太阳的形成(恒星的演化过程 )

1、太阳的形成（恒星的演化过程）【摘要】恒星的演化史可为四大阶段：引力收缩阶段，主星序阶段，红巨星阶段和晚期阶段，在恒星演化过程中还伴随着元素的形成和生命物质的产生。本文简单叙述了恒星的诞生、演化及衰亡过程,展示了恒星的存在历程，同时表明了恒星这类重要天体的起源及演化规律。描绘了恒星在星际气体尘埃中诞生，在主星序阶段稳定演化并伴随着各种重元素的形成,最后以白矮星，中子星或黑洞结束一生画面。本文讨论了恒星的演化和元素的形成以及生命物质的产生的关系，认为元素演化、天体演化、生命的起源与演化三者密切相关。在恒星的演化过程中，引力塌缩和热核反应交替进行为演化提供能源，在这个过程伴随有微观粒子的反应过程，亦

2、即元素形成过程。另外超新星爆发等恒星演化事件为比铁更重的重元素的形成提供了基本条件。而恒星随着自身的诞生、死亡，就在恒星和星云之间相互转换。【关键词】赫罗图（HR图）；红巨星；白矮星；中子星;黑洞；元素TheprocessofthefixedstarAbstractThefixedstarevolutionlustoiymaybefourstagesmark:Thegravitationcontractsastage、betokenstheorderstarstage,ledgiantstarstageandlaterpenodstageIntheprocessofthefixedstarev

3、olution,elementfonnedandlivingmatterscameintobeing.TheFixedstarcomingintobemgthemambodyofabookliasbeennarratedsmiply,evolvesandbecomesfeebleanddie,creationofelementandlivingmatterscameintobeing.haveshownthelawthereexistmgcourse,onginandevolutionhavmgindicatedfixedstarthiskuidofthemiportantcelestialb

4、odyatthesametimeinfixedstairs.Havedescribedoutafixedstarcomingintobemgininterstellaigasdust,beforepnmaiycomponentoideistagestabilizeevolution,alifetimecomingtoanendfinallywiththewhitedwarf.neutronstarorblackholeexperiencesanoutlme.Thisaiticlediscussestheevolutionofstarsandthefonnationofelements,aswe

5、llasthelivesoftherelationshipbetweentheemergenceofmateiialthattheelementsofevolution,theevolutionofcelestialbodies,theongmandevolutionoflifearecloselyrelated.Illthecourseofstellarevolution,gravitationalcollapseandtliennonuclearreactiontotheevolutionofalternateenergy,intheprocessaccompaniedbythereact

6、ionoftheprocessofmicro-paiticles.thatis,theprocessofelementfonnation.Inaddition,suchassupernovastellarevolutionoftheoutbreakoftheincidentevenheavierthannontheformationofheavyelementsprovidethebasicconditions.Andthebirthofstarswiththenown,deathstarsandnebulaeintheconversionbetweenKeyWords:lienzspmngm

7、sseldiagram;redgiantstar;wlutedwaif;neutionstar;collapsai;element.III目录TOC o 1-5 h z HYPERLINK l bookmark6 1引言1 HYPERLINK l bookmark8 2恒星的亮度、表面温度及恒星的元素构成1 HYPERLINK l bookmark10 2.1恒星的表面亮度12恒星的温度1 HYPERLINK l bookmark12 3赫罗图1 HYPERLINK l bookmark14 4恒星的元素构成2 HYPERLINK l bookmark16 恒星的生命历程2 HYPERLINK

8、 l bookmark18 3.1恒星的诞生2 HYPERLINK l bookmark20 3.2恒星的青年：主序星3 HYPERLINK l bookmark22 3恒星的中年：33.1大质量恒星-超巨星-超新星爆发33.2较小质量（类太阳）恒星-红巨星4 HYPERLINK l bookmark24 3.4归宿43.4.1大质量恒星-黑洞和中子星44.2较小质量（类太阳）恒星-白矮星4 HYPERLINK l bookmark26 4元素的演化4 HYPERLINK l bookmark28 1比铁轻的元素一一热核反应5 HYPERLINK l bookmark30 2比铁重的元素中子俘

