大质量恒星的演化共92页文档
大质量恒星的演化
天文学基础－恒星
3
星云
很稀薄
空气： 1019 原子 / 立方厘 米 真空： 107 原子 / 立方厘米 星云： 1000 原子 / 立方厘米 星际空间：1 原子 / 立方厘米
由气体和尘埃组成，主要成分是氢
星云本身不发光
天文学基础－恒星
4
UOpprieornSsctoariufosrmasastoiosniarteiognion
• 若星体质量更大，核聚变 以 CNO 循 环 的方式进行。 CNO 循环的反应比较快， 可以产生更多能量，这些 恒星会有一个对流核心和 辐射外壳。
天文学基础－恒星
31
恒星质量越大，主序寿命越短。
天文学基础－恒星
32
小质量星的演化
(1) 初始阶段
• 当核心氢气燃烧殆尽之后，剩下的氦核心便会开始塌缩并 产生热，紧邻核心的氢外壳会被加热而开始有热核反应，
37
小质量恒星的主序后演化总结 M < 2 M ⊙
天文学基础－恒星
38
小质量星的演化
HR图上轨迹
天文学基础－恒星
39
大质量恒星的演化
M >2 M⊙
与小质量恒星演化的主要差别：
● 恒星内部的 H 核燃烧通过 CNO 循环进行，内部温度更高， 辐射压对恒星的力学平衡起更重要的作用，主序寿命更短
● 核反应的能量主要以对流的方式向外传递 ● 可以点燃 C,N,O 等更重的元素核燃烧 ● 最后的演化结局不同
分 子 云 中 小 质 量 恒 星 的 形 成
100K,1012/cm3
106 K,3000K 101学基础1－02恒2/星cm3
7×106K, 4500K 1025/cm3
恒星的演化过程
恒星的演化过程恒星是宇宙中最重要的天体之一，它的演化过程影响着其周围的行星和星际物质。
在它们的漫长寿命中，恒星会经历从云状物到恒星形成，从主序阶段到红巨星阶段的不同演化阶段。
下面是恒星的演化过程的详细介绍。
1. 恒星形成恒星形成是整个演化过程中最关键和复杂的环节。
它的过程可以分为分子云崩塌、原恒星盘和原恒星诞生三个阶段。
首先，在一团巨大的分子云内部，由于引力和压力的作用，分子云逐渐收缩，形成一个小密度的核心。
在这个过程中，核心的温度和密度会不断上升，最终会达到能够在核心内部引发核聚变的条件。
当核心密度达到一定程度时，尘埃和气体就会向中心集中形成一个原恒星盘。
在这个原恒星盘中，恒星原料会聚集在中心，并逐渐形成一个中心高温高压的核心，促进核聚变反应的发生。
最终，这个小小的原恒星核将演化为一个新的恒星。
2. 主序阶段主序阶段是恒星演化过程中最长久的阶段，可以持续几十亿年到上百亿年之久。
在这个阶段中，恒星主要通过核聚变反应产生能量，并向外辐射。
在主序阶段中，恒星的质量、半径、亮度和表面温度等特征会随着时间的推移而发生变化。
较小的恒星会持续发生氢-氦核聚变反应，燃料逐渐消耗，而更大的星体则会迅速用尽燃料，向更高级别的演化阶段过渡。
3. 红巨星阶段当恒星的氢燃料用尽后，核反应就会停止。
在某些情况下，它会向氦闪阶段过渡，然后再转到更高级别的演化阶段。
然而，对于大多数恒星来说，它们会开始释放氦核反应的能量，并向外膨胀。
在这个阶段中，恒星的半径会动态地扩大，使它看起来更亮、更红。
这就是著名的红巨星现象。
在红巨星阶段的末期，恒星的核心会因为冷却而停止氦核反应。
如果恒星的质量足够大，核心会在水平分支演化到达第三次重心，开始释放所有的核反应能量，这期间会在星内产生内爆 Supernova 或黑洞、中子星等极端对象。
如果不够大，则会进入梦幻巨星阶段。
4. 末期演化在恒星演化的末期，其演化路径会受其质量、金属丰度、旋转速度和其他参数等因素的影响。
恒星的演化阶段
大质量恒星的演化
铁核开始坍缩
▪ 大质量恒星中心的Fe核开始坍缩
▪ Fe核的密度、温度和引力飞速上升 中心Fe 核电子简并为地球大小
▪ 当电子简并压也不能支持引力 Fe核继续坍 缩到 T >= 1010 K，密度 > 10吨/cm3
• 10 倍电子简并支持的白矮星的密度
铁核加速坍缩
▪ 热伽马射线光子 光致离解 Fe 原子核 消 耗中心核的巨额热能 加速Fe核坍缩
