第六章恒星演化和白矮星2
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璀璨的天体之一，它们在漫长的星际历史中扮演着极其重要的角色。
从星际云气到白矮星的转变，是恒星生命历程中的重要环节。
本文将深入探讨这一演化过程，展示每一步的物理机制、时间尺度和最终形成的天体特征。
1. 星际云气的形成恒星的诞生起源于星际介质，主要由氢、氦及一些重元素组成。
当这些气体和尘埃聚集到一起并达到一定的密度与温度时，就会形成恒星形成前的前身——分子云。
分子云是寒冷而致密的区域，通常是数百到数千个太阳质量的物质聚集在一起。
在引力作用下，分子云内部的不规则结构开始坍缩。
随着物质逐渐集中，中心部分的温度和压力逐渐升高，并形成原恒星。
这一过程可能持续数十万年甚至更长。
在这一阶段，云气中的氢原子因温度升高而开始碰撞并结合，在某种条件下可形成氦原子。
2. 原恒星阶段随着原恒星的形成，内核逐渐积聚更多物质，导致温度不断升高。
当温度达到约1000万开尔文时，氢核聚变开始发生，可以释放出巨大的能量。
这一过程称为核聚变反应，是恒星能量的主要来源，也标志着一个新恒星的真正诞生。
在这个阶段，恒星将不再处于静态平衡状态，而是以一定速率向外释放能量。
同时，外层继续吞噬周围物质，使得恒星逐渐增大。
在持续吸积和核聚变反应的作用下，原恒星会不断发光并变得更加热。
而整颗星体随着时间推移也会逐渐进入主序阶段。
3. 主序阶段主序阶段是恒星生命中最长的一部分，占据了恒星生命周期的大约90%。
在这个阶段内，恒星内部通过核聚变将氢转化为氦，而所释放出的能量使得恒星能够抵抗因自身重力所产生的坍缩。
这种平衡被称为”稳态”，使得恒星保持一定的大小和亮度。
主序体中，有不同质量和亮度的恒星，如太阳是一颗中等质量的从恒星。
不同质量的恒星拥有不同生命周期，其主序期也不尽相同。
一般来说，质量较大的恒星其主序期较短，约几百万年，而像太阳这样质量较小的恒星可维持近百亿年。
4. 核聚变走向死亡随着时间推移，核心中的氢燃料逐渐耗尽，终究会导致核聚变反应减弱。
恒星的结构及其演化过程
恒星的结构及其演化过程宇宙中的恒星是我们观察到的最常见的天体之一。
它们由气体和尘埃构成，经过数百万年的持续压缩和引力作用而形成。
恒星所发生的各种化学和物理过程塑造了它们的性质和演化，从而使人们对宇宙本身产生了更深刻的了解。
一、恒星的结构恒星的结构与物理性质密不可分，主要有以下四个部分组成。
（一）核心恒星的核心是它最重要的部分，可能占恒星总质量的10%至20%，但它却是恒星的引擎，燃烧氢元素并制造能源。
核心的温度很高，可以达到10亿度，压力也非常高，会使物质变得粘稠。
在核心，氢气通常以热核反应的方式燃烧，产生氦和能量。
这种反应是恒星的“核心聚变”，它提供了恒星的绝大部分能源。
（二）辐射区辐射区是位于恒星核心之外的区域，此区域还是通过辐射将能量从核心传递到恒星表面的区域。
由于在这个区域中存在着大量的光子，因此能量以光的形式传递。
（三）对流区恒星最外层的温度较低，通过对流将能量从恒星内部向上移动，由恒星的气体形成，并沿着恒星的表面向外运动。
这个过程常被称为“对流”。
（四）边界区边界区是指恒星与周围物质所接触的区域。
在边界区，恒星通过吸收周围物质来增加质量。
同时，边界区也是恒星辐射的区域，恒星辐射的边界区是由物质碰撞释放出的光和其他电磁辐射构成的。
二、恒星的演化恒星经历了多个阶段，其演化过程通常是由它们的质量所决定的。
大多数的恒星演化情况如下：（一）聚变阶段在这个阶段，恒星的核心燃烧氢元素，不断地制造氦和能量。
恒星最初的形成阶段通常是它们最亮的时期。
（二）子巨星或巨星阶段在恒星演化的后期，核心燃烧氢元素的能量减弱，星内压力下降，外部大气层也会膨胀，形成一个巨大的气体团。
这就是最终的“巨星阶段”。
（三）白矮星或中子星阶段恒星的演化最终会导致核心的崩塌。
通常情况下，恒星的质量越大，其生命就越短，它们最终会成为一颗白矮星或中子星。
这两种天体都非常稳定，但它们的形态和构造与恒星的核心燃烧阶段截然不同。
在白矮星或中子星的情况下，它们所释放出的能量是非常强大的，在宇宙中扮演着特殊的角色。
恒星演化的主要阶段和特征
恒星演化是指从恒星形成到死亡的过程。
恒星的演化主要包括以下几个阶段：
1. 恒星形成阶段：在星云中形成原恒星，通过引力作用将气体和尘埃吸积聚集，温度和密度逐渐升高，最后形成恒星。
这个阶段通常会持续几百万年。
