恒星演化(2)

白矮星：在左下角有一组恒星，它们的光谱型大多是A型，颜色发白，光度很小，称为白矮星。

3.恒星空间

3-1变星和新星

天空中的恒星，尽管明暗的程度有很大的区别，但大多数在相当长的时间内亮度没有什么变化，处于一种相对稳定的状态。但也有很多星，亮度在较短的时间有着显著的变化，我们称之为变星。有少数的星可以在几天内暴增几万倍，我们称这些突然爆发的星为新星。变星和新星都是不确定的星。

3-1-1变星

根据变星亮度变化的原因，变星又可以分为食变星（几何变星）、物理变星。有一种变星，它的亮度变化很可能是由于它们一会儿膨胀，一会儿收缩造成的，这种变星称为脉动变星。例如造父变星（又称长周期造父变星或经典造父变星，是脉动变星的一种。这类变星的亮度变化是周期性的）另一种变星，它的亮度变化突然，也很厉害，称为爆发性变星。

3-1-2新星和超新星

有时天空会忽然出现一颗很亮的星，它的亮度在很短的时间内迅速增加，达到极大后慢慢减弱，在几年甚至几十年后回复到原来的亮度，这种星被称为新星。实际上，新星并不是真正的新生成的星，它们原来就存在，只是因为太暗，不为人们所注意，待其亮度突然增多很多时，才被人们重视。

新星爆发时，亮度增加很多。新星最亮时的绝对星等可以达到-7.0等。新星的爆发过程中，其光谱型不断变化着。

新星爆发时，会抛射少量物质到周围空间，爆发后，仍保留它们的恒星形式和它们的绝大部分物质。有的新星在恢复原样后可能会再次爆发，这种星称为再发新星。

除了新星，还有些恒星爆发时规模比新星更加巨大，光变幅度可达20等，即光度增加1亿倍，亮度极大时绝对星等达-15~-17等，这种星称为超新星。超新星在突然增亮后，或者是它的大部分物质抛射到周围的空间后，留下致密的核心，此核心可能会是一个中子星；或是恒星物质完全抛散，成为星云遗迹。

3-2恒星集团

3-2-1双星

双星分为光学双星与物理双星。前者只是在地球上看着它们在同一个方向，在天球上靠的很近，实际上两者相差很远，彼此之间没有物理联系；然而大多数的双星都是一对具有物理联系的恒星，称为物理双星。双星的两个成员都是双星的子星，较亮的为主星，较暗的为辅星。

物理双星又可以分为目视双星: 指观测者能直接用望远镜分辨开两颗子星的双星, 目视双星相互绕转的轨道半径都比较长，自然绕转的周期也比较长。分光双星：指通过对某天体谱线位置变化的观测分析，能判断出的双星。因为这类双星的两颗子星间的距离很近，绕转周期也很短(大部分小于10天)，因此，通过望远镜，用肉眼或照相方法都不能分辨出它们的两颗子星。交食双星：亦称食双星、光度双星、食变星等，是指两颗恒星在相互引力作用下围绕公共质量中心运动，相互绕转彼此掩食（一颗子星从另一颗子星前面通过，就像月亮掩食太阳）而造成亮度发生有规律的、周期性变化的双星。这类双星的轨道面与视线几乎在同一平面上，因此，相互遮掩发生交食现象、引起双星的亮度变化而得名。

3-2-2聚星

聚星是三颗到六、七颗恒星在引力作用下聚集在一起组成的恒星系统。由三颗恒星组成的系统又可称为三合星，四颗恒星组成的系统称为四合星，如此类推。

北斗七星中的开阳星是一著名的聚星。用肉眼可以看到开阳星近旁有一个较微弱的暗星，称为辅星。用望远镜看开阳星，容易看出它本身也是一个双星。 进一步的光谱分析和光度测量表明，开阳星的一个子星和辅星都是密近双星，而开阳星的另一个子星是三合星。所以开阳星实际上是由7颗星组成的一个聚星系统，可写成