▪ He核不再简并，C和更重的元素可以平稳燃烧。 核心区核反应所产能量主要以对流方式向外传 输
主序阶段H燃烧：CNO循环
▪ 净反应: 12C + 41H + 2e- 12C + 4He + 2v + 7γ ▪ 大质量恒星主序阶段，在H聚变为He的反应中，
• C仅作为一种催化剂 • N和O只是中间反应产物
▪ 当氖枯竭 氧燃烧 + Ne、C、He、H壳层燃 烧+…
▪ 当氧枯竭 …
演化的大质量恒 星内部结构类似 洋葱
脉动变星 Pulsating variable stars
▪ 主序恒星是稳定的
▪ 但主序后恒星并非如此，周期性交替变大变小 ，视为脉动变星
▪ 造父变星（Cepheid variables）：最高质量最 亮的脉动变星
• 原型：Delta Cepheid • 周光关系：测量邻近星系的距离
▪ 天琴座RR星变星 （RR Lyrae variables）：不 稳定的HB星（小质量恒星）
大质量恒星有高速星风
▪ Eta Carinae （船底座7）
▪ M = 100Msun ▪ L = 3x106Lsun ▪ HST：抛射的尘埃云在膨
▪ He核质量连续增长，但不形成简并He核 在 H-R图上，没有加速攀升的 RGB 和 AGB 阶段
恒星的演化过程示意图
恒星的演化过程示意图
恒星的寿命取 决于它的质量
星云的气体和尘埃一 旦紧缩成一颗原恒星 时.一颗恒星就诞生了
恒星的燃料消耗殆尽 时，它就会膨胀变成
巨星或超巨星
巨星或超巨星
原恒星
质量最大的ห้องสมุดไป่ตู้星遗留物 会形成黑洞，即使光也 无法从黑洞中逃逸出来
巨星或超巨星可能爆 炸成为超新星
超新星
小型和中等恒 星会变成红巨 星，而后又会
变成白矮星
白矮星
耗尽能量后就 变成黑矮星
黑洞
遗留物会变 成中子星
黑矮星
中子星
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
第一节恒星的演化
第一节恒星的演化一、小质量恒星根据传统恒星演化理论，恒星启动热核反应机制的临界质量是0.08 M⊙，M⊙为太阳质量，只要达到这个质量，恒星内部就开始发生热核反应。
恒星形态场演化模型认为，恒星演化初期，在核心区域由氢核加上电子通过聚变反应，生成氦核，参照太阳聚变反应模型。
进入主序星阶段以后，对流层中的氢原子去电子生成质子层，在质子层底部，质子通过聚变反应生成氦核。
在没有电子参与的情况下，聚变反应所需要的中子，通过拆分质子来获得。
聚变反应生成的氦核在星体中心结晶，生成氦核晶球。
对于小质量恒星而言，晶体内核质量场作用强度相对较低，氦核不会继续发生融合反应。
因而，小质量恒星为三层结构，从里到外依次为：氦核晶球、质子层和对流层。
在质子层和氦核晶球之间，是热核反应圈，发生着质子生成氦核的聚变反应，称H核反应源。
二、中等质量恒星以太阳为代表的中等质量恒星，前期先演化为红巨星，然后进入主序星阶段。
在主序星初期，星体核心是氦核组成的内核晶球。
在主序星中期，随着晶体内核质量场作用强度的增高，氦核将发生融合反应，两个氦核聚合在一起，生成8个核子数的原子核。
融合反应是递进式的，随着内核场强的不断升高，新生成的原子核将进一步合成更重的原子核。
根据复式原子模型，地球上的各种原子，除氢、氦以外，所有的原子核都为双层结构，如氧（168O）原子核，分为上下两层，每层有8个核子，整个原子核含有16个核子。
恒星内核发生融合反应，由2个氦核组成的8个核子原子核，是氧（168O）的单层原子核，用1/2（168O）表示，而不是铍（84Be）原子核。
同理，在递进式的融合反应过程中，由两个氧（168O）的单层原子核融合，生成的是硫（3216S）的单层原子核；再由两个硫（3216S）的单层原子核融合，生成的是锗（6432Ge）的单层原子核。
反应列式如下：不难发现，恒星内核中通过融合反应生成的锗元素（6432Ge），与地球上的锗元素（7232Ge）是不同的，锗（6432Ge ）原子核只含有64个核子，比锗（7232Ge）原子核少8个中子。
天文学课件-恒星的演化
爆發時間 (AD) 光度極大星等
185 ?