2. 主序星阶段：在这个阶段，恒星处于稳定的状态，核心中的氢原子核不断发生核聚变反应，产生大量能量，维持其亮度和温度。
这个阶段的长度取决于恒星的质量，太阳的主序星阶段大约持续100亿年。
3. 红巨星阶段：当恒星核心中的氢原子核耗尽时，核聚变反应停止，外层物质不断膨胀，恒星体积庞大，表面温度降低，亮度增加，进入红巨星阶段。
这个阶段的长度也与恒星的质量有关，太阳的红巨星阶段大约会持续5亿年。
4. 行星状星云阶段：在恒星的外层物质逐渐膨胀的过程中，恒星会逐渐失去大部分物质，外层物质被抛射出去形成行星状星云。
这个阶段通常只持续几万年。
5. 白矮星阶段：在恒星失去大部分物质后，其核心会逐渐冷却并收缩，最终形成一个致密的球状天体，即白矮星。
这个阶段的长度取决
于恒星的质量，太阳的白矮星阶段预计会持续约100亿年。
6. 中子星或黑洞阶段：如果恒星的质量足够大，在白矮星阶段结束后，其核心会继续收缩，形成中子星或黑洞。
这个阶段的长度也取决于恒星的质量和初始构成。
总体来说，恒星演化的主要特征是其质量和演化阶段的变化，不同质量的恒星会有不同的演化轨迹和时间。
同时，随着恒星的演化，其表面温度、亮度、大小和颜色等特征也会发生显著变化。
物理学概念知识：主序星的演化和白矮星
物理学概念知识：主序星的演化和白矮星主序星的演化和白矮星主序星是天体物理学中一个非常重要的概念，它描述的是恒星的一种特殊状态，也是很多天文学问题的基础概念之一。
主序星的演化和白矮星之间有着密不可分的关系，对于深入了解恒星的内在机制和演化过程非常有帮助。
主序星是指恒星的一种特殊状态，它的基本特征是恒星内部的核聚变反应处于平衡状态。
恒星的形态、光度和表面温度都与其质量密切相关，质量越大的主序星表面温度越高，光度也越大。
质量较小的主序星则表面温度较低，光度也较小。
主序星的寿命也与质量有关，质量较大的主序星寿命相对较短，质量较小的主序星则寿命相对较长。
在恒星形成的初期，原恒星在分子云中形成并开始聚集物质，一旦质量达到几倍太阳质量，就会形成一个主序星，而这个主序星的演变也会进入不同的阶段。
主序星演化的关键在于核聚变反应的变化。
核聚变反应是恒星维持平衡的重要机制，其能量来源于核反应。
核聚变反应中，氢原子核聚变成氦原子核释放出大量能量，这使得恒星能够维持自身的温度和压力。
质量在1到8倍太阳质量之间的主序星，在核聚变反应结束后会变成红巨星。
当主序星内部的氢耗尽时，压力和温度会下降，恒星的外层会膨胀，成为红巨星。
而质量小于1倍太阳质量的主序星则会演化为红矮星，它的能量来自氢的核聚变反应，但由于质量较小，核反应速率低，能量和光度都较低。
红巨星阶段的特征是体积庞大，表面温度低。
它的氦核聚变反应会继续发生，红巨星的能量来自于氦核与氢壳燃烧所产生的热量。
红巨星在这个阶段持续约5000年，最终氦中子结构不稳定，会坍缩并释放能量成为超新星爆发。
而与之相应的，质量较小的红矮星则可以持续发光数百亿年，时间远远超过宇宙年龄的90%。
超新星爆发之后，主序星会演变成为白矮星，它是一种密度极高、体积极小的天体。
白矮星的质量通常在0.1到1.4倍太阳质量之间，但体积只有地球的几倍。
白矮星在聚变晚期，氢和氦已经耗尽，温度和压力都很低，核聚变反应停止，但是由于白矮星内部存在极高的密度，电子与原子核可以形成简并态，此时它的能量来源来源于电子态能级，因此，白矮星的表面温度非常低，只有几千度，但是密度极高，几乎不留下空隙，因此具有非常强的引力场。
简单介绍恒星的演化过程
简单介绍恒星的演化过程恒星并不是一成不变的，随着时间的演化，不断有能量以辐射的形式从恒星表面释放出来，这些能量主要有两个来源：引力势能和核能。
在能量释放过程中，恒星结构将发生改变，其演化性质强烈依赖于恒星初始质量和化学组成。
通过结合物理定律和实验观测结果，一定程度上可以确定恒星的演化规律。
一般而言，恒星的演化可分为三个阶段：主要由恒星引力收缩提供能量的主序前（pre-main sequence）阶段、由恒星核心处的氢到氦的核聚变反应提供能量的主序（main sequence）阶段、以及待恒星核心处的氢消耗殆尽后，由氦、碳或更重元素的燃烧提供能量的主序后（post-main sequence）阶段。
主序一词来源于观测到的恒星光度（luminosity）和有效温度在Hertzsprung-Russell 图上的分布形式，其中大多数恒星位于一条从左上角贯穿到右下角的被称为主序带的带状区域内，这类恒星被称为主序星（main-sequence star），也叫矮星（dwarf）。