9、获72.1快中子俘获，场所：超新星爆发72.2慢中子俘获，恒星7 HYPERLINK l bookmark32 5生命起源与演化7 HYPERLINK l bookmark34 5.1生命的组成元素：7 HYPERLINK l bookmark36 2天体演化形成组成生命的基本元素8 HYPERLINK l bookmark38 3生命起源推测8 HYPERLINK l bookmark40 结论8 HYPERLINK l bookmark42 参考文献8致谢9太阳的形成1引言恒星的形成是天体演化的重大问题之一，研究恒星形成不仅对于了解恒星演化很有意义，而且对于太阳系起源和生命起源问题也是至关

10、重要的.近年來，恒星形成的研究英为活跃.自十八世纪康徳和拉普拉斯提出星云说以來，太阳系起源问题的研究长达二百年左右，但至今仍众说纷纭，未获完满解决，与此对照，尽管恒星物理和演化的研究主要是近儿十年的事，但却取得了重大的突破.其原因在于，目前只直接观测到太阳系这样唯一的行星系样品，并且是己演化至今的现状，因此，研究太阳系的起源是极为困难的，相反，恒星却有千千万万，而且各处于不同演化阶段，有处于形成之中的，有年青的，也有在衰亡的，虽然我们不能观测某颗恒星的演化全过程，但是综合不同年龄恒星的大量资料，就可能总结出星际云收缩，形成下一代恒星.恒星形成至今仍在进行着，已观测到许多处于从分子云向恒星演化的

11、过渡天体.恒星作为宇宙中重要的天体，它从何而來，去往何处，以及它形成过程中元素是如何产生的？还有这些元素对于我们现在生命是什么样的关系呢？下面我们就通过恒星的一生來解答这些问题。2恒星的亮度温度等，恒星的元素构成2.1恒星的亮度恒星的亮度用视星等和绝对星等來表示。星等：恒星越亮，星等越小。视星等:在地球上测出的星等。这个星等数并不反映恒星本身真正发出的光度大小，因为这里没有考虑恒星的距离（同样发光度的恒星，距离越远，我们看到的视亮度越小），所以我们把这个星等数叫做视星等。绝对星等：归算到离地球10秒差距处的星等。U（紫外）、B（蓝）、V（黄）三色系统。B和V分别接近照相星等和目视星等。二者之差

12、就是常用的色指数。由色指数可以确定色温度。太阳的V二-26.74等，绝对目视星等M=+4.83等,色指数B-V=0.63,U-B=0.12。2.2恒星的表面温恒星表面的温度一般用有效温度來表示，它等于有相同直径、相同总辐射的绝对黑体的温度。恒星的光度级可以分为I、II、【II、IV、V、VI、VII,依次称为超巨星、亮巨星、巨星、亚巨星、主序星（或矮星）、亚矮星、白矮星。太阳的光谱型为G2V,颜色偏黄，有效温度约5,770KoA0V型星的色指数平均为零，温度10,000K。恒星的表面有效温度由早0型的儿万度到晚M型的儿千度，差别很大。2.3赫罗恒星表面温度是描述恒星性质的重要参量。由于不同的温

13、度，恒星表现出不同的颜色。我们可以通过恒星颜色大致判断其温度，通过光谱分析准确测定其温度数值。110图1赫罗图00001Vi00002由于距离的原因我们看到的恒星亮度并不代表其实际温度，这样，我们利用表示恒星总辐射功率的光度來描述恒星。当然高度可以由目视亮度和距离借助一定关系式求出。这样我们天文学家用恒星的表面温度和光度作为坐标轴组成关系图，这就是赫罗图(HR图)。恒星可用HR图中的一点表示出來。这样就把所观测到的恒星依据表面温度和光度这两个可以测量的量作为判据加以排序。图1是邻近太阳的恒星在赫罗图中的分布。不难发现除个别恒星的点落在左下方或右上方的位置，多数恒星的表面温度和光度在图中的点落在