-8
393
-1
837 ?
-8 ?
1006
-10
1054
-5
1181
-1
1572
-4
1604
-3
1680
5?
1987
+2.9
發現者
遺跡
中國天文學家 RCW 86
中國天文學家
中國天文學家 IC 443
中/阿天文學家 SN 1006
中/日天文學家 Crab Nebula
O型星→藍超巨星→（紅超巨 星）→WR星→Ib/Ic型超新星 + 中子星/黑洞
高質量恒星的一生
(5) 超新星 (supernovae) 和超新星遺跡 (supernova remnants)
II/Ib/Ic型超新星—高質量恒星在演化末態發生的 劇烈爆炸。
星系M 51中的SN 1991T
特徵：
光度L～107-1010 L⊙，
低質量恒星的一生
行星狀星雲 (planetary nebulae)
低質量恒星在死亡時拋出的氣體包層，受到中 心高溫白矮星的輻射電離而發光。
通常為環形，年齡不超過~5×104 yr。
螺旋星雲 Helix Nebula
Ring Nebula
啞鈴星雲Dumbbell Nebula
Cat's Eye Nebula
恒星的一生就是一部和引力鬥爭的歷史！
Russell-Vogt 原理
如果恒星處於流體靜力學平衡和熱平 衡，而且它的能量來自內部的核反應，它 們的結構和演化就完全唯一地由初始品質 和化學豐度決定。
恒星演化時標
(1) 核時標 (nuclear timescale) 恒星輻射由核心區（約1/10品質）核反應產生的 所有能量的時間。 tn ＝ E/L ＝η△Mc2/L
2021年《太阳系的形成和恒星的演化》PPT课件文档
当恒星演变为主序星后，为什么接 下来会出现不同的演化过程呢？这
是受到什么因素影响呢？
主序星的质量决定了恒星日后的演化历程
太阳
红巨星
白矮星
黑矮星
星云
新的恒星
M/太阳质量 M<0.8 0.8≤M<8 M≥8
不同种类的恒星演化情况 恒星演化 自然死亡 恒星—红巨星 大恒星—超红巨星—超新 星—中子星（或黑洞）
第2节 太阳系的形成和恒星的演化
• 太阳系是怎样形 成的？太阳等各 种恒星诞生后， 还会发生变化吗？ 恒星真的永恒不 灭吗？
太阳系的形成
行星公转可以作为推论太阳系形成的依据
康德—拉普拉斯星云说
• 18世纪，德国哲学家康德和法国数学家拉 普拉斯提出了星云说：
剩余的星云进 一步收缩演化， 形成地球等行 星。
内盘温度高达 2000。C以上， 尘埃粒子全部 蒸发，内盘全 是气体，而圆 盘中心的气体 塌缩形成太阳
原始太阳是一 个扁平的、自 转的气体尘埃 圆盘
“星云说”还有存在不足 的地方，因此还有其他关 于太阳系形成的假说，如 “灾变说”等
恒星的演化
诞生 成长 成熟 衰老 死亡
星云 原恒星（幼年期） 主序星（成年期）
大恒星—超红巨星—超新星—
中子星 黑洞
大恒星—超红巨矮星
黑矮星
星云
新的恒星
阅读：P14:中子星
课堂总结
• 一、太阳系的形成及有关学说 • 二、不同恒星的演化过程（与恒星的质量
有关）
• 作业本
作业
100.生活就是那样，不留一丝余地，活下去似乎都需要很大的勇气 93.人生似树，只有删除了遗憾与悔恨的繁枝蔓节，才有属于自己的天空。 58.时间是单行道，过去了，回不来。 50.只要精神不滑坡，办法总比困难多。 95.没有灯的小路一样可以行走，只要心还在。 73.成功的人不是赢在起点，而是赢在转折点。 93.透过自己的失败，我们可以认识到自己的不足与局限，了解自己的不成熟之处。透过别人的失败我们同样可以受到很多启发，学到许多真知，从而可以使我们少走很多弯路。 47.