位于主序带上方的恒星主要为巨星（giant），在相同的颜色或者说温度下，巨星的尺寸和光度通常比矮星更大。
位于主序带下方的主要为白矮星（white dwarf），白矮星不是主序星，它是中小质量恒星的演化终点，靠电子简并压抵抗重力而稳定存在。
本文将对一般恒星的演化过程进行简要介绍。
主序前阶段恒星的形成始于巨分子云（giant molecular cloud）中的引力不稳定现象，通常由不同分子云或星系间的碰撞、大质量恒星的辐射压、临近的超新星（supernova）爆发、星际介质中膨胀的气泡所引发。
当一个区域内的物质密度高到足以满足Jeans 不稳定性标准时，它开始在自身的引力效应下收缩。
随着收缩过程的进行，分子云的引力势能转化为热能，云内气体的密度和温度不断上升。
当原恒星云（protostellar cloud）接近达到流体静力学平衡的稳定条件时，便会在其核心处形成原恒星（protostar）。
恒星的形成与演化
恒星的形成与演化恒星是宇宙中最基本的组成部分之一，它们是由暗云中的气体和尘埃聚集而成的。
恒星的形成与演化不仅对于人类理解宇宙的本质非常重要，同时也是天文学研究中很重要的一部分。
本文将全面探讨恒星形成与演化的过程。
恒星的形成恒星形成的过程是一个漫长而复杂的过程，一般被认为包括以下几个阶段：1.气体坍缩阶段：恒星形成的第一步是气体和尘埃开始缩小并坍缩，这个过程通常被称为分子云坍缩。
这些云的坍缩可能是由于一些外部原因，如星际爆发，也可能是由于重力把松散云团中的气体和尘埃聚集在一起。
2.原恒星阶段：当分子云坍缩到一定程度时，其中的气体和尘埃变得非常密集，并在核心周围形成了一个叫做原恒星的区域。
在这个区域，原始物质开始被吸积到原恒星中，这个过程会持续数百万年，最终形成一个耀眼的恒星。
3.主序星阶段：当一个恒星形成后，它会进入主序星阶段。
在这个阶段，恒星的核心温度和压力足以支撑核聚变，在这个过程中，氢原子被融合成氦原子，并释放出大量的能量。
恒星会一直处于主序星阶段，直到它的核燃料用尽。
恒星的演化恒星的演化取决于恒星的初始质量，例如，比太阳质量低的恒星可能会花费数十亿年来消耗自己的燃料，并最终变成红矮星。
然而，具有更大质量的恒星则可能会经历许多阶段，包括红巨星和超新星爆炸。
1.红巨星阶段：当一颗恒星消耗完在它的核心中的氢和把它周围的气体“吹”走以后，恒星会进入红巨星阶段。
在这个阶段，恒星的半径会膨胀数十倍，温度会降低，并开始消耗它的氢外层，形成更重的元素。
2.白矮星阶段：当一颗恒星核心的燃料用尽时，核心会塌缩并变成一颗超致密的白矮星。
白矮星通常只有太阳质量的一半，却被压缩成只有地球大小。
白矮星会不断冷却并逐渐失去能量，最终变成一颗黑矮星。
3.超新星阶段：当具有足够质量的恒星耗尽核燃料时，其核心将塌缩而形成一颗极度致密的中子星，或者在一次强烈的超新星爆炸中猛烈地释放出核融合产生的能量，并把大量的物质射出到宇宙中。
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
恒星演化的各个阶段
恒星演化的各个阶段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高温而引起了科学家们的极大兴趣。
恒星的演化是一个复杂而精彩的过程，它经历了多个阶段，包括恒星形成、主序阶段、巨星阶段和末期演化等。
本文将详细介绍恒星演化的各个阶段。
恒星形成是恒星演化的第一个阶段。
恒星形成通常发生在星云中，星云是由气体和尘埃组成的巨大云团。
当星云中的某个区域开始收缩时，由于引力的作用，气体和尘埃开始聚集在一起形成一个更为密集的区域，称为原恒星。
随着原恒星的继续收缩，温度和压力逐渐增加，最终在核心形成了足够高的温度和压力，引发了核聚变反应，从而成为一个恒星。
恒星的主序阶段是其演化的第二个阶段。
在主序阶段，恒星的核心维持着稳定的核聚变反应，将氢转化为氦。
这个过程产生了巨大的能量，使恒星能够持续地辐射光和热。
主序阶段的恒星被称为主序星，它们的光度和温度与质量密切相关。
质量较小的恒星在主序阶段可以持续数十亿年，而质量较大的恒星则只能持续数百万年。
当恒星的核心耗尽了大部分氢时，它进入了巨星阶段。
在这个阶段，恒星的核心开始收缩，外层的氢层逐渐膨胀。
这个过程使得恒星的体积急剧增大，光度也会显著增加。
巨星阶段的恒星通常会变得非常亮，并且可能会发展成红巨星或超巨星。
