天文学课件之7.ppt

大学物理 第七章天体的演化 恒星的能源中微子失踪之谜星云孕育恒星恒星化作星云恒星演化的结局 大学物理 1 太阳的能源L 3 8 1033erg s 5 109year可能的能源 1 化学反应 2H O H2O E 30year 2 引力收缩 KelvinandHelmholtz 辐射 压力 收缩 温度 辐射 GM 2 R L 107year 7 1恒星的能源 大学物理 1926年 爱丁顿首先提出恒星的能源只能是来自核反应 研究核反应的物理学家认为不可能 当时的物理学研究知道 只有当温度达到几百亿度时 才能发生聚变 而恒星中心区域的温度达不到这样的高温 所以他们认为在恒星内部不可能发生核反应 最后还是爱丁顿胜利了 物理学家终于发现 由于量子力学的隧道效应 在恒星内部温度的条件下是可以发生核反应的 但并不是爱丁顿解决的这个难题 他提出的看法和他的名气促进物理学家研究这个问题 大学物理 热核聚变反应 核子1 核子2 核子3 能量质量亏损 E mc2核子1 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 SirArthurS Eddington 1882 1944 大学物理 热核反应原理 Einstein E mc2原子核结合能 Q Zmp Nmn m Z N c2 AZ 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 大学物理 1 氢核聚变为氦核 41H 4He EnergyEnergy 4mH mHe c2 4 1 67 10 24 6 644 10 24 c2 4 10 5erg燃烧效率 0 7 大学物理 大学物理 氢核聚变为氦核这是最简单的聚变反应但是4个质子 2个电子同时碰在一起太困难了 质子之间的静电斥力和它们之间的距离的平方成反比 它们越接近 斥力越大 分几次完成是可行的 大学物理 氢聚变是由分三个步骤完成 Proton Proton反应 1 两个质子碰撞并发生聚变 形成氢的同位素氘 2 由氘和质子碰撞形成氦的同位素氦3 3 两个氦3 碰撞形成氦核 完成由氢核聚变为氦核 的反应 大学物理 质子 质子反应条件 8 106K T 2 107K M 1 5M 共6个质子参与 形成两个质子 一个氦核 两个中微子 两个正电子和两个光子 同时释放24 158电子伏特的能量 大学物理 2 碳氮氧循环 CNOcycle T 1 6 107K M 1 5M 12C 1H 13N 13N 13C e e 13C 1H 14N 14N 1H 15O 15O 15N e e 15N 1H 12C 4He 大学物理 CNO 条件1 参加核反应的碳 氮 氧在反应前后并没有改变 特别是氮 氧是中间产物 产生了又消失 但一定要有碳存在 2 碳 氮 氧循环要求1500万的高温 比P P反应要高 3 要有足够多的氢核 质子 就可以成为稳定的能源 大学物理 在两种循环中 都是4个氢原子核聚变成1个氦原子核 损失质量 放出能量 在太阳内部 99 的能源来自于质子 质子反应 1 来自于碳循环 爱丁顿的理论站住了脚 而两种氢原子核聚变成氦原子核反应的发现者之一Bethe获得了1967年的诺贝尔物理奖 而C F Weizsacker却错过了NobelPrizeforPhysics 大学物理 7 2中微子失踪之谜 中微子是一种不带电 质量极小的亚原子粒子 它几乎不与任何物质发生相互作用 由W Pauli于1930年提出 E Fermi为它取了名字 1953年在宇宙线种证实了其存在 1962年在加速器种观测到了踪迹 由3种中微子 在标准模型中 中微子没有质量 自然界的4种相互作用 25种基本粒子 大学物理 太阳内部H核聚变释放能量的5 