永不放弃是人生要成功的一大因素，只要能够坚持，锲而不舍，终会到达成功的彼岸的。 1.人是可以快乐地生活的，只是我们自己选择了复杂，选择了叹息！ 36.经历过人生的风风雨雨，才能够丰富自己的阅历，理解人生的真谛。 92.不去追逐，永远不会拥有。不往前走，永远原地停留。 8.人生的修养，在于顿悟，也在于静修。 88.惟其痛苦，才有欢乐。——贝多芬 71.人生就是不断地放下，但令人痛心的是，没来得及好好与他们道别。 59.不能则学，不知则问，耻于问人，决无长进。 40.低头是一种能力，它不是自卑，也不是怯弱，它是清醒中的嬗变。有时，稍微低一下头，或者我们的人生路会更精彩。 99.我用坚强续写明天的谱，用执着走完未来的路。 66.种子牢记着雨滴献身的叮嘱，增强了冒尖的勇气。 57.无所求则无所获。 86.鱼跳龙门往上游。 100.人生，无所谓失去，只怕草谁地挥霍。生命有限，所有得到，最后终会失去。只要用心珍惜过，就不必太在意失去。花开花谢，四时更替，该走的谁也无法挽留，该来的谁也阻止不了。放开 怀抱，坦然面对，以喜悦之心迎接每一个清晨，以淡然之心送走每一个黄昏。不亵渎生命，就能最大限度迟滞失去。
恒星的形成和演化
恒星的形成和演化恒星是宇宙中最常见的天体之一，它们以其独特的形成和演化过程吸引了天文学家们的广泛关注。
本文将介绍恒星的形成和演化，以及相关的科学理论和观测证据。
一、恒星形成恒星的形成始于巨大的星际云，这些云由气体和尘埃组成。
这些云层庞大而稳定，但当某些因素引起扰动时，云会开始坍缩。
这个过程由引力主导，云的尘埃和气体开始聚集在一起形成更加密集的核心。
随着坍缩的进行，核心温度逐渐升高，气体压力也增加。
当核心达到足够高的温度和密度时，核聚变反应开始发生。
核聚变是恒星内部的核心反应，将氢聚变为氦，并释放出巨大的能量。
这是恒星形成的关键阶段。
二、恒星的演化1. 主序阶段恒星进入主序阶段后，它们将通过核聚变反应维持自身的稳定状态。
主序阶段的恒星以稳定的核聚变过程将氢转化为氦，并释放出能量。
这一过程持续数十亿年，恒星的亮度和温度取决于其质量。
质量较小的恒星会在主序阶段存在更长的时间。
2. 巨星阶段当恒星核心的氢被逐渐耗尽时，核聚变反应变得不稳定。
这意味着核心无法继续维持恒星的稳定状态，外层的气体开始膨胀。
恒星膨胀并变成红色巨星或超巨星，这是巨星阶段。
在这个阶段，恒星外层的膨胀使其亮度增加，但表面温度降低，呈现红色。
巨星的寿命相对较短，通常只有数百万到数十亿年的时间。
3. 恒星死亡当恒星的核心耗尽了可燃烧的氢和其他核燃料时，它们将进入末期阶段，即死亡阶段。
在这个阶段，恒星的演化取决于其质量。
对于质量较小的恒星，核心坍缩成为一颗致密的白矮星。
白矮星不再进行核聚变，因此逐渐冷却直至灭亡。
对于质量较大的恒星，核心坍缩时会释放出巨大的能量，引发超新星爆炸。
超新星爆炸将恒星外层物质抛射至周围的空间，形成新的星际云。
在某些情况下，超新星爆炸之后的残骸核心会坍缩成为黑洞或中子星，它们标志着恒星的最终演化阶段。
结论恒星的形成和演化是一个充满了奇妙过程的过程。
通过观测和理论建模，天文学家们逐渐揭示了这一宇宙中最重要的天体的奥秘。
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。
恒星是怎么演化的
恒星的演化是一个复杂而有趣的过程，它涉及到不同的物理现象和化学反应。
恒星的诞生恒星是由大量的气体和尘埃云在引力作用下聚集和坍缩而形成的。
这些云团称为星云或分子云，它们在宇宙中广泛分布。