红巨星是质量较小的恒星，在核心耗尽氢后膨胀，体积增大。
而超巨星则是质量较大的恒星，在核心耗尽氢后变得更加庞大。
恒星的末期演化是其最后一个阶段。
当恒星的核心耗尽了氦，它会再次收缩并产生更高的温度和压力。
在这个过程中，核心可能会发生碳、氧和其他重元素的核聚变反应，产生更多的能量。
这个阶段的恒星被称为白矮星。
白矮星的质量非常大，但体积非常小，因此它们的密度非常高。
白矮星最终会冷却下来，不再发光，成为一个黑矮星。
总结起来，恒星演化经历了恒星形成、主序阶段、巨星阶段和末期演化等多个阶段。
每个阶段都有其独特的特征和发展过程。
了解恒星演化的各个阶段对于我们理解宇宙的演化和恒星的性质至关重要。
恒星的演化过程及其终结方式
恒星的演化过程及其终结方式恒星是宇宙中最基本的天体之一，它的演化过程可以说是宇宙中最为壮观的过程之一。
恒星形成于星际物质的凝聚中，其燃烧核心通过核聚变反应产生能量，以维持恒星的稳定状态。
这个过程中，恒星经历了多个演化阶段，最终以不同的方式结束其生命。
第一个阶段是主序星阶段。
在这个阶段，恒星的燃料主要是氢，通过核聚变反应产生能量，维持恒星的稳定。
这个阶段可以维持数十亿年，最终在氢燃料耗尽后，恒星就会进入下一个阶段。
第二个阶段是红巨星阶段。
当恒星主序星阶段结束后，氢燃料耗尽，核心会在引力作用下坍缩，使得氦燃料在核心内变得可以被燃烧。
然而，在此过程中，核心膨胀，使得星体整体膨胀，表面温度降低，这时就变成了红巨星。
第三个阶段是白矮星阶段。
这个阶段是恒星演化中最后的阶段，也是最为稳定的一个阶段。
在这个阶段，核心中的燃料耗尽后，外层物质会逐渐排放出来，使得核心逐渐收缩。
当核心收缩到足够小的程度时，引力将其全部压缩成一个极为致密的球体，即白矮星。
最后一个阶段是超新星阶段。
如果恒星足够大，那么在白矮星阶段会出现导致引力崩塌的情况。
在这种情况下，核心会发生爆炸，产生极为强烈的能量，这就是超新星。
超新星爆发会将核心内部元素释放出来，形成新的星际物质，成为新的恒星和行星的来源。
总之，恒星的演化过程十分复杂，包括主序星阶段、红巨星阶段、白矮星阶段和超新星阶段。
这个过程不仅告诉我们恒星的构成和起源，也有助于我们更好地理解宇宙的演化过程。
同时，对于人类探索宇宙、理解宇宙的起源和未来有很重要的指导意义。
恒星演化的主要过程和结果
恒星演化的主要过程和结果
恒星演化是指恒星从形成到灭亡的整个过程。
以下是恒星演化的主要过程和结果：
1. 恒星形成：恒星形成于巨大的分子云中，当分子云内部达到足够高的密度和温度时，引力会使得物质坍缩形成原恒星。
2. 主序阶段：一颗恒星进入主序阶段后，核反应将氢转化为氦，释放出能量使恒星保持稳定与平衡。
3. 红巨星阶段：主序阶段结束后，恒星的核心会耗尽氢燃料，核反应减弱，外层气体膨胀形成红巨星。
大部分低质量恒星（比如太阳）将经历这一阶段。
4. 行星状星云阶段：在红巨星阶段结束后，恒星的外层气体会被甩出形成一个亮度较高的行星状星云，恒星内部的核心则变成白矮星。
5. 猎户座餘星：当恒星质量较高时（大约8至20倍太阳质量），在核心氢燃料耗尽后，核心会塌缩并引发更强烈的核反应，形成高温和高能量的恒星，这就是餘星。
6. 超新星爆发：当恒星质量超过20倍太阳质量，核心耗尽核燃料后将发生剧烈的超新星爆发。
爆发过程中，恒星会释放出极大的能量和物质，有些物质形成中子星或黑洞。
7. 白矮星：低质量恒星在红巨星阶段结束后，核心会成为非常密集的物质，形成白矮星。
白矮星的核心由电子形成，没有核反应维持，它们会逐渐冷却变暗。
8. 中子星或黑洞：在超新星爆发后，留下的残骸可能会形成中子星或黑洞。
中子星是极为致密的恒星遗骸，几乎完全由中子组成。
黑洞是更极端和更致密的恒星遗骸，具有极强的引力场。
这些过程和结果可能会因恒星质量、旋转速度以及初始成分等因素的不同而有所差异。
整个恒星演化过程是宇宙中星系和行星系的重要组成部分，也对太阳系的形成和生命的起源产生了深远影响。
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
恒星的形成与演化恒星是宇宙中最基本的物质单位，是维系宇宙稳定的重要因素。
恒星的形成与演化是天文学研究的重点之一，本文将从不同角度介绍恒星的形成和演化。
一、恒星的形成恒星的形成是由分子云的坍缩和聚集开始的。
分子云是指一个由分子、气体和尘埃组成的巨大云团，其中含有大量的氢和少量的其他元素。