3-2-3星团

星团是指恒星数目超过10颗以上，并且相互之间存在物理联系（引力作用）的星群。由十几颗到几十万颗恒星组成的，结构松散，形状不规则的星团称为疏散星团，它们主要分布在银道面因此又叫做银河星团;由上万颗到几十万颗恒星组成，整体像圆形，中心密集的星团称为球状星团,呈球星或扁球形，主要由蓝巨星组成，疏散星团形态不规则，包含几

十至二、三千颗恒星，成员星分布得较为松散，用望远镜观测，容易将成员星一颗颗地分开，少数疏散星团用肉眼就可以看见。与疏散星团相比，它们是紧密的恒星集团。这类星团包含1万到1000万颗恒星，成员星的平均质量比太阳略小。用望远镜观测，在星团的中央恒星非常密集，不能将它们分开。

3-3 星协

观测发现，某些类型的恒星，如O型星和B型星，它们在天空中的分布并不是均匀的， 而有聚集成团的倾向,并且聚集在一起的O型星、B型星彼此之间具有物理联系，形成集团， 这种特殊的恒星集团称为星协。星协和星团不同，在星团里一般可以找到各种光谱型的恒星，而星协则由光谱型大致相同、物理性质相近的恒星组成。

星协可分为两类：一类主要由O型和B型星组成,称为OB星协;另一类叫T星协,主要由金牛座T型变星组成。星协极不稳定,整个星协在向外膨胀,因此，星协是非常年轻的恒星集团，它们的年龄估计不超过一千万年。

3-4星云和星际物质 3-4-1 星云

除了以恒星形式出现的天体外,用望远镜观测还可发现很多云雾状斑点的天体,这称为星云。星云由气体和尘埃组成。星云可分为两大类：

行星状星云：这种星云在望远镜中呈现为中心有亮点而四周为一圆环状气壳的外形， 类似于行星与其大气，所以称为行星状星云。行星状星云中央都有一颗很热的恒星，称为星云的核，环状外壳是一个透明发光物质构成的球或椭球。行星状星云是自己发光的， 温度在6000~10000开之间，它的物质密度很小，每立方厘米只有几十个原子。

弥漫星云：弥漫星云是星际气体或尘埃的不规则形状的云，没有明确的界限。一般来说，它比行星状星云大得多也稀薄得多，平均直径为几十光年，质量为太阳的几分之一到几千倍。按发光情况可把弥漫星云分为两类：亮星云和暗星云。如果弥漫星云近旁有很亮或很热的恒星，则它就会反射星光或被星光激发而自己发光，成为亮星云。如果弥漫星云近旁没有很亮或很热的星，则星云就不会发光，成为暗星云。暗星云由于吸收位于其后的星光而被发现。

3-4-2 星际物质

过去有人认为星际空间是绝对真空，其实并非如此。在没有恒星也没有星云的地方， 充满着比弥漫星云还要稀薄许多的物质，这就是星际物质。和暗星云一样，星际物质也是由于吸收恒星的光而被发现的。星际物质并不是均匀地分布在空间里，而是聚集为一块块的“小云朵”。它们由气体和尘埃组成，平均密度为每立方厘米 0.1个原子。星际气体中的主要成分是氢， 此外还有少量氮和其他元素的原子。

20世纪在星际空间还发现了许多种分子。 特别是1969年观测到的有机分子甲醛（H2CO），这一发现的意义重大，它把天体物理同生命起源的理论联系起来， 被誉为20世纪60年代天体物理的四大发现之一（ 其他是脉冲星、 类星体、3K宇宙背景辐射）。实验证明，用氢、水、氨、甲烷以及甲醛等，在模拟宇宙空间的加热条件下，可合成几种氨基酸，它们是组成生命基本单元— — —蛋白质、核糖核酸的主要原料。除了上述氢、水、 氨等分子外，已经认出的星际分子接近 100种