14、一条由左上方向右下方延伸的狭长带内，称这个狭长带为主星序。多数恒星处于主星序内，这说明恒星的表面温度和光度都不是随机分布的，而是具有一定的星序，恒星在主星序停留的时间最长。表面温度为T的恒星的辐射近似于同温下的黑体辐射，满足关系式L二4JiR2-KT1,其中L为光度,K为斯一玻常数,R为恒星半径。所以当T相同时，光度L小则半径R也小,L大R也大。而且因此说沿着主星序向下，恒星质量逐渐减小。光度与颜色都相同的恒星有相同的质量。由质一光关系式L/Lo103(p7h)(m/Mo)其中L为光度,L、分别是太阳的光度和质量，u、H分别是恒星物质的平均分子量和不透明度。可以看出恒星的光度L与半径R无关，但

15、与它的质量三次方成正比。这也表明恒星质量沿主星序向下而迅速减小。如图2恒星的表面温度、光度、半径、质量这些参数之间结成一定关系,这种关系决定了恒星在演化过程中在赫罗图中位置的移动。赫罗图为研究恒星演化问题提供了重要实测基础。2.4恒星的元素构成光谱分析，正常恒星大气的化学组成与太阳大气差不多。按质量计算，氢最多,氨次之，其余按含量依次大致是氧、碳、氮、氛、硅、镁、铁、硫等。但也有一部分恒星大气的化学组成与太阳大气不同，例如沃尔夫一拉叶星，就有含碳丰富和含氮丰富之分。理论分析表明，在演化过程中，恒星内部的化学组成会随着热核反应过程的改变而逐渐改变，重元素的含量会越來越多，然而恒星大气中的化学组成

16、一般却是变化较小的。3恒星的生命历程3.1恒星的诞生介质云在其本身的引力作用下开始收缩的时候，恒星的形成过程就开始了，当它收缩时，引力势能转换为热能，气云发热，当发热时，介质云压强升高并企图阻止坍缩，由于介质云温度高，所以光和电磁辐射就从它的外表面发射出去此时，介质云不能保持所需要的压强，继续慢慢地坍缩，随着坍缩的进行就会更热，在这种缓慢的坍缩会进行儿百万年以，而我们把这个过程中介质云的收缩体称为原恒星，之后气云中心变得足够的热和密，以致核反应开始发生，氢转变为氨，释放可观的能量（这就是发生在早期宇宙中的基本核聚变过程），介质云被稳定于这一点，这时,表面辐射掉的能量与核反应所产生的能量相平衡，

17、所以介质云不必进一步坍缩去得到热能，而达到一种力的平衡，这就形成了一个恒星.而要达到这种力的平衡在物理上必须要满足三个条件：一是引力坍缩。二是动量守恒，角动量守恒会造成星云开始产生自转之后形成原恒星。三是热核反应。3.2恒星的青年恒星在登上零龄主序之后，内部己经达到了流体静力学平衡和热学平衡，这种状态能使恒星表面温度长时期的保持稳定。主序上的恒星是各序列中最多的，说明恒星在主序上的生命过程最长。但是质量越大的恒星在主序上停留的时间越短，1924年，爱丁顿发现：一个处在辐射平衡状态的理想气态球，其光度与质量的3.5次方成正比。恒星的寿命=燃料储备/燃料消耗率，燃料储备8质量，燃料消耗率g光度。一

18、般，质量为M的主序星，寿命为10年XM_25o质量大于60M。的恒星，在主序的生存期短于10”年X6025,即3.6X10年。3.3恒星的中年恒星上氢的总量毕竟是有限的，当氢接近殆尽时，热核反应就开始减弱了,相应的向外辐射也减弱了,辐射和引力间的平衡被打破，作为失去平衡的直接结果，星核由于引力作用开始收缩，收缩的星核温度乂迅速升高。高温的星核乂加热了恒星外层的大气，使得恒星外层向外膨胀,恒星的体积变大了。这时恒星进入了新的演化活跃期。由热力学定律可知，恒星膨胀后它的大气的温度迅速降低到4000K左右，由于处在这样低温的恒星发出的光是偏红的，所以这时的恒星演化成了一颗红巨星。红巨星的外层大气虽然