被中微子携带向外传输 每秒大约有1015个中微子穿过我们的身体 目前接收到的太阳的辐射 光子 实际上产生于105 107年前的太阳内部 而中微子则是在当前产生的 中微子非常难于观测 因为它几乎不与其他物质相互作用 大学物理 太阳中微子的产生 H H D positron neutrinoH H electron D neutrinoD H He3 gammarayHe3 He3 H H He4He3 He4 Be7 gammarayBe7 positron Li7 neutrinoLi7 H He4 He4Be7 H B8 gammarayB8 Be8 positron neutrinoBe8 He4 He4 大学物理 太阳中微子的探测 原理 1 中微子与C2Cl4 四氯乙烯 相互作用 几率非常小 37Cl 37Ar e 2 37Ar俘获内壳层电子37Ar e 37Cl 3 37Cl退激发释放光子 Homestake金矿中微子实验室 1967R Davis 大学物理 1 6km C2Cl4 中微子探测器 宇宙线 100 000gal tank 金矿 太阳中微子探测器 Super KamiokandeNeutrinoObservotaryinJapan小柴昌俊1987 纯水 太阳中微子穿过 可发出微弱闪光 地下1000米5万顿纯水1 12万个光电倍增管 大学物理 SudburyNeutrinoObservotary SNO inCanada 1999 太阳中微子探测器 地下2000米直径12米的球形容器1000吨重水 光电倍增管可测三种中微子 大学物理 太阳中微子失踪案 实际测量到的太阳中微子数目只有理论计算值的约1 3 可能的原因 太阳内部结构与成分与太阳标准模型差异中微子物理 中微子振荡电子中微子 中微子和 中微子 大学物理 揭示中微子失踪之谜Measurementoftherateof e d p p e Q R Ahmadetal 178persons 2001年 SNO的观测结果证实中微子事实上没有失踪 只是在离开太阳后转化成 中微子和 中微子 躲过了此前的探测 这间接证明中微子具有质量 大学物理 恒星不是生物 没有生命 但却有产生和灭亡的经历 2 引力是恒星产生和灭亡的决定因素 3 引力是4种基本相互作用之一 7 3星云孕育恒星 大学物理 1 天文观测表明 年轻恒星几乎总是处于星际云内或附近 可以推断 恒星是在星际云中产生的 2 金斯质量理论研究表明 并非所有的星际云中都能形成恒星 英国天文学家金斯得出 在一定的温度和物质密度下 存在一个临界质量 只有当星际云的质量大于这个临界质量时 星际云才有可能在自身内部的万有引力作用下发生收缩 并进一步形成恒星 这个临界质量称为金斯质量 大学物理 金斯质量的具体数值与星际云的温度以及其中的物质密度有关 温度越高 金斯质量越大 物质密度越高 则金斯质量越小 只有那些温度较低 密度较高的星际云 才有可能达到金斯质量 这种星际云主要是分子云 直径可以达到50至500光年 质量为10万至100万太阳质量 分子云内主要的成分是氢分子 还有氢原子 氦原子以及其他分子和尘埃 温度很低 不超过10K呈现纤维 团块 稠密核的结构 稠密核的直径为0 1光年到几光年 相应的质量小的为1至10太阳质量 大的可以有100至10000太阳质量 甚至更大 大学物理 这样的分子云 要能够形成恒星 还必须有某种扰动使它碎裂 收缩 这种原因可以是分子云经过银河系旋臂时受到旋臂的引力冲击 或者受到由于邻近的超新星爆发而在星际物质中产生的激波的冲击 或者分子云相互之间发生碰撞 分子云内某些局部区域因冲击或碰撞而变密 于是金斯质量减小 特别是分子云中的稠密核 将发生进一步的分裂和引力收缩 