恒星演化.doc

恒星摘要：本文分为两大部分，前部分将介绍恒星的各个参数，包括亮度、视星等、光度、大小、质量等基本特征以及恒星彼此之间的联系等等（也适当包含了一些对恒星参数测定的方法）。后半部分则将着重介绍恒星的起源与演化过程。关键词：恒星、起源与演化。1.前言在美丽而又浩瀚的夜空中，我们痴迷于若隐若现的点点繁星，向它们寄托着我们难以磨灭的情感，它们也因此成为了我们心中永远的美丽传说。而实际上，那点点繁星大都是离我们十分遥远的恒星，我们对它们仍知之甚少。因此，研究恒星与恒星系统已势在必行:它是解决现代最基本理论-天体的起源与演化问题所不可缺少的；同时它也有助于解决物理学中的基本理论，寻找新能源；甚至于对这个问题的研究，对哲学的进步与发展同样起着积极作用，因为恒星和恒星系统是唯物主义宇宙观和唯心主义宇宙观激烈斗争的重要方面。2.恒星的基本参数2-1恒星观测的发展历程恒星是指由内部能源产生辐射而发光的大质量球状天体。太阳就是一颗典型的恒星。自古以来，恒星一直是人们探索大自然的一个重要研究对象。人类研究恒星最初是依靠眼睛，但“最好”的眼睛最多只能看到6000余颗恒星。望远镜发明后，人类可以观测到眼睛看不到的恒星，早先美国帕洛马山天文台的直径5米的望远镜可以观测到20亿颗恒星，而在哈勃望眼镜升空后已经把人眼识别天体的范围提高了40亿倍。与此同时，人类还通过射电，x射线，红外线等多种电磁波去了解和研究恒星。2-2恒星的距离恒星离我们是十分遥远的，除去太阳外，离我们最近的恒星是半人马座比邻星，距离大约有4*1013千米，而其他恒星更是远远大于这个距离。那么，应该怎样进行恒星距离的测量呢？我们现在常用的一种方法叫做三角视差测量，也称作周年视差（测量方法由于篇幅有限，将不作详细介绍），需要注意的是；天文学中不用千米作为天文单位，因为这必然会造成数据过于庞大。天文学中取光年（ly）或者秒差距（cp）作为恒星之间距离的单位。前者是指光在一年内走的距离，而后者是指从恒星角度看日地平均距离的张角为1弧秒的距离，在数值上等于3.259光年，一光年等于9.5*1015米。但是由于三角视差测量法误差较大，人们也采用分光测量法、造父变星法、星团视差法以及统计视差法等测量。2-3恒星的亮度与视星等当我们用肉眼观测恒星时，会发现恒星并不是一样亮的，有的较暗，有的较亮，。恒星的这种看起来明暗程度成为视亮度，简称为亮度，用E表示。在天文学上，星的亮度用星等表示。古人依照星的明亮程度将星分为六个等级，肉眼刚刚能看到的星为六等星，天空中最亮的约20颗星为一等星。这个星等系统原则上保留到现在，并给予了标准化后推广到特别亮的天体以及肉眼看不到的暗星上。星等数越大，对应的恒星越暗；对于很亮的星，星等数可以为零甚至负数。例如;太阳的星等为-26.8等，满月的星等为-12.0等，天空中最亮的星（除太阳）为-1.6等，织女星为0.1等。用5米望远镜能看到的最暗的星的星等为21等。此外，观测表明，当两颗星为5等时，亮度的比值为100，因此，只要由观测定出了某星相对于零等星的亮度，就可以求出它的星等。以上所讨论的星等都是针对目视观测而言，称为目视等星。对于不同的辐射接受仪器，它们对于光线的敏感度不同，所以用不同的仪器测量同一天体得到的星等往往是不同的。2-4恒星的光度与绝对星等在生活中，我们往往有这样的感受：同一光源，从远处看觉得它暗一点，从近处看它，觉得亮一点。实验证明:任意光源的视亮度与该光源到观测者的距离平方成反比。因此，恒星的视亮度并不能代表它的真正发光能力。恒星真正的发光本领成为光度，用L表示。它是恒星每秒钟向四面八方发射的总能量。既然恒星的视亮度与距离有关，单从视亮度是不能得出恒星的光度。