当云团的密度和温度达到一定程度时，就会开始发生核聚变反应，将氢原子转化为氦原子，并释放出巨大的能量。
这样，一颗新的恒星就诞生了。
恒星的诞生是一个动态和多变的过程，它受到很多因素的影响，比如云团的质量、温度、旋转、磁场、湍流等。
这些因素会影响恒星的形成速率、形状、大小、亮度等特征。
恒星的诞生也会对周围环境产生影响，比如产生强烈的风、射线、激波等。
主序星阶段这是恒星生命中最长久和最稳定的阶段，也是大多数恒星所处的阶段。
在这个阶段，恒星的核心继续进行氢核聚变反应，维持着恒星的光度和温度。
主序星的寿命取决于它们的质量，质量越大，寿命越短。
例如，太阳是一颗中等质量的主序星，它的寿命大约是100亿年。
主序星阶段是恒星演化中最简单和最容易理解的阶段，它遵循一个基本的规律：质量-光度关系。
这个关系表明，恒星的光度（即发出能量的速率）与其质量（即包含物质的数量）有一个幂函数关系。
一般来说，质量越大，光度越高。
例如，一颗质量是太阳10倍的恒星，其光度大约是太阳3000倍。
红巨星阶段当恒星的核心耗尽了氢燃料时，它就会离开主序星阶段，并开始膨胀和冷却。
这时，恒星的外层会进行氢壳层燃烧，并将氦原子堆积在核心中。
当核心达到足够高的温度时，就会开始进行氦核聚变反应，将氦原子转化为碳、氧等更重的元素。
这样，恒星就变成了一颗红巨星。
红巨星阶段是恒星演化中最复杂和最多样化的阶段，它涉及到很多不同类型和过程的核反应。
除了氢壳层燃烧和氦核聚变之外，还有其他更重元素（如碳、氮、氧等）之间的核反应，以及不同层次之间的能量传递和物质混合等现象。
这些现象会导致恒星表面温度、光度、半径等特征发生周期性或随机性的变化。
白矮星阶段当恒星的核心耗尽了氦燃料时，它就会停止进行任何核反应，并逐渐收缩成一个由电子简并压力支撑的致密球体。
浅析不同质量恒星主序后的演化
浅析不同质量恒星主序后的演化恒星是宇宙中最常见的天体，它们在形成后会在它们的主序阶段经历几倍到几千倍的年龄。
恒星的生命历程是由质量决定的，在它们的主序阶段中它们的质量越大，其内部核反应速率就越快，其寿命就越短，它们也会更短地离开主序。
本文将简要分析不同质量恒星在它们的主序后发生的演化。
质量较小的恒星质量较小的恒星是指质量小于太阳质量的恒星（当然小行星和彗星不在此列）。
这种恒星通常被称为红矮星，它们约占所有恒星的70％，在宇宙中十分广泛。
红矮星主序期一般持续数十亿年，当它们耗尽核心的氢时，它们会变成白矮星，而不会像大质量恒星那样变成超新星。
它们的质量太小，内部的压力无法产生核聚变，当它们耗尽所有的氢时，无法继续合成更重的元素从而终止了它们的核融合。
在主序后期，红矮星的核融合速率非常缓慢，但它们的温度和亮度也会下降，它们会变得更暗并逐渐变成黑矮星。
然而，白矮星需要数十亿年才能达到黑矮星状态。
质量较大的恒星在它们的主序后阶段通常会演化成红巨星，直到氦核在中心形成并开始燃烧，从而产生更强烈的引力。
接下来，恒星的核就被挤压成一个非常紧密的、高温和高密度的球体，可称为红矮星核。
在一些星体中，核心压力足以引起进一步核融合，但在大多数恒星中，最终内部的核聚变也会停止。
恒星的内部会非常热，比如太阳表面的温度是5500°C，而太阳心部温度则高达1500万°C，大质量的恒星比太阳热得多，因此在恒星外表膨胀和收缩期间，巨星的外层物质将扩散到星周的更远距离，形成星云。
在最后一阶段，巨星将失去其外层大部分质量，最终变为白矮星或中子星。
表面温度约为11000°C以下的恒星表面温度约为11000°C以下的恒星被称为K型星，它们的质量通常在太阳质量的0.5倍到1.2倍之间。