出现了大量具有一颗恒星那么大质量的云团 每个云团以后的演变 一般都是独立的 一颗颗恒星就由这些云团继续收缩而形成 大学物理 一个云团是怎样演变成一颗恒星的 这个云团一开始仍然几乎是透明的 收缩的时候 引力势能转变成热能 但热能随即全部辐射出去 所以温度并不升高 云团内气体的压力与引力相比可以忽略不计 下落的气体按照自由落体定律速度越来越快 在天文学上称之为 坍缩 外面的气体下落到云团的核心处 核心处的物质密度迅速增大 气体变得不透明起来 温度急骤升高 向外的压力也随之升高 达到了可以与引力抗衡的状态 这时核心外面的气体仍然以自由落体下落 但核心处缓慢地收缩 温度达到几百开 达到这种状态的云团 开始发出红外线 成为一颗红外天体 称为原恒星 大学物理 原恒星进一步收缩 温度越来越高 压力也越来越大 当温度达到二三千开时 压力与引力基本平衡 收缩就大大减慢 转入准静态时期 即进入慢收缩阶段 此时 原恒星发出可见光 成为主序前恒星 原恒星核心温度达到几百万K时 氘 锂 铍和硼的原子核与质子发生核反应变成氦 但很快耗尽 不能提供大量而持久的能量 当恒星核心温度达到1000万K时 氢核聚变成氦核的反应开始并持续进行 核反应成为主要的能量 能稳定地提供能量 压力与引力达到平衡 于是收缩停止 处于平衡状态 此时 恒星成为主序星 大学物理 大学物理 人马座中的礁湖星云 M8 其中有一个星团正在形成 新形成的恒星发射出紫外辐射 激发星云的气体 是星云发光 大学物理 老鹰星云 位于七千光年外的天蛇座的弥漫星云 M16 里的巨大分子云柱 孕育着许多初生的恒星 发亮的地方表明有大质量的恒星在形成 HST 大学物理 恒星在分子云中形成 大学物理 是一个发光星云 也是恒星的诞生地 它位于人马座的银河系的邻近星系NGC6822 HST 大学物理 这个位于大麦哲伦云的球状星团R136周围的星云中 诞生了大批的巨型恒星 HST 大学物理 在赫罗图上 原恒星出现在赫罗图的右下方 在慢收缩阶段的初期 表面温度虽然还很低 但体积大 随着温度升高 亮度升高 在赫罗图上由下而上移动 在进入慢收缩阶段后 表面温度暂停升高 但体积继续缩小 因而亮度随之下降 于是在赫罗图上由上而下移动 当氢聚变为氦的核反应开始后 表面温度升高 于是在赫罗图上向左移动 最后到达主星序 成为主序星 大学物理 质量不同的恒星 慢收缩阶段的时间长短不同 质量越小 历时越长 0 2太阳质量的恒星 慢收缩的时间长达17亿年 1太阳质量的恒星 慢收缩的时间约7500万年 15太阳质量的恒星 慢收缩的时间只有6万年 质量小于O 08太阳质量的恒星 永远也达不到核反应开始所需要的温度 它们将一直处在慢收缩阶段 靠转化引力势能发出很弱的红光 这类恒星称为褐矮星 大学物理 质量不同的恒星 演化的速度与路径也不同 进驻赫罗图上主星序不同的位置 大质量恒星 内部的压力和温度高 产生核反应的中心区大 参加核反应的物质多 产生的能量多 所以大质量的恒星温度高 亮度大 成为高光度的蓝星 在赫罗图上它们位于左上 质量小的恒星 核反应的中心区小 产生的能量少 因而温度低 亮度小 成为低光度的恒星 在赫罗图上它们位于右下角 大学物理 恒星演化的基本原理恒星在一生的演化中总是试图处于稳定状态 流体静力学平衡和热平衡 当恒星无法产生足够多的能量时 它们就无法维持热平衡和流体静力学平衡 于是开始演化 恒星的一生就是一部和引力斗争的历史 7 4恒星化作星云 大学物理 不同质量主序星的演化时标 恒星寿命的长短取决于它的质量 恒星死亡取何种结局 也取决于它生前的质量 大学物理 小质量恒星对质量小于2 3太阳质量的恒星 寿命约100亿年 死亡的方式较为平稳 结局是白矮星加上一片硕大而稀薄的星云 行星状星云 太阳是小质量恒星 已有50亿年的历史 再过50亿年 