有哪些星星的天文科学小知识？

恒星是由热气体组成的，它们是可以自己发光的球形或类球形物体。由于星星离我们太远，不借助特殊的工具和方法，很难发现它们在天空中的位置变化，所以古人把它们视为定星。太阳，我们太阳系的主星，是一颗恒星。

1.1恒星演化

恒星结构恒星都是气体行星。在晴朗无月的夜晚，没有光污染的地区，一般人肉眼能看到6000多颗星星。借助望远镜，你可以看到几十万甚至几百万个。估计银河系大约有150-2000亿颗恒星。恒星的两个重要特征是温度和绝对星等。大约100年前，丹麦的艾纳·赫茨普龙和美国的亨利·诺利斯·罗素绘制了图表，以找出温度和亮度之间是否存在关系，这被称为赫罗图或H-R图。在H-R图中，大多数恒星形成一个对角线区域，在天文学上称为主星序。在主序中，当恒星的绝对星等增大时，恒星演化的表面温度也随之升高。90%以上的恒星都属于主序，太阳也是这些主序之一。巨星和超巨星在H-R图的右边。白矮星表面温度虽然高，但亮度并不大，所以只在图的中下部。

1.2恒星演化

恒星在其一生中(发光和发热的时期)的连续变化。寿命因恒星的大小而异。单个恒星的演化不可能被完全观测到，因为这些过程可能太慢而无法被探测到。因此，天文学家观察许多处于不同生命阶段的恒星，并用计算机模型模拟恒星的演化。天文学家hertzsprung和哲学家Russell首先提出了恒星分类与颜色和光度的关系。恒星-希罗多德系统建立了一种称为“希罗多德”的恒星演化关系，揭示了恒星演化的秘密。在“Herro-Roto”中，从左上方的高温强光区到右下方的低温弱光区，是一个狭窄的恒星密集区，我们的太阳也在其中；这个序列称为主序，90%以上的恒星都集中在主序中。主序区上方是巨星和超巨星区；左下方是白矮星区域。

1.3恒星形成

当宇宙发展到一定时期，宇宙中充满了均匀的中性原子气体云，大质量气体云由于自身引力而坍缩。这样，恒星就进入了形成阶段。坍缩初期，气体云内部的压力很小，物质在自身重力的作用下加速向中心下落。当物质的线性度缩小了几个数量级，情况就不一样了。一方面，气体的密度急剧增加。另一方面，由于失去的重力势能部分转化为热能，气体的温度也大大提高了。气体的压力与其密度和温度的乘积成正比，所以在坍缩过程中压力增加得更快。这样就在气体内部迅速形成了足以与自引力抗衡的压力场。星坯的机械平衡是由内部压力梯度和自身引力引起的，但压力梯度的存在依赖于内部温度的不均匀性(即星坯中心的温度高于外围)，所以在热量方面是一个不平衡的系统，热量会从中心逐渐流出。这种热量平衡的自然趋势在力学中起着削弱作用。因此，星坯必须缓慢收缩，其引力势能降低使温度升高，从而恢复力学平衡；同时也通过降低引力势能来提供星坯辐射所需的能量。这是恒星空白演化的主要物理机制。

最新观测发现恒星S1020549。我们用经典的引力理论来粗略地讨论这个过程。考虑密度为ρ，温度为T，半径为r的球形气体云系，气体热运动能:ET= RT= T (1)将气体视为单原子理想气体，μ为摩尔质量，r为气体的普适常数。为了得到气云球的引力能Eg，设想曲球的质量一点一点地移向无穷大，场力的功等于-eg .当球的质量为m，半径为r，从表面上去掉dm时，场力做功:dW=- =-G( )1/3m2/3dm(2)，所以:-Eg=- ()1/3m2/3dm= G( M5/3。所以:Eg=- (2)。气体云的总能量:E=ET+EG (3)。灵魂星云会形成新的行星热运动使气体均匀分布和重力使气体集中。现在两者一起工作。当E & gt0点，热运动占主导，气云稳定，小扰动不会影响气云平衡；当e

