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1、 天文學概論公共基礎選修課 論文題目：《淺談恒星的一生》 摘要：距離我們最近的恒星，太陽，是我們地球生命循環(huán)的最原始動力。無論地球本身的存在是那么的巧合，但是太陽始終是驅動著這個太陽系的最原始的動力，如果太陽不亮了，那會怎樣？所以自古以來，人們就開始觀察太陽，了解我們的世界。通過科學家觀察天空所得，太陽只是無數在天空中閃耀的恒星的其中之一。我們對宇宙和天空的探索，絕不僅僅止于了解太陽。而是了解我們的宇宙，了解恒星，了解它的誕生和演變。 一、幼年篇 恒星最初誕生于太空中的星際塵埃，科學家形象地稱之為“星云”或者“星際云”，其主要成分由氫組成，密度極小，但體積和質

2、量巨大。密度足夠大的星云在自身引力作用下，不斷收縮、溫度升高，當溫度達到1 000萬度時其內部發(fā)生熱核聚變反應，核聚變的結果是把四個氫原子核結合成一個氦原子核，并釋放出大量的原子能，形成輻射壓，當壓力增高到足以和自身收縮的引力抗衡時，一顆恒星誕生了。 恒星形成的初始階段幾乎完全被密集的星云氣體和灰塵所掩蓋。通常，正在產生恒星的星源會通過在四周光亮的氣體云上造成陰影而被觀測到，這被稱為包克球。質量非常小的原恒星溫度不能達到足夠開始氫的核融合反應，它們會成為棕矮星。質量更高的原恒星，核心的溫度可以達到1,000萬K，可以開始質子-質子鏈反應將氫先融合成氘，再融合成氦。在質量略大于太陽質量的恒星，

3、碳氮氧循環(huán)在能量的產生上貢獻了可觀的數量。新誕生的恒星有各種不同的大小和顏色。光譜類型的范圍從高熱的藍色到低溫的紅色，質量則從最低的0.085太陽質量到數十倍于太陽質量。恒星的亮度和顏色取決于表面的溫度，而表面溫度又由質量來決定 二、 青年篇 主序星階段是一個相對穩(wěn)定的長時期，此過程是恒星以內部氫氦聚變?yōu)橹饕茉吹陌l(fā)展階段，是恒星的 “青年時代” ， 也是恒星一生中最長的黃金階段，占據了它整個壽命的 90%。這段時間， 恒星相對穩(wěn)定，向外膨脹和向內收縮的兩種力大致平衡，恒星基本上不收縮也不膨脹， 并且以幾乎不變的恒定光度（ 所謂“ 光度” ， 就是指從恒星表面以光的形式輻射出的功率） 發(fā)光

4、發(fā)熱， 照亮周圍的宇宙空間。但在其內部內部進行著劇烈的氫核聚變?yōu)楹ず说姆磻?，核反應產生的熱能全部用于熱和電磁輻射及微粒子輻射，恒星溫度不變，在主序上的位置也不變，在中心的氫耗盡時 逐漸形成一個不再產能的氦核 ，使其溫度不再改變即同溫，當同溫氦核質量達到恒星質量的10%—15% 時 ,同溫氦核開始頂不住星體的自吸引氦核會猛烈坍縮 ,釋放出巨大的引力能。但是質量越大的恒星在主序上停留的時間越短，1924年，愛丁頓發(fā)現：一個處在輻射平衡狀態(tài)的理想氣態(tài)球，其光度與質量的3.5次方成正比。恒星的壽命＝燃料儲備/燃料消耗率，燃料儲備∝質量，燃料消耗率∝光度。一般，質量為M的主序星，壽命為1010年×M-2

5、.5。質量大于60M⊙的恒星，在主序的生存期短于1010年×60-2.5 ，即3.6× 105年。 三、 中年篇 當一顆恒星度過它漫長的青壯年期——主序星階段，步入中年期時，它將首先變?yōu)橐活w紅巨星。稱它為“巨星”，是突出它的體積巨大。在巨星階段，恒星的體積將膨脹到十億倍之多。它為“紅”巨星，是因為在這恒星迅速膨脹的同時，它的外表面離中心越來越遠，所以溫度將隨之而降低，發(fā)出的光也就越來越偏紅。不過，雖然溫度降低了一些，可紅巨星的體積是如此之大，它的光度也變得很大，極為明亮。肉眼看到的最亮的星中，許多都是紅巨星。紅巨星的外層大氣雖然在膨脹和冷卻,而它的星核卻由于引力而在收縮形成鏡像反應,核的密

6、度和溫度在不斷升高。當星核溫度超過1億K時,星核中的氫元素被點燃,發(fā)生以氦為原料的核聚變。在一些質量較小的恒星上,氦的核聚變是突然發(fā)生的,即氦閃。 通常，當恒星質量大于4M⊙時，恒星可能會向紅超巨星轉化。在主星序末期，氫聚變的熱核反應無法在中心區(qū)進行，星體塌縮，溫度急劇上升。中心氦核溫度可高達1億度。此時恒星可發(fā)生兩種核反應。其一是緊鄰中心氦核的氫氦混合氣體受熱后重新引發(fā)氫聚變，氫燃燒層會逐漸向外擴展。其二是氦核處發(fā)生的三個氦原子聚變成一個碳原子的聚變反應。由于兩種核聚變產生的巨大能量以及氫聚變向外擴展的趨勢，恒星的半徑將比紅巨星又增大許多倍，表面溫度也由幾萬度降至三四千度，成為紅超巨星。較