由于内部密度高于周围环境，其中的气体会逐渐致密，最终引发一些小尺度的密度波动，形成更加稠密的球状物质。
当这些物质聚集到一定程度时，会进一步引起重力坍缩，从而形成了一个更加密集的球形物质。
当物质坍缩到足够小的尺度时，其内部温度会逐渐升高，激发原子的电子跃迁和集体振动，从而释放出一部分能量。
随着内部温度的升高，物质会逐渐变成等离子体状态，其中自由电子迅速地与氢原子核相互碰撞，释放出更多的热量。
最终，物质内部的温度会达到高达数百万摄氏度的状态，形成了一个恒星核心。
恒星核心的升温和压缩会释放出极为强烈的辐射和巨大的能量，从而推动周围物质向外扩散。
这些物质会与分子云相互作用，形成一个更大的星云，恒星的形成过程也因此完成。
二、恒星的演化恒星的演化可以分为主序星、巨星、白矮星和超新星四个阶段。
主序星是处于恒星演化的第一阶段，亦称为恒星的幼年期。
主序星是恒星演化过程中最主要的状态，其核心的温度和密度足以支持核融合反应，从而将氢发生聚变生成氦。
聚变过程释放出大量的能量，导致主序星辐射出大量的光和热。
巨星是恒星演化的第二个阶段，此时恒星的核心聚变可以生成重元素，如氧、碳和铁等元素。
巨星的体积比主序星大得多，内部温度和压力也更加高。
相应的，巨星的表面温度会降低，辐射光的波长也会变长。
白矮星是恒星演化的第三个阶段，多半是体积较小的恒星。
当一颗巨星核心的燃料全部燃尽后，核心会逐渐坍缩和冷却，最终成为一个小而稠密的白矮星。
由于其内部没有了持续的能量来源，白矮星不再释放辐射能量。
超新星是恒星演化过程中最后一个阶段，通常是恒星体积较大的情况下会发生。
恒星一生经历的演化
恒星一生经历的演化恒星是宇宙中最常见的天体之一，它们存在于各种大小和形状的星系中。
恒星的演化是十分有趣的领域，因为它可以协助人类更好地了解宇宙的历史以及更多的恒星现象。
恒星从形成到死亡经历了一系列复杂的变化。
它们的演化过程可以通过各种手段来研究，例如天体物理学、光谱学、星际化学、计算机模拟等。
下面我们将从恒星的形成开始，简单介绍一下恒星一生经历的演化。
恒星的形成恒星的形成是通过分子云的重力塌缩开始的。
分子云中的气体和尘埃被引力引导向中心，而更大和密集的团块形成了原恒星周围的原始环或盘。
原始盘继续塌缩和旋转，在其中形成了恒星的结构。
在这个阶段，原星团模型是最流行的模型之一。
恒星形成过程中的母体质量几乎全部流失，并在幼年时期通过吸积周围的物质来增加质量。
主序星当恒星的中心密度足够高时，核心内温度会升高至足以点燃氢聚变核反应，创建了一种放射能源的反应。
此时，恒星成为主序星，这是一种稳定的状态，可以持续数千亿年。
主序星的大小、亮度、温度和色谱类型取决于它的质量。
在主序阶段，恒星的演化主要是由核合成和质量减少两个过程决定的。
核合成的过程会将氢和其他轻元素融合成重元素，释放出大量的热和光能。
质量减少的过程则是通过核聚变过程中氢的消耗造成的。
当恒星从主序星进入后期时，核心内的氢将耗尽，恒星将进入更多的阶段。
红巨星当恒星的核心内只剩下一小部分氢时，核心会逐渐膨胀并变得更热，引发了更多的核反应，从而将恒星变成更大和更亮的红巨星。
在红巨星阶段，氢的外层逐渐膨胀并稀释，最终变得太稀薄而不能维持核反应的能量平衡。
此时恒星会向外吹出自己表面的大量物质形成行星状星云，这类星云大多有强烈的红外线辐射。
行星状星云具有各种形状，例如圆盘，勺形，蝴蝶型等，是宇宙中最美丽的天体之一。
白矮星当红巨星的所有燃料都被消耗殆尽时，核心内将不再有足够的能量平衡引力的作用，这样核心就会崩溃成一颗高密度，高温度的物质，形成了一颗白矮星。
白矮星的大小只有原来的一半左右，但密度却达到了原来的10万倍以上。
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。
太阳的形成(恒星的演化过程 )
【摘 要】恒星的演化史可为四大阶段：引力收缩阶段，主星序阶段，红巨星阶段和晚期阶段，在恒星演化过程中还伴随着元素的形成和生命物质的产生。本文简单叙述了恒星的诞生、演化及衰亡过程,展示了恒星的存在历程,同时表明了恒星这类重要天体的起源及演化规律。描绘了恒星在星际气体尘埃中诞生,在主星序阶段稳定演化并伴随着各种重元素的形成,最后以白矮星,中子星或黑洞结束一生画面。
2.3赫罗图