为了比较不同恒星的光度，可以假想将恒星移到同一位置，然后比较它们的亮度。天文学上把这个距离取为10秒差距，相当于10秒差距距离上的星等成为绝对星等。用字母M表示。若以E表示某恒星的视亮度，r表示恒星到太阳的距离，以秒差距为单位，E1表示该恒星被假想移到10秒差距处所具有的视亮度，由于视亮度和距离的平方成反比，所以E1/E=r2/100，即M=m+5-lgr其中，M和m分别表示该恒星的绝对星等和视星等。太阳的绝对星等为4.75等，天狼星的绝对星等为1.4等。M越大，恒星半径也越大。一般把M是9等左右的恒星叫矮星，M-2等的恒星叫巨星，M为-4等以上的恒星叫超巨星。2-5恒星的大小、密度和质量2-5-1恒星的大小恒星的大小用其角半径的大小来表示。恒星的角直径非常小，即使是用最大的望远镜也看不到恒星的视面，因此只能依靠间接方法测出恒星的大小。恒星的角直径测量的方法主要有三种:月掩星法、干涉法以及光度法。月掩星法：当恒星被月球边缘掩食时会产生星光的衍射图象用快速光电光度计将图样变化记录下来，并与模拟不同角直径光源被月球掩食的理论衍射图样对照，从而定出被掩食恒星的角直径。同时，为了减少太阳光的干扰，通常利用月球黑夜那面进行测量。但此方法仅适用于在月球白道附近分布的恒星。干涉法：利用恒星干涉仪，将恒星的圆面看作两个半圆，并假定每个半圆面的光都是从半圆的中心射出来的。当两个半圆的光束通过干涉仪时，会产生两组明暗干涉条纹。调节干涉仪两孔距离，获得所需条纹的宽度，并记录两孔间距离的数值，代入公式计算。此方法对遥远的恒星有一定的局限性。光度法：利用恒星的半径和恒星的光度和温度之间的关系，可以推算出恒星的大小。设恒星的光度为L，表面的有效温度为T，半径为R，则L=4R2KT4其中，k表示斯芯藩-玻尔兹曼常数，可见由恒星的光度L和有效温度T可以求出半径，加上恒星的距离就可以得出恒星的角直径。该方法有较好的普遍性，但是可靠性不高。恒星的大小相差很大，有的直径比太阳大，而有的直径仅为太阳的几十分之一。2-5-2恒星的质量恒星的质量是出太阳外恒星的一个重要参数，但是除太阳外，目前只能对某些双星进行直接测定，其它的恒星的质量都是间接得到的，例如通过质光关系来测定。严格来说，恒星的质量范围是0.170M，（M为太阳的质量。）质量小于0.08M的天体不能靠自身引力压缩它的中心区达到足够高的温度，从而使氢点火，因而它们不能靠核反应产生能量发出光，这种天体，不能被称作恒星。质量大于70M的天体，由于自身引力压缩，它的中央可以达到很高的温度，在这种条件下，辐射压开始大大超过物质压，使得超大质量恒星很不稳定。现在已经确定的最大的恒星质量为65M，代号为HD47129。2-5-3恒星的密度恒星的平均密度相差很大，太阳的平均密度（1.4g/cm3）在恒星中出于中等地位。有的恒星密度仅为水密度的百万分之一，而有的恒星密度很大，为水的百万倍。2-6恒星的光谱恒星的光谱和太阳光谱一样，也是由连续光谱和吸收线组成的。但是，不同的恒星的光谱并不完全一样。根据对大量恒星光谱所进行的研究，大体上可以将恒星光谱分为7个主要类型（称为光谱型），这7中类型为O,B,A,F,G,K,M,此外，还有R,N和S型。这是取自一句英文“Oh!Be A Fair Girl Kiss Me.”的字首构成的，称为哈佛分类，由哈佛天文台首先确定。对于每一种光谱，还可以将它分为10个次型，如B型就可以分为B0，B1,B2，B3，B4，B5，B6，B7，B8，B9等10个次型。显然B0和O9相差并不大。O,B,A称为早型；F，G称为中型；K,M称为晚型。