19、在膨胀和冷却，而它的星核却由于引力而在收缩形成镜像反应，核的密度和温度在不断升高。当星核温度超过1亿K时，星核中的氢元素被点燃，发生以氨为原料的核聚变。在一些质量较小的恒星上，氨的核聚变是突然发生的，即氨闪。恒星的质量大-3-太阳的形成-4于4倍太阳质量时，当氨燃烧殆尽后，还会相继发生碳核聚变，氧核聚变,最终星核中产生大量的Fe元素。当恒星进入红巨星阶段后，它将离开主星序,在较短的时间内沿右上分支方向快速移动。在图1的赫罗图中,可看到有儿颗恒星在右上方的低表面温度一一高光度区域，它们就是处于红巨星阶段的恒星。恒星在这一阶段与主星序阶段相比停留的时间较短，演化速度快，其光度也要高得多。3.3.1

20、大质量恒星-红超巨星-超新星爆发通常，当恒星质量大于4M。时，恒星可能会向红超巨星转化。在主星序末期，氢聚变的热核反应无法在中心区进行，星体塌缩，温度急剧上升。中心氨核温度可高达1亿度。此时恒星可发生两种核反应。其一是紧邻中心氨核的氢氨混合气体受热后重新引发氢聚变，氢燃烧层会逐渐向外扩展。其二是氨核处发生的三个氨原子聚变成一个碳原子的聚变反应。由于两种核聚变产生的巨大能量以及氢聚变向外扩展的趋势，恒星的半径将比红巨星乂增大许多倍，表面温度也由儿万度降至三四千度,成为红超巨星。较普通红巨星而言，红超巨星半径要大的多，其用于外层膨胀所消耗的能量要多得多，因此红超巨星的表面温度会更低些。此阶段过后，

21、红巨星会发生爆炸，将其外壳物质抛散到宇宙空间中。大质量恒星会发生猛烈的大规模爆炸，当恒星爆炸时的绝对光度超过太阳的100倍（中心温度可达100亿度），即新星爆发时光度的10万倍时，这种爆发就被称为超新星爆发。3.3.2较小质量（类太阳）恒星-红巨星质量小的恒星，中心温度将不足以点燃氨聚变，它会在红巨星阶段停留很长时间，但是总有一天它也会爆发。3.4归宿3.4.1大质量恒星-黑洞和中子星1934年美籍天体物理学家巴得（W.Baade）和茨维基（F.Zwicky）出，对于大质量的恒星在坍塌的过程中，由于质量过大，引力过强，电子简并力不足以抵抗引力的作用，使星核受到极大压缩（密度可达1014g/cm

22、3）,核中物质变成中子气（含有中微子），星核的压缩产生巨大的能量，以爆炸的形式将外层以碎片推散到太空。在这期间，由于星体的高温而发光，成为超新星。爆炸完毕,剩余的星核密度很高，引力很大，与星核中的中子简并力相平衡，从而形成中子星。著名前苏联理论物理家朗道，在对天体物理和量子场论的研究中得出：其形成的中子星质量不会超过2M0o银河系中著名的蟹状星云的中心星就是一颗中子星。它通过x射线发射的能量比它在光学波段的能量高出百倍之多。中子星表面积小，光度比普通恒星低儿十亿倍，很难用光学仪器及热辐射接收器加以观测，通常科学家通过射电和x射线的记录來观测中子星。太阳的形成如果恒星的晚期经过超新星爆炸后，质量

23、仍大于2MO,其中子简并力不足以抵抗巨大的引力作用，星核还要继续坍塌，直到相对论效应的临界半径以下，星核中产生了一种量子引力，塌缩停止，形成黑洞一一全黑的星体，即便在该星体表面发出光束,光粒子也会由它的引力拉回。3.4.2较小质量(类太阳)恒星-白矮星对于质量小于1.4M的中央星核，当坍缩到它的密度达到106-109g/cm3,星核原子完全电离，进入了电子简并态，电子简并的压力能阻止继续坍缩，星核大小不再变化，使得星核的密度不再增加，这时星核成为一颗白矮星。但它们仍然通过辐射失去能量，白矮星一直冷却下去，这种冷却并不影响间并压强，但当它们失掉热能时会变得越來越红、越來越暗，最终会成为一堆恒星余