随着核反应的进行 核心区的H元素丰度逐渐减小 直至枯竭 全部转变成He 大学物理 氦核聚变要求更高的温度 由于温度不够 热核反应暂时停止 由于没有辐射 辐射压大大降低 导致引力大于向外的压力 2 恒星将会因抗衡不住引力而收缩 收缩的结果导致中心部分温度大增 使氦能发生聚变反应 生成碳和氧 加热中心区的外围大气 使恒星外层向外膨胀 3 恒星中心部分以外的区域由于温度的增高又开始氢核聚变反应 并且核反应迅速向外层转移 推动外层膨胀 使得恒星体积很快增大上千倍上 大学物理 大学物理 由于温度下降 颜色变红 这样 这颗恒星就变成又大又红的红巨星 红巨星的体积巨大 如果太阳变成红巨星 将连地球轨道都吞没 4 再过20亿年 氢和氦全部消耗完毕 碳和氧原子核虽然也在引力驱使下强烈塌缩 但因总质量不足 无法启动下一轮热核反应 中心区塌缩成白矮星 外围物质扩散成行星状星云 大学物理 白矮星颜色发白 温度偏高 体积很小但密度很大 发光能力较弱 行星状星云体积庞大 密度稀薄到几乎透明无物 行星状星云的名字有误1798年英国天文学家赫歇尔用48cm望远镜发现天琴座环状星云 望远镜太差 看不清楚 只是看出一个边缘比较清晰的小圆面 和天王星比较像 因此就叫它为行星状星云 行星状星云和行星根本没有关系 大学物理 行星状星云的观测特性比较暗 在星云中心大都有一颗温度高的恒星 白矮星 大多呈绕中心星对称的圆环状或圆盘状是气体星云 由中心星的紫外线激发发光都在不断膨胀 速度约为10 50千米 秒内部物质稀薄 边缘稠密行星状星云红外辐射强 和红巨星类似 大学物理 行星状星云 planetarynebulae 低质量恒星在死亡时抛出的气体包层 受到中心高温白矮星的辐射电离而发光 通常为环形 年龄不超过 5 104yr 恒星死亡前的精彩亮相 死亡后漂亮的寿衣 大学物理 低质量恒星的一生 大学物理 大学物理 大学物理 大学物理 大学物理 大学物理 大学物理 中等质量恒星的演化 大学物理 2 中等质量 M 2 3M 恒星的演化 1 与低质量恒星演化的主要区别恒星内部的H燃烧通过CNO循环进行 内部温度更高 辐射压对维持恒星的力学平衡起更大的作用 主序寿命更短 He核不再是简并的 C和更重元素的燃烧可以进行 核心区核反应产生的能量主要以对流的方式向外传递 大学物理 2 中等质量 M 5M 恒星的演化 大学物理 中等质量恒星演化结局 I型超爆 nothingleft如没有超爆 也把外围物质抛出 中心形成白矮星 C 白矮星再吸积 引发Ia型超爆 大学物理 3 高质量恒星的演化 M 8 5M O型星 蓝超巨星 黄超巨星 红超巨星 超新星 大学物理 恒星内部物理过程 核心H枯竭 壳层H燃烧 核心He燃烧 核心He枯竭 壳层He和H燃烧 核心C燃烧 核心C枯竭 壳层C He和H燃烧 O Ne Si燃烧 Fe核 大学物理 AMassiveStaratTheEndofItsLife 大学物理 核坍缩与超新星爆发 核心核反应停止Rc Tc Fe核光致离解4He光致离解e p n e 能量损失 Pe Rc Tc 星核坍缩 当 c nu 核坍缩停止 激波反弹 壳层抛射 II型超新星爆发 中子星 大学物理 SequenceofEventsinaSupernovaExplosion 大学物理 TypeIIsupernovae 大学物理 超新星爆发的数值模拟 大学物理 4 特大质量恒星的演化 星风引起的质量损失和恒星演化 高光度恒星通常有很强的星风 10 6 10 4M yr 1如沃尔夫 拉叶 WR 星 演化过程O型星 蓝超巨星 红超巨星 WR星 Ib Ic型超新星 中子星 黑洞 大学物理 大学物理 高质量恒星的一生 大学物理 5 超新星 supernovae 和超新星遗迹 supernovaremnants