恒星表面温度是描述恒星性质的重要参量。由于不同的温度,恒星表现出不同的颜色。我们可以通过恒星颜色大致判断其温度,通过光谱分析准确测定其温度数值。由于距离的原因我们看到的恒星亮度并不代表其实际温度,这样,我们利用表示恒星总辐射功率的光度来描述恒星。当然高度可以由目视亮度和距离借助一定关系式求出。这样我们天文学家用恒星的表面温度和光度作为坐标轴组成关系图,这就是赫罗图(HR图)。恒星可用HR图中的一点表示出来。这样就把所观测到的恒星依据表面温度和光度这两个可以测量的量作为判据加以排序。图1是邻近太阳的恒星在赫罗图中的分布。不难发现除个别恒星的点落在左下方或右上方的位置,多数恒星的表面温度和光度在图中的点落在一条由左上方向右下方延伸的狭长带内,称这个狭长带为主星序。多数恒星处于主星序内,这说明恒星的表面温度和光度都不是随机分布的,而是具有一定的星序,恒星在主星序停留的时间最长。表面温度为T的恒星的辐射近似于同温下的黑体辐射,满足关系式L=4πR2·KT4,其中L为光度,K为斯—玻常数,R为恒星半径。所以当T相同时,光度L小则半径R也小,L大R也大。而且M∝R。因此说沿着主星序向下,恒星质量逐渐减小。光度与颜色都相同的恒星有相同的质量。由质—光关系式L/L0≈103(μ4/H)( m/M0)4。其中L为光度,L0、M0分别是太阳的光度和质量,μ、H分别是恒星物质的平均分子量和不透明度。可以看出恒星的光度L与半径R无关,但与它的质量三次方成正比。这也表明恒星质量沿主星序向下而迅速减小。如图2恒星的表面温度、光度、半径、质量这些参数之间结成一定关系,这种关系决定了恒星在演化过程中在赫罗图中位置的移动。赫罗图为研究恒星演化问题提供了重要实测基础。
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。
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）
白矮星的演化与特征分析
白矮星的演化与特征分析白矮星是宇宙中一种非常稳定的天体，它们是恒星演化的最终阶段。
尽管白矮星的大小只有地球的几倍，但它们仍然是极其致密且异常热的物体。
本文将分析白矮星的演化过程以及它们的特征。
白矮星的演化始于恒星的主序阶段。
当恒星燃烧主要燃料时，核聚变过程会产生大量能量来对抗恒星内部的引力。
然而，当恒星燃尽燃料时，核聚变过程会停止，恒星内部的引力将开始占据主导地位。
这时，恒星会塌缩成一个非常紧密的物体，即白矮星。
白矮星的特征之一就是它们的质量越小，密度越大。
这是因为在恒星燃尽燃料之后，核聚变过程停止，核反应释放的能量不再能够抵抗恒星内部的引力。
所以，白矮星在塌缩过程中，会将原来的质量由数个太阳质量缩小到只有地球质量的几倍，但仍然保持着原有的质量。
这种致密度极高的天体使得白矮星成为宇宙中最致密的物体之一。
另一个白矮星的特征是它们的演化速度非常慢。
尽管白矮星的质量非常大，但它们的表面温度却非常低。
这是因为白矮星没有新的能量来源，只能通过辐射来释放能量。
由于温度低，辐射能量非常有限，所以白矮星的演化速度非常慢。
根据计算，白矮星的演化时间将超过宇宙的寿命，因此它们可以长时间稳定存在。
此外，白矮星还具有很强的磁场。
尽管磁场产生的机制还不完全清楚，但观测表明，白矮星的磁场非常强大，并且极不规则。
这种强磁场可能是由于恒星演化过程中物质运动的复杂性所导致的。
磁场的存在使得白矮星表面有一些特殊的现象，比如磁场线圈和强磁场引起的辐射现象。
这些现象使得白矮星成为研究物理和天体学的重要领域之一。
总结起来，白矮星是恒星演化的最终阶段，它们具有极高的致密度和强磁场。
尽管白矮星的表面温度低，演化速度慢，但它们可以稳定存在很长时间。
白矮星的演化和特征不仅对理解恒星演化过程和宇宙结构有重要意义，还对未来的天文观测和太空探索提供了宝贵的资源。
了解白矮星的演化和特征将有助于揭示宇宙的奥秘，并推动科学研究的进一步发展。
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原恆星的質量是其演化到主序星的決 定性因素
问题讨论
质量大（如16个太阳质量）的恒 星和质量小（如1个太阳质量）的 恒星谁的寿命长？ 统计答案： 1，大质量的恒星寿命长： 2，小质量恒星的寿命长： （在第七章解释）
恒星演化
1，恒星的一生始终处在向内收缩和
向外膨胀的矛盾之中。主序星阶段恒星
是靠其内部氢核聚变反应提供能源而维
持平衡的。
2，由于恒星内部含有大量的氢，氢
核聚变反应可进行相当长的时间间， 所以恒星在主序星阶段停留时间很长。
3，质量不同的恒星在主序星阶段的
