《天文学概论》期末论文恒星

《天文学概论》期末作业

之

谈谈对恒星的认识

姓名：***

学号：2

学院：法学院

专业：法学

本学期我选修了天文学概论这门课程，通过一学期学习，我收获了很多有关天文学方面的知识，也许是因为星空本身就很神秘，充满魅力，指引着我选择了天文学选修课。在课堂上，与浩瀚的宇宙的一次次碰撞，一次次惊叹，一次次感慨；与古今思想的一点点接触，一点点欣喜，一点点感悟；使我的选修课有感叹，有乐趣，有收获，没有遗憾。

在老师的引导和种种疑问的追寻下，我对恒星的演化过程进行了一番探究，恒星就像一个长寿的人——再机缘巧合下诞生，倔壮成长后，经历漫长的黄金阶段，接着是膨胀的中年，最后慢慢的衰老。所以下面我会从恒星的四个阶段谈谈我对恒星的认识。

一、快速成长的幼年期

恒星最初诞生于太空中的星际尘埃，科学家形象地称之为“星云”或者“星际云”，其主要成分由氢组成，密度极小，但体积和质量巨大。密度足够大的星云在自身引力作用下，不断收缩、温度升高，当温度达到1 000万度时其内部发生热核聚变反应，核聚变的结果是把四个氢原子核结合成一个氦原子核，并释放出大量的原子能，形成辐射压，当压力增高到足以和自身收缩的引力抗衡时，一颗恒星诞生了。

恒星形成的初始阶段几乎完全被密集的星云气体和灰尘所掩盖。通常，正在产生恒星的星源会通过在四周光亮的气体云上造成阴影而被观测到，这被称为包克球。质量非常小的原恒星温度不能达到足够开始氢的核融合反应，它们会成为棕矮星。质量更高的原恒星，核心的温度可以达到1,000万K，可以开始质子-质子链反应将氢先融合成氘，再融合成氦。在质量略大于太阳质量的恒星，碳氮氧循环在能量的产生上贡献了可观的数量。新诞生的恒星有各种不同的大小和颜色。光谱类型的范围从高热的蓝色到低温的红色，质量则从最低的0.085太阳质量到数十倍于太阳质量。恒星的亮度和颜色取决于表面的温度，而表面温度又由质量来决定。

二、黄金的“青年时代”

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。但是质量越大的恒星在主序上停留的时间越短，1924年，爱丁顿发现：一个处在辐射平衡状态的理想气态球，其光度与质量的3.5次方成正比。恒星的寿命＝燃料储备/燃料消耗率，燃料储备∝质量，燃料消耗率∝光度。一般，质量为M的主序星，寿命为1010年×M-2.5。质量大于60M⊙的恒星，在主序的生存期短于1010年×60-2.5 ，即

3.6× 105年。

三、膨胀的中年期

当一颗恒星度过它漫长的青壮年期——主序星阶段，步入中年期时，它将首先变为一颗红巨星。称它为“巨星”，是突出它的体积巨大。在巨星阶段，恒星的体积将膨胀到十亿倍之多。它为“红”巨星，是因为在这恒星迅速膨胀的同时，它的外表面离中心越来越远，所以温度将随之而降低，发出的光也就越来越偏红。不过，虽然温度降低了一些，可红巨星的体积是如此之大，它的光度也变得很大，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K时,星核中的氢元素被点燃,发生以氦为原料的核聚变。在一些质量较小的恒星上,氦的核聚变是突然发生的,即氦闪。

通常，当恒星质量大于4M⊙时，恒星可能会向红超巨星转化。在主星序末期，氢聚变的热核反应无法在中心区进行，星体塌缩，温度急剧上升。中心氦核温度可高达1亿度。此时恒星可发生两种核反应。其一是紧邻中心氦核的氢氦混合气体受热后重新引发氢聚变，氢燃烧层会逐渐向外扩展。其二是氦核处发生的三个氦原子聚变成一个碳原子的聚变反应。由于两种核聚变产生的巨大能量以及氢聚变向外扩展的趋势，恒星的半径将比红巨星又增大许多倍，表面温度也由几

万度降至三四千度，成为红超巨星。较普通红巨星而言，红超巨星半径要大的多，其用于外层膨胀所消耗的能量要多得多，因此红超巨星的表面温度会更低些。此阶段过后，红巨星会发生爆炸，将其外壳物质抛散到宇宙空间中。大质量恒星会发生猛烈的大规模爆炸，当恒星爆炸时的绝对光度超过太阳的100倍（中心温度可达100亿度），即新星爆发时光度的10万倍时，这种爆发就被称为超新星爆发。质量小的恒星，中心温度将不足以点燃氦聚变，它会在红巨星阶段停留很长时间，但是总有一天它也会爆发。

四、衰老的晚年期

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”。经过爆发后。超新星只留下一个高密度残骸，而不再是一颗恒星了，中心留下的高密度天体，也许是白矮星，也许是中子星，甚至可能是黑洞。

白矮星是一种晚期的恒星。根据现代恒星演化理论，白矮星是在红巨星的中心形成的。当红巨星的外部区域迅速膨胀时，氦核受反作用力却强烈向内收缩，被压缩的物质不断变热，最终内核温度将超过一亿度，于是氦开始聚变成碳。经过几百万年，氦核燃烧殆尽，现在恒星的结构组成已经不那么简单了：外壳仍然是以氢为主的混和物；而在它下面有一个氦层，氦层内部还埋有一个碳球。核反应过程变得更加复杂，中心附近的温度继续上升，最终使碳转变为其他元素。与此同时，红巨星外部开始发生不稳定的脉动振荡：恒星半径时而变大，时而又缩小，稳定的主星序恒星变为极不稳定的巨大火球，火球内部的核反应也越来越趋于不稳定，忽而强烈，忽而微弱。此时的恒星内部核心实际上密度已经增大到每立方厘米十吨左右，我们可以说，此时，在红巨星内部，已经诞生了一颗白矮星。

当恒星的质量大于1.44倍太阳质量时，自身引力的剧烈坍缩把核心处的物质压得更紧。此时简并电子气体的压力不足以抗衡引力，电子就被压进原子核，与质子结合成中子。当恒星的密度高达1017Kg/m 3时，中子数量增加，导致原