生率和死亡率一致，在H-R图 上某一类恒星数目的多少就反映了恒星在 该演化阶段所停留时间的长短。
演化结局 行星 褐矮星 He白矮星 CO白矮星 ONeMg白矮星 超新星→中子星 超新星→黑洞
3. 超新星 (Supernovae) 和超新星遗迹 (Supernova Remnants) II/Ib/Ic型超新星—高质量恒星在演化末态发生的 剧烈爆炸。
星系M 51中的SN 1991T
特征：
光度L～107-1010 L⊙，
Evolutionary Stages of a 25 M⊙ Star
Stage Hydrogen burning Helium burning Carbon burning Neon burning Oxygen burning Silicon burning Core collapse Core bounce Explosion
(20.1-20.3, 21.2-21.4)
当恒星核心区的氢完全 耗尽，恒星开始脱离主 序。
1. 类太阳 (M ~1M⊙) 恒星的演化
(20.2-20.3)
(1) 脱离主序——亚巨星支 (Subgiant Branch)
H-R图 恒星逐渐向右脱 离主序。
内部 过程
核心H枯竭， He 核收缩，壳层H 燃烧，体积膨
R c↓→Tc↑, 星核坍缩
Three Dimensional Simulation of a Core Collapse Supernova
Prior to SN Implosion
Middle of SN Bounce
End of SN Explosion
50 milliseconds
Photos by Michael S. Warren, Los Alamos National Laboratory
V838 Mon
Van Gogh: Starry Night
第三章 恒星的演化
§3.1 主序星的演化 §3.2 恒星主序后的演化 §3.3 恒星演化的观测证据 §3.4 密近双星的演化
§3.1 主序星的演化
(20.1)
1. 恒星演化的基本原理
恒星在一生的演化中总是试图处于稳定状 态（流体静力学平衡和热平衡）。当恒星无法 产生足够多的能量时，它们就无法维持热平衡 和流体静力学平衡，于是开始演化。
H-R图：恒星向左下方移动至水平支 内部过程： 核心He （+壳层H）燃烧 →Rc↑→Tc↓→R↓→T↑
τ ≈ 5×107 yr
(5) 渐进巨星支 (Asymptotic Giant Branch, AGB)
H-R图：恒星向右上方再次 攀升成为红超巨星 内部过程：
核心He枯竭（CO核） →R c↓ →Tc↑ →壳层He和H燃烧 →L↑ R↑ T↓