1.4恒星稳定期

主序星收缩期间，密度增加。我们知道ρ∝r-3由式(4)给出，rc ∝ R3/2，所以rc比R下降得快，一部分收缩气云达到新条件下的临界值。小小的扰动就可能造成新的局部坍塌。这样，在一定条件下，大的气体云收缩成一个凝聚体，成为原恒星。原恒星吸收周围的气体云后，继续收缩，表面温度不变，中心温度不断上升，引起温度、密度、气体成分的各种核反应。产生的热能使温度上升极高，气体压力抵抗引力使原恒星稳定成恒星，恒星的演化从主序星开始。

哈勃观察到两颗燃烧的超星的大部分成分是H和he。当温度达到104K以上，即粒子的平均热动能达到1ev以上时，氢原子通过热碰撞完全电离(氢的电离能为13.6eV)。温度进一步升高后，等离子体气体中氢核之间的碰撞可能会引起核反应。对于纯氢高温气体，最有效的核反应系列是所谓的P-P链，其中以2D(p，γ)3He反应为主。D的含量只有氢的10-4左右，很快就会燃尽。

如果一开始D的含量大于3He，那么反应生成的3H可能是恒星早期3He的主要来源，这种由于对流而到达恒星表面的3He可能直到现在仍然存在。Li、Be、B等轻核的结合能和D一样低，含量只有h的2×10-9K左右，当中心温度超过3×106K时，它们开始燃烧，引起(p，α)和(p，α)反应，很快变成3He和4He。当中心温度达到107K，密度达到约105kg/m3时，生成的氢气转化为he的41H→4He过程。这主要是p-p和CNO周期。P-p链式反应发生在1H和4he同时含有时，由以下三个分支组成:p-p1(仅1H) p-p2 (1H和4He同时存在)P-P3或者假设1H和4He的重量比相等，随着温度的升高，反应逐渐从p-p1过渡到p-p3，而当T >:温度为1.5×107K时，恒星燃烧H的过程可以过渡到CNO循环。

当恒星与重元素C和N混合后，可以作为催化剂将1H变成4He，这就是CNO循环。CNO循环有两个分支:或者总反应速率取决于最慢的14N(p，γ)15O，15N (p，α)和(p，

这个比率几乎与温度无关，所以2500个CNO循环中有一个是CNO-2。在p-p链和CNO循环过程中，净效应是H燃烧生成he。在释放的26.7MeV能量中，大部分被消耗为给恒星加热和发光，成为恒星的主要来源。

我们前面提到恒星的演化是从主序开始的，那么主序是什么呢？当H稳定燃烧成He时，该星成为主序星。已经发现80%到90%的恒星是主序星。它们的共同特点是氢在核心区域燃烧，它们的光度、半径、表面温度都不一样。后来证明主序星的数量差异主要是质量，其次是年龄和化学成分。太阳的运行周期大约是一千万年。

观测到的主序星的最小质量约为0.1M。模型计算表明，当质量小于0.08M时，恒星的收缩达不到氢的点火温度，所以不会形成主序星，说明它对主序星有质量下限。观测到的主序星最大质量大约是几十个太阳质量。理论上质量太大的恒星辐射很强，内部能量过程非常剧烈，所以结构更不稳定。但是理论上没有绝对的质量上限。

在对一个星团进行统计分析时，人们发现主序星存在一个上限。这是什么意思？我们知道，主序星的光度是质量的函数，可以用一个幂公式分段表示:L∝Mν。其中υ不是常数，其值约为3.5至4.5。M表示主序星有更多的质量可供燃烧，L表示燃烧快，所以主序星的寿命可以用M和L的商标来近似标记:T∝M-(ν-1)，即主序星的寿命随着质量的增加按幂律递减。如果整个集群的现有年龄是T，那么可以从T和M之间的关系获得截止质量MT..质量大于MT的主序星代替主序星结束了核心H燃阶段，这也是观测到大量同龄恒星组成的星团存在上限的原因。现在我们将讨论为什么大多数观测到的恒星是主序星。表1基于25M恒定燃烧阶段的点火温度(k)中心温度(g cm-3)持续时间(yr)H:4×107 4 7×106。何:2×108 6×102 5×105 .丙:7×108 6×105 5×102。ne:1.5×109 4×106 .si:3.5×109 1×108 3×10-3 .燃烧级总寿命为7.5×106。