24、烬，变成一颗黑矮星。质量相当于太阳大小的恒星星核,永远达不到发生碳核聚变的高温。约10万年之后,它将演化成为一颗主要成分是碳的白矮星。4元素的演化4.1比铁轻的元素热核反应恒星的主要组成是氢，其次是氨，还有0、C、N及少量的金属元素。热核反应只在星核中发生，那里有足够高的温度维持热核反应的进行。在温度达到1000万K以上时,4个氢核聚变为1个氨核，同时损失一小部分能量。这时的热核反应形式称为质子一质子反应。它由三个反应组成：TOC o 1-5 h zf，D+J+y(1)913D+H-He+Y(2)He+Hef矗+2七(3)反应(1)是两个称为质子的氢核(乜)相碰撞而聚变为一个称为氟(2D)的重

25、核，并放出一个正电子(e)和一个中微子(丫)。新形成的宛核再与邻近的氢核相聚合，如反应所示,产生一个氨的同位素He,并放出一个Y射线光子。而两个He核所进行的第个反应，则可聚合成为一个氨核CHe)并同时放出2个氢核。这三个反应可以综合为一个质子一质子反应的表达式:PHHe+2Y+2J+2丫即整个反应相当于4个氢核聚变为1个氨核，并同时产生2个中微子,2个正电子和2个Y射线光子。其中的正电子e极易同附近的电子e发生湮没作用而变为丫光子。当恒星中心温度达到15000万开，另一种热核反应碳一氮一氧反应占据主导地位。此反应由以下6个反应组成：1?113C+H-N+Y-5-TOC o 1-5 h z13

26、xt13厂+(L、NfC+e+Y(5)13C+1H-11N+Y(6)14N+1H-15O+y1O0*15N+e+Y(8)15N+”Hf%+He(9)这组反应中的碳核（）和氮核（f）可循环使用，是热核反应的催化剂。咖、15和0则分别是反应中出现后即消失的氮、碳和氧的同位素。总的结果还是4个氢核合成一个氨核，并另外给出3个光子,2个正电子和2个中微子。其中的正电子同样会和电子淹没而变为光子。质子一质子反应,碳一氮一氧反应都是4个氢核合成一个氨核，并以光子和中微子的形式产生大量能量AE。这部分能量会遵从质能相关原理AE=AmC2的规律辐射出來,其中：Am是氢核发生聚变成为氨核时的质量亏损。AE=4X

27、1.00728-4.0015=0.02762（原子质量单位）。即0.02762X1.6606X10-24g可算出lg氢转化为氨时释放出能量大到IO】*尔格,相当于15t煤燃烧时放出的热量。氢是恒星上最丰富的物质。太阳形成时，氢约占总质量的78%,燃烧氢所释放的能量足够太阳温度辐射上百亿年。所有恒星都是由氢的核聚变反应來提供能量的。不同的是，质量小于或等于太阳质量的恒星进行的是质子一质子反应，更大质量的恒星内部则进行的是碳一氮一氧反应。由于在恒星内部发生的氢核聚变反应提供了强大的能源，才得以长期维持它在主星序阶段的辐射大体稳定。通过赫罗图得到:随着恒星质量的增大,它的光度也急剧增大。这种理论计算

28、结果，与观测得到的恒星的质光关系相符。质量越大的恒星在主星序阶段停留的时间愈短，因为它的光度大，储存核燃料消耗过快。太阳在主星序阶段停留上百亿年，而具有儿十个太阳质量的恒星只能在主星序阶段停留约百万年。质量的大小决定了恒星演化进程的时间长短。在一个质量大于25Mtt.的恒星中，C、0、N都可以继续“燃烧”形成更大更复杂的原子核：cHe+%C-16SO+YHe+1680-YoNe+y*2He+2010Ne-*2412Mg+Y这类反应可一直持续，直至铁的形成：2He+22Mg-2S14Si+丫：He+爲Si-*3216S+丫：He+5224Cr-*5626Fe+y除此之外，由于能量不足，不可能以聚