II Ib Ic型超新星 高质量恒星在演化末态发生的剧烈爆炸 星系M51中的SN1991T 大学物理 历史上的超新星 大学物理 特征 光度L 107 1010L Lf LI 108爆发能E 1047 1052ergs 1 99 中微子 1 动能 0 01 可见光 膨胀速度v 103 104kms 1产物 膨胀气壳 超新星遗迹 致密天体 中子星或黑洞 SN1998aqinthegalaxyNGC3982 大学物理 分类 I型 Ia Ib Ic 无H线 II型 有H线光变曲线不同 大学物理 爆发机制 Ia超新星爆发 双星系统中吸积白矮星中的C爆燃 Ib Ic II型超新星爆发 大质量恒星的核坍缩 大学物理 超新星1987A 1987 2 23爆发于LMC d 170 000ly 是人类自望远镜发明以来第一颗凭肉眼发现的超新星 前身星 Sanduleak 69 202 B3I型蓝超巨星M 20M L 105L T 16 000K R 40R 大学物理 超新星1987A的光变曲线 大学物理 超新星1987A的遗留物 环状星云 SN1987AinX ray 大学物理 超新星遗迹 超新星爆发抛出的大量物质在向外膨胀过程中与星际物质和磁场相互作用而形成的气体星云 强射电辐射和高能辐射源 同步加速辐射 激波加热 年龄 105yr形态分类 壳层型 辐射主要来自纤维状的球形壳层和星际气体的相互作用 混合型 辐射来自遗迹整个区域 并且由中心的脉冲星提供能源 大学物理 CrabNebula OpticalandX ray 典型的超新星遗迹 大学物理 大学物理 大学物理 不同质量恒星的演化结局 大学物理 大学物理 7 5恒星演化的结局 白矮星 中子星 黑洞 大学物理 白矮星的形成在红巨星阶段 恒星内部温度超过一亿度 核心部分以氦聚变为主 氦很快就枯竭了 中心塌缩形成了白矮星 这个过程不会象超新星那样剧烈地爆炸 2 白矮星是热核反应停止以后恒星的一种稳定结构 由简并电子气的压力和引力抗衡而达到平衡 3 由于热核反应停止 辐射压大大降低 导致恒星坍缩 温度升高 密度加大 原子核外的电子全部电离 变成赤裸裸的原子核 所有电子都成为自由电子 恒星的体积突然变小 大学物理 白矮星基本特征在H R图白矮星位于主序带的左下方 球状星团M4中的白矮星 大学物理 结构 质量M 0 2 1 1M 平均 0 6M 半径R 5 103 104km密度 105 107gcm 3自转周期P 10sec 绝对星等Mv 8m 16m 有效温度Teff 5 103 4 104K 大学物理 白矮星质量上限当坍缩后的恒星质量超过一定的限度后 密度再加大 简并电子气就变为相对论性的了 就不可能形成稳定的白矮星 因此 白矮星有一个质量上限 钱德拉塞卡推出上限值为1 44个太阳质量 这是一项天文学上重要的成就 是获诺贝尔物理学奖的原因之一 质量比较大的老年恒星不可能会演变成白矮星 它们最终将演化为密度比白矮星更大的天体 中子星或者黑洞 大学物理 中子星 neutronstars 1 中子星研究简史1054年中国北宋天文学家发现金牛座客星 超新星 宋史 天文志 宋至和元年五月己丑 1054年7月4日 客星由天关东方可数寸 岁余稍没 宋会要 嘉祐元年 1056年 三月 司天監言 客星没 客去之兆也 初 至和元年 1054年 五月 晨出東方 守天关 书见如太白 芒角四出 色赤白 凡见二十三日 大学物理 1932年L D Landau预言简并中子流体的存在 1934年W Baade和F Zwicky预言超新星爆发产生中子星 supernovaerepresentthetransitionsfromordinarystarsintoneutronstars