时间很不相同。质量愈大的恒星氢消耗
得愈快，在主序星阶段停留的时间就
著书立说
各阶段的研究成果都总结成专著出 版。前后有7部之多。从1989年到1991 年，芝加哥大学出版社还专门为钱德 拉塞卡出版了6卷本的《论文选》。
获诺贝尔物理学奖
1983年在他73岁的时候因对恒星结构 及其演化理论作出的重大贡献而获得诺 贝尔物理学奖，这是他在30年代年青时 完成的研究成果。 他的理论经受了半个世纪物理学和天 体物理学的理论、实验及天文观测的考 验，成为20世纪天文学伟大成就。
爱丁顿的批评
爱丁顿完全否定他的“ 白矮星有一 个质量上限” 的报告。他说，根本不 存在什么相对论简并性，白矮星的质 量上限是计算错误导致的。 会议主席不给钱德拉塞卡答辩的机 会，反而要求他感谢爱丁顿的批评。
爱丁顿再次批评
同年7月，国际天文学会在巴黎召开 代表大会，钱德拉塞卡和爱丁顿又见 面了。 会上，爱丁顿主动出击又一次激烈 地批评钱德拉塞卡的白矮星理论。 钱德拉塞卡仍然机会在会上申辩。
客满
自旋朝上 自旋朝下
能级2
客满
能级1
泡利不相容原理
当电子密度很高时，必然有很多电 子处在高能态。具有非常高的速度， 产生非常高的简并电子气压。
理想气体物态方程与简并 气体物态方程的区别
理想气体：P ＝ (ρ／μ)RT 是温度的函数
N 5/ 3 简并气体： P 非相对论性 V 4 / 3 N 4/3 p 相对论性 V
5/ 3
均与温度无关
电子具有非常高速度并不是因为温 度高，而是因为低能态已被别的电子 占据了，其它的电子只能跑到高能态 上去。因此高能电子数目的多少取决 于密度，而不是温度。
总结：白矮星的形成
1，恒星晚期核燃料用完或其它燃料不能 点燃，辐射压减少很快，引力大大超过辐 射压，导致恒星坍缩。 2，坍缩导致密度增加，温度升高，气体 全部电离，变为自由电子和裸原子核。 3，自由电子遵从量子力学规律，具有非 常大的速度，产生强大的简并电子气压， 足以和引力抗衡，形成稳定的白矮星。
3，恒星中心部分以外的区域由于温
度的增高又开始氢核聚变反应，并且 核反应迅速向外层转移，推动外层膨 胀，使得恒星体积很快增大上千倍以 上。 由于温度下降，颜色变红。这样， 这颗恒星就变成又大又红的红巨星。
中心区的氢全部聚变为氦，坍缩 升温导致氢外壳燃烧
不同质量恒星的演化到主序星所 需要的时间不同
红巨星的大气逃离速度10千米/秒， 经过几百万年把红巨星的大部分大气带 走，使中心星裸露出来。 中心星是白矮星，其星风速度很快， 可达2000千米/秒。很快就赶上红巨星 以前跑掉的物质。 两种星风相互作用就形成行星状星 云的气壳和复杂的结构。
6，白矮星的质量上限 的争论和钱德拉塞卡 荣获诺贝尔物理学奖
爱丁顿的观点
他深信，他已经证明恒星无论其质 量是多大，都可以达到某种稳定的状 态。普通恒星的质量可大可小，而白 矮星这种老年恒星的质量为什么就不 能超过钱德拉塞卡极限呢？
钱德拉塞卡胜了
1939年8月，国际天文学会在巴黎召 开学术会议专门讨论白矮星和超新星 问题。钱德拉塞卡在大会上报告公开 指出爱丁顿理论的错误所在，赢得了 许多人的支持。不少物理界著名学者 都支持他。 他白矮星理论终于得到了承认。
天狼星伴星的平均密度比1吨/厘米3 还要高。成为一个令人困惑的问题。 在当时的物理学原理还不能解释白 矮星的高密状态是怎样形成的。白矮 星的观测发现走在理论的前面，使得 当时的物理学家无言以对。
白矮星的形成（1）
在红巨星阶段，恒星内部温度超过一亿 度，核心部分以氦聚变为主，燃烧进程非 常快（几万年，甚至几千年），氦很快就 枯竭了。中心坍缩形成白矮星。 这个过程是逐渐的，不会象超新星那样 剧烈地爆炸。
白矮星质量公式
RM
5 3
质量越大，半径越小 与一般恒星的情况相反
半 径
白矮星 质量与 半径的 关系
相对论简并电子气
（前面讨论的是非相对论简并电子气） 当密度更高时，大多数简并电子处于更 高的能级上，其速度接近光速而成为相对 论性简并电子。 这时的物态方程发生了变化，白矮星 的质量与半径的关系消失了。不可能通过 白矮星的半径的自动调节来达到平衡。
白矮星质量上限
当坍缩后的恒星质量超过一定的限 度后，密度再加大，简并电子气就变 为相对论性的了，就不可能形成稳定 的白矮星。 因此，白矮星有一个质量上限。 钱德拉塞卡推出上限值为1.44个太 阳质量。这是一项天文学上重要的成 就，是获诺贝尔物理学奖的原因之一。
超过上限后是什么？