像红矮星一样，它们的内部核融合速率很缓慢，可以持续数十亿年的主序期。
在这段时间里，它们会逐渐变冷，直到它们的光度变得非常微弱。
浅析不同质量恒星主序后的演化
浅析不同质量恒星主序后的演化
恒星是宇宙中最常见的天体，它们经历着不同的演化过程。
本文将浅析不同质量恒星
主序后的演化。
主序星是处于恒星演化的一种阶段，它是通过核聚变反应在核心中融合氢为氦而形成的。
一颗质量较小的主序星，在核心的氢燃烧耗尽后，它的外层将会膨胀并形成红巨星。
红巨星的核心会继续收缩，而外壳会膨胀得更大。
最终，红巨星的外层将会膨胀到足够大，形成一个行星状星云。
接下来，红巨星的核心将会塌缩，形成一颗白矮星，并在演化的过
程中逐渐冷却。
一颗质量较大的主序星，其演化过程则略有不同。
当核心的氢耗尽时，它将会经历一
连串的核融合反应，融合氦和其他更重的元素。
这将导致周围的外层逐渐膨胀，形成一个
红超巨星。
当核心的燃料耗尽时，核心塌缩并发生剧烈的爆发，形成一个超新星。
超新星
爆发会释放出巨大的能量，导致外层物质被抛出形成一个超新星残骸，而核心则会塌缩成
一颗中子星或黑洞。
还有一种质量较低的恒星，被称为棕矮星。
棕矮星的质量不足以引发核聚变反应，因
此它们不能成为主序星。
棕矮星的演化过程相对较慢，它们将逐渐冷却并变暗。
不同质量的主序星会经历不同的演化过程。
质量较小的主序星将演化成红巨星和白矮星，质量较大的主序星将演化成红超巨星和超新星，而质量不足以引发核聚变反应的恒星
则演化成棕矮星。
这些演化过程是恒星在宇宙中的必然发展。
大质量恒星的演化
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内环的演化
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超新星1054、蟹状星云和脉冲星
▪ 1054年，中国宋朝，金牛座客星 (guest star) ▪ 白天可见三周，很亮三个月 ▪ 典型的 II型超新星 ▪ 目前：一个膨胀的遗迹星云（即著名的蟹状星
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1。 大质量恒星的演化
▪ 大质量(>3[8]Msun)恒星与小质量恒星大相径庭：
• 光度可达太阳的数千甚至数百万倍 • 在短时间内消耗巨额核燃料，主序寿命显著变短
▪ 不同的演化和归宿仍然受相同的物理规律支配， 即引力和压力的平衡, 以及决定这种平衡的核反 应率
▪ 内部温度更高，恒星内部H燃烧通过CNO循环 进行，辐射压对维持恒星的力学平衡起更大作 用
HST
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第谷Ia型超新星
▪ 1572年，第谷发现 的一颗热核爆炸超 新星
▪ 最亮视星等：-4
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第谷Ia型超新星遗迹
▪ 遗迹中包含了硅、 铁和其它在X射线波 段发光的重元素 （绿色和红色）
▪ 激波波前（蓝色薄 层）正以7500千米/ 秒的速度向外膨胀
▪ 中心无致密天体
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RCW 86 SNR G11.2-0.3 RX J1713.7-3946? IC 443 SN 1006 Ia型 Crab Nebula 3C 58 RX J0852.0-4622 Tycho Kepler
5?
John lamsteed