whichintheirfinalstagesconsistofextremelycloselypackedneutrons PHYSICALREVIEW VOL 4 JANUARY15 1934 大学物理 NeutronStarin3C58 大学物理 1939年J R Oppenheimer计算出第一个中子星理论模型 1967年J Bell发现第一颗射电脉冲星PSR1919 21 1968年T Gold提出旋转中子星的脉冲星模型 1968年探测到船帆座超新星遗迹和蟹状星云中的脉冲辐射 1971年Uhuru卫星探测到第一颗X射线脉冲星CenX 3 大学物理 2 中子星的形成 大学物理 2 中子星的形成 中子的形成 URCA过程 逆 衰变 当电子处于简并态时 第二步反应受到Pauli不相容原理的抑制 电子数减少 电子简并压降低 加速核心坍缩中子数增加 原子核结合能降低当 n 4 1011gcm 3 中子从原子核中滴出当 n 1014gcm 3 原子核瓦解 形成中子海洋 大学物理 表层大气 cm外壳 1km 固态金属 Fe e 内部 超流中子和超导质子 核心 超子 奇异物质 3 结构 特征质量M 1 4M 半径R 10km由外向内依次为 大学物理 4 中子星的质量上限 质量 半径关系 中子星的质量越大 半径越小 Oppenheimer极限质量 2 3M 大学物理 5 射电脉冲星 radiopulsars 1967年剑桥大学穆拉德射电天文台研究生JocelynBell利用A Hewish领导研制的射电望远镜发现了第一颗射电脉冲星PSR1919 21 1974Nobelprize 脉冲周期P 1 3373sec 大学物理 脉冲星 自转磁中子星脉冲周期 自转周期 恒星坍缩时角动量守恒辐射能源 中子星转动能能损率蟹状星云脉冲星4 7 1038ergs 1 蟹状星云辐射功率 1 1038ergs 1 大学物理 大学物理 研究进展 广义相对论验证1974年R Hulse和J Taylor发现双星射电脉冲星PSR1913 16 1995年获Nobel物理学奖 P 59ms Mtot 2 8M 双中子星 Porb 7 75hr与广义相对论的预言一致 双星中子星绕转 引力波 能量和角动量损失 双星轨道收缩 大学物理 黑洞 blackholes 1 广义相对论和时空弯曲1915年 Einstein发表广义相对论 generalrelativity 物质 引力源 时空弯曲 curvedspace 引力场强弱 时空弯曲程度例如 地球绕太阳运转可以认为是它沿着太阳周围四维时空中的测地线运动 大学物理 黑洞周围的时空弯曲程度最大 大学物理 引力半径 gravitationalradius 在引力半径Rg内的光子无法逃逸 对Schwarzschild黑洞 不转黑洞 Rg Rs 3km M M 天体的致密程度可以用Rs R表示 大学物理 在越致密的天体附近 光线弯曲的程度越大 大学物理 2 Schwarzschild黑洞的基本性质 结构中心奇点 singularity 视界 eventhorizon 半径为Rs的球面 在视界内的任何信息无法向外传递 光层 photosphere 半径为1 5Rs的球面 各向同性辐射光子中的一半可以逃逸 大学物理 引力红移 0 1 1 Rs R 1 2如果R Rs 视界是无限红移面如果R Rs 0 1 GM c2R或其中 光子质量 大学物理 时间延迟在黑洞附近的时钟比远处的时钟走得慢 在视界处的时钟看上去完全停止 大学物理 黑洞无毛发定理表征黑洞性质的物理参数 质量 角动量和电荷 Kerr黑洞 黑洞面积不减定理黑洞可以合并 不可以分裂 熵 大学物理 黑洞的蒸发真空 正负 虚 粒子对负粒子被吸收 黑洞质量减小正粒子逃逸 带走能量黑洞能损率 黑洞寿命当M 1M t 