恒星演化

恒星的演化

原恒星的形成

原恒星被认为形成于星际介质中。

广阔的恒星之间的空间存在着气体和尘埃。星际物质在宇宙空间的分布并不均匀。在引力作用下，某些地方的气体和尘埃可能相互吸引而密集起来，形成云雾状。称为“星云”。而星云在适当的条件下便孕育着原始的恒星。

星云的主要成分是氢气和氮气，还有少量的尘埃。星云的温度很低，约100K左右。在忽略旋转,,磁场等因素的前提下,由于温度低，向内引力作用超过向外的压力星云将塌缩，星云塌缩的最小质量称为jeans质量。

当星云质量大于jeans质量时，星云的热压力不足以抵抗引力，便发生塌缩，并分裂成小云块，随着密度的升高，jeans质量下降，星云不断碎裂，持续时间(f- f时标)约为几百万年。随着密度的上升，核心区域变得不透明，温度迅速上升，金斯质量增大，星云停止分裂。开始塌缩，形成原恒星。原恒星以Kelvin-Helmhotz 时标收缩，自引力势能转化为内能，温度进一步升高。随着温度升高，原恒星逐渐达到准流体静力学平衡的慢收缩阶段。此时虽然原恒星内部温度升高但还没有达到H点火的温度，称为前主序星阶段。

前主序星演化

在最开始的百万年里，因星体内部的温度很低，不透明度比较大，星体内部完全对流传能。随着坦缩不断地进行，核心温度逐渐升高，不透明度下降，形成一个辐射核心。当辐射核心大到一定的程度，能量能够从对流包层传输出来，光度增加。直到核心氢燃烧开始。进入零龄主序(zero-age main sequence star)。恒星的光度温度有所增加，半径略微减小。 前主序星的有效温度与半径，光度与有效温度的关系为：

在H-R 图上的演化是一条斜率为12/5的斜线

半径随时间的演化为：

随着天体坍缩，有效温度、光度均在增长。

具有不同质量的原恒星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。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.

当原恒星温度升高到点燃H，核心的H燃烧，则进入主序星阶段。

主序阶段演化

恒星到达主序，热核反应（H燃烧）开始进行，成为零龄主序恒星，光度约为现在太阳光度的2/3。后恒星略微收缩，达到流体静力学平衡，称为主序星。

主序星阶段的演化为

1 零龄主序(main-ZAMS) zero age main sequence star, 刚刚开始核心H燃烧的恒星，在H-R 图上占据主序带的最左侧。

2主序演化时标—核反应(4 H→4He +γ) 时标。

显然恒星的质量越大，在主序阶段的寿命越短。

3 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4He。

4演化路径：随核反应的进行→核心区粒子数n↓→P↓→核心收缩R↓→核心区温度T↑，核反应产能率ε↑→光度L↑→包层压力P↑→恒星半径R↑。

主序后演化

当恒星进入主序星阶段后，既满足流体静力学平衡和热力学平衡条件，除了化学丰度之外，它们的结构和演化就完全唯一地由初始质量决定。这叫做Russell-Vogt 原理。

不同质量恒星的演化过程有差异。

根据恒星演化的最终方式不一样，按质量大小可以分为以下三种类型：

1 大质量恒星（> 10倍太阳质量）核塌缩型超新星爆发，形成中子星或黑洞。

2中等质量恒星（2~ 10倍太阳质量）形成碳氧白矮星。

3低质量恒星（< 2倍太阳质量）形成氦白矮星。

H枯竭后的演化

无论大、中、低质量的恒星在演化过程中都面临着核心氢燃尽的情况，但小、中、大质量恒星在这阶段的演化并不完全相同。

对于中等质量的恒星如果H燃烧形成的He核心如果氦核心质量Schönberg-Chandrasekhar 极限质量，核心在不断地塌缩释放引力能,升温，因镜象法则，外包层在不断地向外膨胀，恒星离开主序在H-R图上向右移动，对应着Hertzsprung gap。后因包层继续膨胀，恒星表面的温度下降到T e＜7×1000K，内部出现部分电离区,使得外层绝对梯度下降,从恒星表面向内形成对流包层,逐渐向内延伸,在H-R图上几乎沿着Hayashi line垂直攀升，进入红巨星（RGB）阶段。

对于低质量恒星，核心H枯竭，体积膨胀，恒星离开主序在H-R图上向右移动，对应着亚巨星支。低质量恒星在壳层氢燃烧的过程中，恒星可以始终处于HE和TE，在H-R图上演化不存在Hertzsprung gap。在亚巨星支核心质量在缓慢的增长, 并伴随着不断地收缩,而包层不断地向外膨胀。使得燃烧壳层越来越薄。氦核心达到简并，同时包层因温度降低，出现大规模对流，在H-R图上几乎沿着Hayashi line垂直攀升。恒星此时开始红巨星支(RGB) 演化。

红巨星阶段的演化

进入红巨星阶段后，对于低质量恒星:

随着壳层氢燃烧的进行→简并的氦核质量在不断增大→核心缓慢的收缩→红巨星半径、光度不断地增大. 高光度意味着壳层氢燃烧越迅速→使得核区质量更迅速的增长→随光度增长,红巨星演化越来越迅速,氢燃烧壳层的质量越来越小(薄)→因光度增长,说明,氢燃烧产能率增加, 壳层温度越来越高，导致简并氦核温度越来越高→当攀升到红巨星支的顶点,氢燃烧壳层的质量只有10-3M⊙,光度L = 2000 L⊙, 氦核质量约为0.45 M⊙，核区温度接近108K，氦被点燃，因为简并物质的核燃烧不稳定，导致氦闪(helium flash)。RGB演化结束。

对于中等质量的恒星核心到达氦点火温度时，仍然处于非简并状态，不经历氦闪。

在氦燃烧阶段演化

对于低质量恒星氦闪只持续几秒钟。这巨大的能流几乎全部被外围并包层吸收，使其急剧膨胀。但并不导致星体的爆发与瓦解。它使星体的光度增长几百倍以上，表面温度下降并不多，半径增长几十倍以上。在HR图上，它呈现为一颗光度几乎竖直急剧上升的红巨星（星等增亮两、三个星等）,氦闪结束后，这类小质量恒星光度下降到大约100L⊙左右，在平稳核心氦燃烧阶段，它们进入H-R图的水平分支（简称为HB分支）阶段。水平支的恒星其包层内部出现氦，氢的部分电离区，动力学不稳定，形体大规模脉动，表现为RR Lyrae variables.

对于中等质量的恒星不会发生He闪。He燃烧开始阶段主要的核反应为。

随着C12丰度的增加，反应，也会大规模的进行。在He燃烧阶段的大