7、普通紅巨星而言，紅超巨星半徑要大的多，其用于外層膨脹所消耗的能量要多得多，因此紅超巨星的表面溫度會更低些。此階段過后，紅巨星會發(fā)生爆炸，將其外殼物質拋散到宇宙空間中。大質量恒星會發(fā)生猛烈的大規(guī)模爆炸，當恒星爆炸時的絕對光度超過太陽的100倍（中心溫度可達100億度），即新星爆發(fā)時光度的10萬倍時，這種爆發(fā)就被稱為超新星爆發(fā)。質量小的恒星，中心溫度將不足以點燃氦聚變，它會在紅巨星階段停留很長時間，但是總有一天它也會爆發(fā)。 四、晚年篇 紅巨星階段后。恒星進入“晚年”。此時的恒星是很不穩(wěn)定的，總有一天它會猛烈地爆發(fā)。到那時，整個恒星將以一次極為壯觀的爆炸來了結自己的生命，把自己的大部分物質拋射向

8、太空中，重新變?yōu)樾窃?，同時釋放出巨大的能量。這樣，在短短幾天內，它的光度有可能將增加幾十萬倍，這樣的星叫“新星”。如果恒星的爆發(fā)再猛烈些，它的光度增加甚至能超過1 000萬倍以至萬萬倍，這樣的恒星叫做“超新星”。這就是天文學中著名的“超新星爆發(fā)”。經過爆發(fā)后。超新星只留下一個高密度殘骸，而不再是一顆恒星了，中心留下的高密度天體，也許是白矮星，也許是中子星，甚至可能是黑洞。 五、 終局篇 白矮星是一種晚期的恒星。根據現代恒星演化理論，白矮星是在紅巨星的中心形成的。當紅巨星的外部區(qū)域迅速膨脹時，氦核受反作用力卻強烈向內收縮，被壓縮的物質不斷變熱，最終內核溫度將超過一億度，于是氦開始聚變成碳。經

9、過幾百萬年，氦核燃燒殆盡，現在恒星的結構組成已經不那么簡單了：外殼仍然是以氫為主的混和物；而在它下面有一個氦層，氦層內部還埋有一個碳球。核反應過程變得更加復雜，中心附近的溫度繼續(xù)上升，最終使碳轉變?yōu)槠渌?。與此同時，紅巨星外部開始發(fā)生不穩(wěn)定的脈動振蕩：恒星半徑時而變大，時而又縮小，穩(wěn)定的主星序恒星變?yōu)闃O不穩(wěn)定的巨大火球，火球內部的核反應也越來越趨于不穩(wěn)定，忽而強烈，忽而微弱。此時的恒星內部核心實際上密度已經增大到每立方厘米十噸左右，我們可以說，此時，在紅巨星內部，已經誕生了一顆白矮星。 當恒星的質量大于1.44倍太陽質量時，自身引力的劇烈坍縮把核心處的物質壓得更緊。此時簡并電子氣體的壓力不

10、足以抗衡引力，電子就被壓進原子核，與質子結合成中子。當恒星的密度高達1017Kg/m 3時，中子數量增加，導致原子瓦解，中子從核中分離出來，成為自由中子氣進入了中子簡并態(tài)。簡并中子氣所形成的壓力遠大于簡并電子壓，它與坍縮的引力抗衡形成了穩(wěn)定的中子星。中子星并不是恒星的最終狀態(tài)，它還要進一步演化。由于它溫度很高，能量消耗也很快，因此，它的壽命只有幾億年。當它的能量消耗完以后，中子星將變成不發(fā)光的黑矮星。 黑洞的產生過程類似于中子星的產生過程；恒星的核心在自身重量的作用下迅速地收縮，發(fā)生強力爆炸。當核心中所有的物質都變成中子時收縮過程立即停止，被壓縮成一個密實的星球。但在黑洞情況下，由于恒星核心

11、的質量大到使收縮過程無休止地進行下去，中子本身在擠壓引力自身的吸引下被碾為粉末，剩下來的是一個密度高到難以想象的物質。由于高密度而產生的力量，使得任何靠近它的物體都會被它吸進去，黑洞就變得像真空吸塵器一樣。亦可以簡單理解：通常恒星的最初只含氫元素，恒星內部的氫原子時刻相互碰撞，發(fā)生裂變、聚變。由于恒星質量很大，裂變與聚變產生的能量與恒星萬有引力抗衡，以維持恒星結構的穩(wěn)定。由于裂變與聚變，氫原子內部結構最終發(fā)生改變，破裂并組成新的元素——氦元素。接著，氦原子也參與裂變與聚變，改變結構，生成鋰元素。如此類推，按照元素周期表的順序，會依次有鈹元素、硼元素、碳元素、氮元素等生成。直至鐵元素生成，該恒星便會坍塌。這是由于鐵元素相當穩(wěn)定不能參與裂變或聚變，而鐵元素存在于恒星內部，導致恒星內部不具有足夠的能量與質量巨大的恒星的萬有引力抗衡，從而引發(fā)恒星坍塌，最終形成黑洞。 通過天文學概論基礎選修課的初步學習，了解了恒星一生的演變，來之于星云， 又歸之于星云，走過漫長輝煌的一生。通過對恒星的了解，讓我看到了宇宙世界的神秘與浩瀚，對天文學這門神奇古老的學科也有了進一步的認識。 參考文獻：《一千億顆太陽 恒星的誕生、演化和死亡》 基彭哈恩著；朱圣源，趙君亮譯 5