1067yr 当M 1015g t 1010yr 小黑洞已经蒸发 大学物理 3 黑洞的观测证据 恒星级黑洞途径 搜寻质量超过中子星质量上限 2 3M 的致密星 确定致密天体性质 X射线辐射 时变确定致密天体质量 双星轨道运动 X射线双星 大学物理 黑洞候选天体CygnusX 1 强X射线源X射线辐射光变时标 1ms 辐射天体尺度 108cm 中子星或黑洞 大学物理 星系级黑洞M 106 109M 通常位于星系核心 大学物理 大学物理 Intermediate MassBlackHoles ChandraX rayObservatoryhasfoundnewpopulationsofsuspectedmid massblackholesinseveralstarburstgalaxies wherestarsformandexplodeatanunusuallyhighrate 伽马射线爆 伽马射线暴简称为 伽马暴 是宇宙中伽马射线突然增强的一种现象 伽马射线是波长小于0 1纳米的电磁波 是比X射线能量还高的一种辐射 伽马射线暴的能量非常高 所释放的能量甚至可以和宇宙大爆炸相提并论 但是持续时间很短 长的一般为几十秒 短的只有十分之几秒 而且它的亮度变化也是复杂而且无规律的 伽马射线暴 GRBs 可以分为两种截然不同的类型 长伽马射线暴和短伽马射线暴 更常见的长伽马暴 持续2秒到几分钟不等 差不多已经被解释清楚了 在目前的图景中 它们是在一颗高温 超大质量的沃夫 瑞叶星 Wolf Rayetstar 坍缩形成黑洞时产生的 虽然短伽马射线暴一瞬即逝 但现在 雨燕 每年可以捕捉到10次短伽马射线暴 为我们的研究提供了非常宝贵的资料来源 我们现在的研究认为 短伽马射线暴可能来源于一个双星体系的两颗恒星的合并以及一个黑洞的同时产生 伽马射线暴的能源机制至今依然远未解决 这也是伽马射线暴研究的核心问题 随着技术的进步 人类对宇宙的认识也将更加深入 很多现在看来还是个谜的问题也许未来就会被解决 探索宇宙的奥秘不但是人类追求科学进步的必要 这些谜团的解开也终将会使人类自身受益 伽马射线暴 产生原因 天文学家的以前说法 可能是由于这种伽马射线暴距离太远 无法在视觉波长范围内观测 最新一项研究揭示了其中的奥秘 星际尘埃吸收了几乎全部的可见光 但能量更高的伽马射线和X射线却能穿透星际尘埃 被地球上的望远镜捕捉到 伽马射线暴不过大质量恒星的死亡会产生伽马暴这一观点已经得到普遍认同 天文学家认为 其中的大多数伽马暴是在超大质量恒星耗尽核燃料时发生的 当恒星的核心坍缩为黑洞后 物质喷流以接近光速的速度向外冲出 喷流从坍缩星涌过 向宇宙空间行进 并与先前被恒星照耀的气体相互作用 产生随着时间衰减的明亮余辉 多数伽马射线将在可见光范围内呈现出明亮光线 然而一些伽马射线暴却是黑暗状态 它们在光学望远镜中无法探测到 最新一项研究显示 黑暗伽马射线暴实际上并不是由于距离遥远而无法观测 它们无法释放光线是由于被星际尘埃吸收了大部分的可见光 这些星际尘埃团可能是恒星孕育诞生地 伽马射线暴是1967年美国Vela卫星在核爆炸监测过程中由克莱贝萨德尔 Klebesadel 等人无意中发现的 恒星的诞生和老恒星的死亡是联系在一起的 超大质量恒星迅速老化 爆炸 散发出的星际尘埃快速充斥于星云之中 超大质量爆炸产生的新物质也被喷发进星云之中 星云密度变得很大 孕育新的恒星诞生 在充斥着星际尘埃的星系 大量的恒星生死轮回正在发生着 由于恒星形成于星际尘埃区域 可推测包裹黑暗伽马射线暴的尘埃团可能是孕育恒星的诞生之地 这个发现直到1973年才公布出来 这是一种让天文学家感到困惑的现象 一些伽马射线源会突然出现几秒钟 然后消失 这种爆发释放能量的功率非常高 一次伽马射线暴的 亮度 相当