4.恒星的起源与演化

4-1恒星起源与演化学说的发展

第一阶段，又称初期阶段。1850~1920年。代表理论：亥姆霍兹、开尔文提出的恒星演化收缩说，认为恒星因自身引力作用而缓慢收缩，释放的引力能以光的形式辐射出去。 赫茨伯伦和罗素共同创制了赫罗图，赫罗图成为后人研究恒星起源和演化的重要工具。作为天文学发展的一个里程碑，它也标志着初期阶段的结束。

第二阶段，1925~1960年。代表理论：爱丁顿奠定了恒星内部结构的理论基础。巴德、茨维基研究了超新星和中子星的演化关系。魏茨泽克、贝特提出了恒星能源的新理论———氢核聚变。奥本海默对中子星的结构进行了计算并研究了黑洞。斯比茨提出恒星由星际尘埃物质通过辐射压作用凝聚而成的假说。伽莫夫提出恒星演化中的中微子理论。史瓦西建立了史瓦西学说，指出了质量不同恒星的演化方式、演化速度的几种可能情况。

第三阶段，1960 年至今。20世纪 60年代以来，随着宇宙飞船的发射、空间观测手段的提高，新的观测成果不断出现，极大地推动了恒星起源演化理论的发展。

4-2恒星的年龄

前面说过，有的恒星年龄不超过一千万年，而有的则达几十亿年。确定恒星年龄的方法有两种：一是球状星团法，二是放射性同位素法。其中球状星团法是根据球状星团的演

化特征来确定恒星的年龄。现代恒星起源演化理论把恒星的一生分为如下几个阶段：引力收缩阶段、主星序阶段、红巨星阶段、爆发阶段、临终阶段。

4-3引力收缩阶段

形成恒星的星云物质，初始在空间的分布是不均匀的，形成大小不相同的星云。当星云的温度达到 100 开，又小于 173 开，密度达到一定程度，质量达到金斯质量，且化学成分主要是氢时，则星云开始在自身引力的作用下收缩（小于金斯质量的星云无法收缩成原恒星）。收缩又分为快收缩阶段和慢收缩阶段。进一步的研究发现，不同质量的原恒星收缩为恒星经历的时间是不相同的，质量大的原恒星，慢收缩时间短；质量小的原恒星，慢收缩时间长。质量为5M的原恒星收缩时间约为60万年，而质量为0.5M的原恒星则需4亿年。 近年来运用红外技术观测到的红外源，相当大一部分是正处于快收缩阶段晚期的原恒星。

4-4主序星阶段

恒星进入主星序阶段后，就开始了一个比较长的相对稳定的时期，恒星基本上不膨胀也不收缩。质量越大，光度也越大，能量消耗越快，恒星停留于主星序的时间越短，最短的只有10^7年，最长的约10^13年。太阳停留在主星序阶段的时间约为100亿年。对于质量小于1.5M的恒星，内部核反应以质子-质子反应为主；对于质量大于1.5M的恒星，内部核反应以碳氮循环为主。根据恒星内部结构理论，在恒星中心部分氢聚变为氦的过程中，当氦的质量逐渐增到总质量12%时，恒星就开始离开主星序进入下一阶段。恒星停留在主星序的位置，也是由原恒星的初始质量决定的:大质量原恒星停留在赫罗图主星序的上部，质量比太阳小的原恒星则停留在赫罗图主星序的下部。

4-5红巨星阶段

恒星离开主星序阶段后，开始向红巨星演化，质量特别大的恒星则向红超巨星演化。 红巨星在赫罗图上的光谱型多为K型和M型。位于H-R图右上部分。它们多数具有较大的光度、较大的体积、较低的表面温度。

对质量大于 1.5M的脱离了主星序阶段的星，由于其中心部分氢含量的减少，氦含量的增多，中心逐渐形成了一个由氦组成的对流核心，在氦核心的外围继续进行着氢核聚变反应。当恒星中心氢含量消耗到只剩1%~2%时，由于氦核聚变的热核反应还没有点火，

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