恒星演化和内部反应原理

硅燃烧 碳燃烧 ( M＞3M⊙)
12C 28Si 56Ni
+ 28Si → 56Ni +γ → 56Fe + 2e+ + 2νe
+
12C
→
24Mg
+γ
→ 23Na + p
→ 20Ne + 4He
→ 23Mg + n → 16O + 2 4He
氧燃烧
12O
+ 12O → 32S +γ → 31P + p
恒星的寿命
最终决定恒星寿命的因素 只有一个： 质量！ 质量越大，寿命越短！ 太阳可活一百亿年，而天 狼星的寿命却只有1700万 年。
由比例来看，如果太阳可 活到80岁，天狼星只能活 50天！
太阳的能源
L⊙≈3.8×1033 ergs-1, t⊙≈5×109 yr
四、演化后期的恒星
随着核聚变的进行，恒星 中心的氦核越来越大，氦核周 围的氢越来越少，当氦核质量 占到恒星质量的12%时，恒星 结构出现重大变化，恒星外层 开始膨胀，体积急剧增大，表 面温度降低。恒星进入了老年 期——红巨星
氢核聚变恒星发光发热的能量来源
恒星内部热核反应的原理
• Einstein质量-能量关系：E＝mc2 • 原子核结合能：Q＝[( Zmp＋Nmn )－m (Z, N)] c2 /A
Z—核电荷数（原子序数），N —中子数 A＝Z＋N 原子量
• Fe元素具有最大的结合能
结合能较小的原子核 聚变成结合能较大的 原子核会释放能量。
H燃烧过程
4 1H → 4He + e+ + E + ne
E＝(4mH－mHe) c2
≈4×10-5 erg
燃烧效率h≈0.7%
比H更重的元素的燃烧
• He燃烧 (3a反应) T＞108 K 3 4He → 12C + g ① 4He + 4He ↔ 8Be ② 8Be + 4He → 12C + g
究其原因，恒星发光发热的程度加剧，主要 就是源于氢核聚变的加剧。而到达红巨星阶 段，氢核聚变也越来越接近停止。
Sun
小质量恒星（<8M⊙ )演化后期
3亿公里 氢融合层 碳氧核心
氦融合层
恒星 地球轨道
老年期小质量恒星的外观与它的内部结构
星云
原恒星
主序星
பைடு நூலகம்
红巨星
白矮星
大质量恒星（>8M⊙ )演化后期
16亿公里 氢融合层 氦融合层 碳融合层 氖融合层 氧融合层 锡融合层 铁质核心 恒星 木星轨道
老年期大质量恒星的外观与它的内部结构
超新星爆发瞬间
超新星爆发产生的星云
中子星、黑洞是超新星爆发产物
恒星的演化在赫罗图上的表示
恒星的诞生
一、恒星的两个重要特性：
光度---------反映了某恒星对外辐射能量的 多少（亮度）
温度--------恒星的表面温度（颜色）
二、赫罗图：用以直观描述恒星亮度以
判断恒星类型 以恒星的表面温度为横坐标，以恒星 的光度为纵坐标，将已知恒星在坐标系中 用一个点来表示
赫罗图： 反映恒星的光度和表面温度之间的关系
原恒星
3、主序星
中心核反应为氢聚变成氦。当恒星中心温度 达到800万度以上时，开始核聚变反应，恒星停 止收缩，形成了正常的恒星，进入了主序星阶段。 主序星阶段占恒星一生寿命的90%，是恒星最稳 定的阶段。
质子 中子 正电子 射线 中微子
亚瑟· 爱丁顿的推测
• 核子1 + 核子2 核子3 + 能量 • 质量亏损 核子1质量+ 核子2质量 > 核子3质量 • 热核聚变反应要求粒子处于高温高密状态
三、恒星演化和发光发热
1、星际物质：主要是H、He
2、原恒星：一般把处于慢收缩阶段的天体称 为原恒星。慢收缩开始后，中心区受强烈压缩 而升温并发出热辐射，直到最后中心温度升到 约800至1000万度以上，由氢原子核聚变为氦 原子核的热核反应提供足够的能量，使内部压 力与引力处于相对平衡状态，一颗恒星就正式 诞生了。
亚瑟· 爱丁顿 Sir Arthur S. Eddington
核聚变
核聚变是指由质量小的原子，主要是指氘或 氚，在一定条件下 （如超高温和高压），发生原 子核互相聚合作用，生成新的质量更重的原子核， 并伴随着巨大的能量释放的一种核反应形式。原 子核中蕴藏巨大的能量，原子核的变化（从一种 原子核变化为另外一种原子核）往往伴随着能量 的释放，如太阳发光发热的能量来源。
→ 28Si + 4He
→ 31S + n
释放能量T
→ 24Mg + 2 4He
热核反应后期
当恒星内部形成 Fe后，由于Fe的聚变 反应吸热而不是放热， 恒星内部的热核反应 由此停止，形成洋葱 状的结构。
恒星如何维持稳定的核燃烧？
• 恒星内部的核反应速率对 温度十分敏感， e∝T4 (PP), T17 (CNO) • 恒星是稳定的气体球，其 内部任意一点必须维持流 体静力学平衡。 （向内的）重力 （向外 的）压力差 T ↑→e↑→ P ↑→R↑ → T ↓