29、合方式形成更重的元素。由大原子核参与反应的其他聚合反应仍可以进行。如碳或氧的燃烧生成重核的反应：3C+126C2010Ne+He16s0+16s0-驾Si+lHe这些反应所需要的温度，反应的速率及其他条件均有很在差别。碳氮各氧的燃烧也以可从别的途径进行，从而形成了其他同位素。例如:3c+126Cf23nNa+H+Y1680+1680f3115p+H+Y16s0+16s0f3116S+xon+Y至此，所讨论的聚合反应可以解释原子序数小于26（铁）的大多数元素的形成。但是，由于聚合反应的产物热力学并不稳定，即它们比起作为稳定粒子状态的趋势,分解成为更小的组成部分更加容易，更重元素并不以通过这一过程

30、形成。4.2比铁重的元素中子俘获原子序数大于26的重元素形成的最常见的机制被称为中子俘获。在中子俘获反应中，一个中子撞击目标原子核。由于中子的相对原子质量为1,而原子序数为0,反应中形成的元素是原目标元素的同们素，且质量比原目标元素大1：前+-二Mo由于大质量的恒星中，中子数量较为充裕，中子俘获反应比较普遍。回想一下碳、氮和氧燃烧的等式，不难发现这类反应一般有阿尔法粒子这一产物。天文学家己经发现在这类反应中最普遍的3种中子來源可用以下方程式表达：136C+52Hef16s0+xonioNe+2Hefi2Mg+:on25i2Mg+2He-2SiiSi+xon-7-大多数情况下，一个稳定的原子核可

31、以再吸收一到三个中子仍旧介质保持稳定。例如，当铁一56吸收一个中子变成铁一57时，仍然稳定：56-157-26re+onfFe+Y反应中形成铁一57可以吸收第二个中子从而形成铁一58：5726Fe+）n-5S26Fe+y最后铁一58可以再吸收一个中子，形成铁59：笃屁+*5926Fe+y但这步反应的产物铁一59并不稳定。它以释放贝塔射线的形式衰变，半衰期为44.5天。一个不稳定的同位素衰变后会形成新的同位素及新的元素。如：TOC o 1-5 h z_59_o26re-*27C0+-ie通过中子俘获形成钻后，它也将变成中子俘获的目标。通过这一过程将钻转化为辐射性的钻一60：59厂160厂27Co

32、+on27C0+Y钻反过來通过贝塔射线衰变形成相邻的元素一線：厂GO,027VOf2sCo+-ie依照这个过程继续下去，每一个给定的原子核最终会增加一个中子而变重。5生命起源与演化5.1生命的组成元素：生物体中大约只有25种元素是构成生命不可缺少的元素。包括：常量元素：C,H,0,N,S,P,Cl,Ca,K,Na,Mg等11种元素。微量元素：Fe,Cu.Zn,Mn,Co,MoSe,Cr,Ni,V,Sn,Si,I,F等14种元素。5.2天体演化形成组成生命的基本元素超新星爆发会向巨洞抛射出重元素，例如碳、氧和铁。天体物理学家VolkerBromm（哈佛史密松天体物理中心）NaokiYoshida（口本国家天文台）和LarsHernquist（CfA）对此进行了新的模拟，结果显示第一代恒星的超新星爆发会把大量的重元素抛射到数千光年的范围之内，向全宇宙播散生命的种子。在天体演化时，热核反应和中子俘获过程中C,H,N,0,S,Mg,Fe等元素都己经形成，这些都是构成生命体不可或缺的基本元素。5.3生命起源推测碳、氢、氧、氮、硫和磷这六种生命元素构成了地球上生物体物质总量的98%,而这些元素是伴随着宇宙起源和演化过程而产生的。宇宙的状态和宇宙物质运动