2-7恒星的赫罗图1911年丹麦天文学家赫兹波仑、1913年美国天文学家罗素分别研究了恒星在光谱-光度图上的分布情况。他们取恒星的光谱型为横坐标，恒星的绝对星等为纵坐标，得到如下一幅图，该图被称为恒星的光谱-光度图或者恒星的赫罗图，常写为H-R图。赫罗图的横坐标是按照光谱型排列的，对应恒星的温度。纵坐标是恒星的绝对星等，与光度相对应，反应恒星本身辐射量的多少。对一颗恒星来说，表面温度和绝对星等可以通过观测严格的确定，因此可以在图上找到一点与之对应。值得一提的是，恒星在赫罗图上的分布具有一定的序列。主星序：分布在左上角到右下角的对角线上，属于主星序的恒星叫做主序星，太阳就是一颗主序星，我们观测到的恒星有90%属于主序星。巨星和红巨星：在右上方可以看到一组恒星，它们的光度差不多，这一组称为巨星。在巨星的上面，还有一组恒星，光度更大，称为红巨星。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600010000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。18501920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，19251960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107年，最长的约1013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，恒星核心部分开始收缩。收缩的引力一部分能使氦对流核心的温度升高，以恢复力学平衡；另一部分使包围着氦对流核心的氢壳层膨胀，这种膨胀导致红巨星体积增大，表面温度降低，就总的向外发射的辐射能来说，是增加了，因而表现出较高的光度。这样，脱离主星序的星演化成红巨星。当核心处氦聚变为碳的反应开始时，反应非常猛烈，使得核心膨胀，外层收缩，表面温度升高，恒星在赫罗图上从红巨星区域向左方移动。 质量小于1.5M的星离开主星序阶段后，向红巨星的演化不同于大质量的星。4-6爆发阶段恒星演化晚期，在经过脉动阶段以后，很大一部分恒星可能还要经过一个爆发阶段。随着条件的不同，爆发方式不止一种。到20世纪60年代后期科学家才肯定了行星状星云的核心是演化到晚期的恒星。其核心由碳核组成，外层还有氦和氢。当外层物质落入内部后，便迅速聚变，释放出大量能量，引起大量的物质抛射。也可能是氦聚变区域由内部向外层延伸，当其接近恒星表面时，光度迅速增大，辐射压力超过引力，导致物质大量流出。这是爆发的一种方式。另一种爆发方式是新星爆发和超新星爆发。当恒星演化到晚期时，内部温度已高达几十亿开，密度已达到水的1 亿倍以上。 这时候恒星的内部会产生大量的中微子，中微子的穿透力很强， 大量逃逸出恒星，导致恒星的引力收缩。恒星以极大的速度收缩，引力能转化为爆发能量，这很可能是超新星爆发的原因.4-7临终阶段现代大多数天文学家认为白矮星、中子星、黑洞是恒星演化的最后阶段，它们都是高密天体，故临终阶段又可称为高密阶段小质量的恒星（0.08M1.44M），起先会膨胀，在这个阶段的恒星我们称之（红、蓝、白）巨星，然后会塌缩，变成白矮星或蓝矮星，辐射、丧失能量，成为红矮星，再成为黑矮星，最终消失。大质量的恒星(1.44M70M)，则会变成（蓝、白、红）超巨星，它会选择以超新星爆发的形式结束生命，最终会成为中子星或黑洞,中子星最终丧失能量，形成黑矮星。而黑洞会向外射粒子，或许会变成白洞，或许会完全蒸发。4-8总结恒星是不断向空间辐射能量的气体球。它的主要能源是在其内部深处发生的热核反应所释放的能量，其星核收缩或坍缩