天文学基础09-恒星.ppt

* * * * * * * * * * * * * * * * * * * * * /v_show/id_XNjM2MDEyNDQ=.html * * * * * * * * * * * * * * * * * * * * * * * * * * * * * * * * * 碳-氮-氧循环（碳循环） 二、主序星的理论模型 原始恒星主要是由70%～75%的氢和24%～27%的氦组成。 由于某种原因，原初物质相对集中，形成原始恒星。 当恒星内部放声了氢氦热核反应并达到一定规模，主序阶段开始。 在主序星内部，应当满足五个物理方程： 质量方程 流体静力学平衡方程 光度方程 辐射转移方程 物态方程 质 量 1M? 10M? 0.6M? 典型星 太阳 角宿一 天鹅座61A 观测值 绝对星等 光谱型 距离/秒差距 表面温度/开 4.75 G2 / 5800 -3.4 B1 83 24000 7.58 K5 3.4 4000 理论计算值 中心密度/克·厘米-3 中心温度/万开 中心压力/亿帕 核反应类型 辐射转移方式 100 1000 13×107 质子-质子 内层辐射外层对流 8 2800 3.5×107 碳循环 内层对流外层辐射 65 800 7.5×107 质子-质子 对流 三种不同质量的主序星的理论计算与实际观测参量比较 不同质量主序星的赫罗图 不同质量恒星在主序停留的时间 三、主序前的情况 原始星际物质，平均密度约10-24克/厘米，每立方厘米1个氢原子。 星际物质塌缩成密度更大的星云。 星云分裂成更小团块，继续浓缩，密度变大后继续分裂。 小星云质量小到介于0.05～120个太阳质量之间时，小星云不再分裂。 小星云不断聚拢，形成“星胚”。 氢-氦热核反应开始，新恒星诞生！ 四、主序后的演化 氦后元素的热核反应 氦燃烧——当温度达到108开以上时，氦原子核将成为燃料，总释放能量相率大约是氢燃烧的1/5： 碳燃烧——当温度达到8×108开时，新的碳燃烧和氧燃烧开始，产出镁（Mg）、硅（Si）、磷（P）、硫（S）等炉渣。这些元素的原子核所带电荷已经很大，形成“库仑壁垒”，不容易靠得很近。 氧燃烧 光裂变反应——温度达到3.5×109开时，镁和硅的原子核因吸收光子而发生光裂变反应，产生铝（Al）、氖（Ne）、氧（O），同时发射出质子（氢原子核）、中子和α粒子（氦原子核）。 硅燃烧（α燃烧）——温度达到3.5×109开时，镁和硅的原子核与氦原子核之间产生聚变反应而产生原子量较大的元素硫（S）、氩（Ar）、钙（Ca）、钛（Ti）、铬（Cr）、铁（Fe）、镍（Ni）。 热核反应过程 近似点燃温度（开） 典型运转温度（开） 所需最小恒星质量（M?） 氢燃烧 氦燃烧 碳燃烧氧燃烧硅燃烧 4×1061×1086×1081×1092×109 2千万2亿8亿15亿35亿 0.050.5469 恒星内部的热核反应数据 小质量恒星的晚期演化（3M?） 104 102 1 10-2 10-4 100 30 10 3 原太阳 原太阳收缩 红巨星 主星序 抛出行星状星云 氢燃烧 变成白矮星直至黑矮星 温度/千开 太阳一生的演化进程 中质量恒星的晚期演化（3~9M?） 大质量恒星的晚期演化（9M?） 超级“洋葱头” 白矮星 中子星 质量 1M? 2M? 半径 8000公里 10公里 密度 106克/厘米3 1015克/厘米3 温度 106开 108开 密近双星 五、最后的归宿 简并压力 泡利不相容原理——原子中所有围绕原子核运动的电子不允许有相同的运动状态。禁止两个以上的电子在同一时间占据空间的同一个区域。 简并压力——当物质密度高到一定程度的时候，会有另外一种非热辐射压力起到主要作用。在高度压缩的恒星上，简并压力可与引力抗衡。 由电子的简并压力与引力相平衡而保持稳定的恒星是白矮星。 由中子的简并压力与引力相平衡而保持稳定的恒星是中子星。 当中子的简并压力也无法对抗引力时，就再也没有什么力能抵挡引力，于是黑洞出现了！ 钱德拉塞卡极限 白矮星的质量上限约为太阳的1.44倍。 当质量超过钱德拉塞卡极限时，引力大于电子简并压力，星体在几秒中内崩溃塌缩，电子越过泡利不相容原理的屏障，冲入原子核，将其击碎，同时产生基本粒子反应——电子与质子结合为中子，并放出中微子。 中子星内部99.5%的物质是密集的中子，只有0.5%的电子浮在其表面。在中子星的核里，再也没有任何“可以压缩的空间”，恒星的核成了一个巨大的主要由中子组成的原子核。 奥本海默极限 中子星的质量上限估计为太阳的2～3倍。 当中子星的质量超过奥本海默极限时，引力大于中子的简并压力，中子星的稳定平衡被打破，星体继续塌缩，在远比1秒钟更短的时间里变为黑洞