恒星演化模型列出了各种元素的点火温度和燃烧持续时间。从表中可以看出，原子序数大的原子核点火温度较高，Z大的原子核不仅点火困难，而且点火后燃烧更剧烈，所以燃烧持续时间较短。这张25M表1 25M恒星演化模型显示，燃烧阶段的模型星总寿命为7.5×106，90%以上的时间处于氢燃烧阶段，即主星序阶段。从统计学上来说，这说明在主序阶段找到恒星的可能性更大。这就是大多数观测到的恒星都是主序星的基本原因。

老年1.5星

主序后的演化由于恒星形成的主要成分是氢，而氢的点火温度低于其他元素，恒星演化的第一阶段始终是氢的燃烧阶段，即主序阶段。在主序阶段，恒星内部的压力分布和表面温度分布是稳定的，因此它的光度和表面温度在整个长阶段只有很小的变化。让我们来讨论一下，当核心区域的氢燃烧后，恒星将如何进一步演化。

在恒星燃烧完核心区域的所有氢气后，它会关闭。此时核心区域主要是燃烧的产物氦气，外围区域的物质主要是未燃烧的氢气。核心关闭后，恒星失去了辐射能，因此它的引力收缩是一个关键因素。一个核燃烧阶段的结束表明，恒星所有部分的温度都低于在那里点火所需的温度。引力收缩会使恒星各部分的温度升高，这实际上是寻找下一次核点火所需的温度。引力收缩会提高恒星所有部分的温度。主序后的引力收缩首先点燃氦的不是核心区(它的点燃温度太高)，而是核心和外围之间的氢壳层。氢壳点燃后，此时的核心区，由于核心区释放的引力势能和燃烧氢释放的核能，都需要穿过外围未燃烧的氢层，必须剧烈膨胀，使得介质辐射更加透明。氢层的膨胀降低了恒星的表面温度，所以这是一个光度增大、半径增大、表面冷却的过程。这个过程就是恒星从主序到红巨星的转变。当这一过程进行到一定程度时，氢区中心的温度会达到氢点火的温度，然后会过渡到一个新的阶段——氦燃烧阶段。在恒星中心发生氦点火之前，引力收缩使其密度达到103g的量级。厘米-3-3。此时气体的压力对温度的依赖性较弱，因此核反应释放的能量会使温度升高，进而加剧核反应速率。一旦点燃，它很快就会燃烧得如此猛烈，以至于爆炸。这种点火方式被称为“氦闪”，所以会现象级。

另一方面，当引力收缩时，其密度无法达到103g的量级。厘米-3-3。此时，气体的压力与温度成正比。当点火温度升高时，压力会升高，核燃烧区会膨胀，而膨胀会降低温度，所以燃烧可以稳定进行。因此，这两种点火条件对演化过程的影响是不同的。氦闪后恒星如何演化？闪光释放出大量能量，很可能将恒星外层的氢全部吹走，只剩下氦核。氦核区密度因膨胀而降低，未来氦可能在其中正常燃烧。氦燃烧的产物是碳。氦熄火后，恒星在碳的核心区域会有一个氦壳。因为剩余质量太小，达不到碳的点火温度，所以结束了用氦燃烧的进化，走向热死。

因为引力坍缩与质量有关，不同质量的恒星演化是不一样的。M & lt0.08M星:氢气无法点燃，没有氦气燃烧阶段会直接死亡。0.08 & ltM & lt0.35M星:可以点燃氢气。氢气熄灭后，氢核区将达不到点火温度，从而结束核燃烧阶段。0.35 & ltM & lt2.25M星:其主要特点是氦会点燃，出现“氦闪”。2.25 & ltM & lt4M星:氢熄火后氦能正常燃烧，熄火后碳达不到点火温度。这里的反应是:he反应初期，当温度达到108K量级时，CNO循环产生的13C和17O可与4he反应生成16O和20Ne，He反应较长时间后，20NE (P，ν) 21Na和14N在21Na这些反应作为能源并不重要，但是放出的中子可以进一步产生中子核反应。4 & ltM & lt8→10M恒星，这是一个不清楚的范围。也许碳点不着，也许有“碳闪”，也许能正常燃烧，因为最终中心温度已经很高了，加上一些敏感因素，比如中微子的能量损失，使得情况变得模糊。he反应后，当中心温度达到109K时，C、O和NE燃烧反应开始，主要是C-C反应、O-O反应和20Ne: 8 → 10m的γ，α反应