在1935年，无论是钱德拉塞卡本人还是 其他科学家都还不知道质量超过钱德拉塞 卡极限的老年恒星的演化归宿是什么。 现已公认，质量比较大的老年恒星不可 能会演变成白矮星，它们最终将演化为密 度比白矮星更大的天体——中子星或者黑 洞。
论 • 1911年，卢瑟福提出了原子模型 • 1925年春，泡利（25岁）提出新 的物理学原理——不相容原理，他为 此在1945年荣获诺贝尔物理奖 • 20年代中期，量子统计学诞生了
年青的大学生钱德拉塞卡自学这些 最新发展起来的近代物理学说。从17 岁开始就试图用物理学的知识来解决 天文学上的难题。当他18岁时候就有 一篇题为“ 康普顿散射和新统计学”论 文发表在1928年的《皇家学会论文集》 上。
白矮星的形成（2）
白矮星是热核反应停止以后恒星的 一种稳定结构。 热核反应一停止，引力便占上风， 恒星就要收缩，直到有一种能与引力 抗衡的力出现，才能使恒星稳定下来。 这个力就是简并电子气的压力，简 称简并压力。比通常的理想气体压力 大得多。
白矮星的形成（3）
由于热核反应停止，辐射压大大 降低，导致恒星坍缩，温度升高，密 度加大。原子核外的电子全部电离， 变成赤裸裸的原子核，所有电子都成 为自由电子。恒星的体积突然变小。
钱德拉塞卡1930年7月31日大学毕业 后，被剑桥大学录取为研究生。 1934年，他完成了两篇白矮星的学 术论文。得出始料未及的重要结果： • • 白矮星的质量越大，其半径越小； 白矮星的质量不会大于太阳质量的 1.44倍； 这一成就，成为钱德拉塞卡获得诺 贝尔物理学奖的原因之一。
高密白矮星提出的难题
强大的简并电子气压
泡利不相容原理：电子的能量状态 是不连续的，只能取某些特定的值。
同一个状态，只能允许一个电子占有。
电子能量从低向高排列，低能态的占
满了，就只能到高能态去。
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愈短。
恒星
核聚变的条件。中心部分的氢燃烧完 后，都变为氦元素。氦核聚变要求更 高的温度，由于温度不够，热核反应 暂时停止，由于没有辐射，辐射压大 大降低，导致引力大于向外的压力。
2，恒星将会因抗衡不住引力而收缩。 收缩的结果导致中心部分温度大增， 使氦能发生聚变反应，产生大量的辐 射，加热中心区的外围大气，使恒星 外层向外膨胀。
学者风度
钱德拉塞卡并不记恨于爱丁顿。他 们之间还建立了友好的关系，经常通 信交流。 在爱丁顿逝世时，他出席追悼会， 发表了感情真挚的悼词。还出版一本 题为《爱丁顿》的小册子，纪念爱丁 顿百年诞辰。
全面的贡献
钱德拉塞卡对天体物理学的贡献是 全面的，在恒星内部结构理论方面， 恒星和行星大气的辐射转移理论，星 系动力学，等离子体天体物理学，宇 宙磁流体力学和相对论天体物理学等 方面都有重要贡献。
行星状星云的观测特性
• 比较暗，在星云中心大都有一颗温度 高的恒星（白矮星） • 大多呈绕中心星对称的圆环状或圆盘状 • 是气体星云，由中心星的紫外线激发发光 • 都在不断膨胀，速度约为10～50千米/秒 • 内部物质稀薄，边缘稠密 • 行星状星云红外辐射强，和红巨星类似
行星状星云复杂结构的形成
白矮星的质量上限
钱德拉塞卡白矮星理论是全新的理论， 特别是他提出白矮星的质量上限的问题更 是新颖。1934年他完成两篇白矮星的论文， 提交给英国皇家天文学会。1935年1月学 会召开了学术会议，让他介绍研究成果。 其中最重要的是提出白矮星有质量上限。
爱丁顿
爱丁顿是那个时代著名的天文学 家之一，大权威。他利用日全食的机 会成功地验证了广义相对论关于星光 经过太阳附近产生偏折的预言，成为 划时代意义的科学实验。他对恒星内 部结构理论做出了巨大的贡献，成为 这一理论的奠基人。
5，行星状星云
恒星死亡前的精彩亮相， 死亡后漂亮的寿衣
天琴座
环状 星云
(M57)
1789年人类发现的第一个的行星状星云
行星状星云的名字有误
1798年英国天文学家赫歇尔用48cm 望远镜发现天琴座环状星云。望远镜 太差，看不清楚。只是看出一个边缘 比较清晰的小圆面，和天王星比较像， 因此就叫它为行星状星云。行星状星 云和行星根本没有关系。
4，白矮星的形成 及其质量上限
勤奋好学的钱德拉塞卡
1910年10月19日出生于巴基斯坦的拉合 尔。后来进入马德拉斯大学学习物理和数 学。1930年他20岁时以全班第一的成绩大 学毕业。 在他上大学时，正值物理学从经典到近 代物理学转变的时期。新的理论，新的学 说和新的概念一个接一个的出现。