恒星的演化过程是怎样的？(例如…白矮星…黑洞)

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。让我们用经典的引力理论粗略地讨论一下这个过程。考虑密度为ρ，温度为T，半径为r的球形气体云系，气体热运动的能量:ET= RT= T (1)，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，想象球的质量一点点移向无穷远，场力的功等于-eg .当球的质量为m，半径为r时，除去表面的dm时，场力做功:dW=- =-G( )1/3m2/3dm (2)所以:-Eg=- ()1/3m2/3dm= G( M5/3那么:Eg=-().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: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，这个比值几乎与温度无关，所以2500个CNO循环中有一个是CNO-2。在p-p链和CNO循环的过程中，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，恒星的收缩不会达到氢的点火温度，因此不会形成主序星，说明它对主序星有一个质量下限。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，这个函数可以分段表示为L∝Mν，其中ν不是常数，其值约为3.5到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。现在我们来讨论一下观测到的恒星大部分是主序星的原因。表1基于25M⊙的恒定燃烧阶段的点火温度(k)、中心温度(g cm-3)和持续时间(yr)。h 4×107 4 7×106 He 2×108 6×102 5×105 C 7×108 6×105 5 5×102 Ne 1.5×109 4×106 65448从表中可以看出，原子序数大、点火温度高的原子核，Z大的原子核不仅点火困难，而且点火后燃烧更剧烈，所以燃烧持续时间更短。在这个25M⊙表1 25M⊙恒星演化模型中，燃烧阶段的模型星总寿命为7.5×106年，90%以上的时间是氢燃烧阶段，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。2.3主序后的演化由于恒星形成是其氢的主要成分，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。此时核心区主要是氢气，是燃烧的产物。外围区域中的物质主要是未燃烧的氢。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·cm-3的数量级。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。这种点火方式叫“闪”？quot因此，在现象中，你会看到恒星的光度突然上升到一个很大的水平，然后又下降得很低。另一方面，当引力收缩时，其密度无法达到103g·cm-3的数量级。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:氢气可以点火，氢气熄灭后，氢核区达不到点火温度，从而结束核燃烧阶段。0.35 & ltM & lt2.25M⊙星:其主要特征是氦会点燃，出现“氦闪”。2.25 & ltM & lt4M⊙ Star:关氢后氢气能正常燃烧，但关氢后碳达不到着火温度。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 → 65438+200m ⊙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，NE燃烧反应开始，主要是C-C反应，O-O反应和20Ne: 8 → 100 m ⊙的γ，α反应