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天文學概論公共基礎選修課
論文題目：《淺談恒星的一生》
摘要：距離我們最近的恒星，太陽，是我們地球生命循環(huán)的最原始動力。無論地球本身的存在是那么的巧合，但是太陽始終是驅動著這個太陽系的最原始的動力，如果太陽不亮了，那會怎樣？所以自古以來，人們就開始觀察太陽，了解我們的世界。通過科學家觀察天空所得，太陽只是無數(shù)在天空中閃耀的恒星的其中之一。我們對宇宙和天空的探索，絕不僅僅止于了解太陽。而是了解我們的宇宙，了解恒星，了解它的誕生和演變。
一、幼年篇
恒星最初誕生于太空中的星際塵埃，科學家形象地稱之為“星云”或者“星際云”，其主要成分由氫組成，密度極小，但體積和質
2、量巨大。密度足夠大的星云在自身引力作用下，不斷收縮、溫度升高，當溫度達到1 000萬度時其內(nèi)部發(fā)生熱核聚變反應，核聚變的結果是把四個氫原子核結合成一個氦原子核，并釋放出大量的原子能，形成輻射壓，當壓力增高到足以和自身收縮的引力抗衡時，一顆恒星誕生了。
恒星形成的初始階段幾乎完全被密集的星云氣體和灰塵所掩蓋。通常，正在產(chǎn)生恒星的星源會通過在四周光亮的氣體云上造成陰影而被觀測到，這被稱為包克球。質量非常小的原恒星溫度不能達到足夠開始氫的核融合反應，它們會成為棕矮星。質量更高的原恒星，核心的溫度可以達到1,000萬K，可以開始質子-質子鏈反應將氫先融合成氘，再融合成氦。在質量略大于太陽質量的恒星，
3、碳氮氧循環(huán)在能量的產(chǎn)生上貢獻了可觀的數(shù)量。新誕生的恒星有各種不同的大小和顏色。光譜類型的范圍從高熱的藍色到低溫的紅色，質量則從最低的0.085太陽質量到數(shù)十倍于太陽質量。恒星的亮度和顏色取決于表面的溫度，而表面溫度又由質量來決定
二、 青年篇
主序星階段是一個相對穩(wěn)定的長時期，此過程是恒星以內(nèi)部氫氦聚變?yōu)橹饕茉吹陌l(fā)展階段，是恒星的 “青年時代” ， 也是恒星一生中最長的黃金階段，占據(jù)了它整個壽命的 90%。這段時間， 恒星相對穩(wěn)定，向外膨脹和向內(nèi)收縮的兩種力大致平衡，恒星基本上不收縮也不膨脹， 并且以幾乎不變的恒定光度（ 所謂“ 光度” ， 就是指從恒星表面以光的形式輻射出的功率） 發(fā)光
4、發(fā)熱， 照亮周圍的宇宙空間。但在其內(nèi)部內(nèi)部進行著劇烈的氫核聚變?yōu)楹ず说姆磻朔磻a(chǎn)生的熱能全部用于熱和電磁輻射及微粒子輻射，恒星溫度不變，在主序上的位置也不變，在中心的氫耗盡時 逐漸形成一個不再產(chǎn)能的氦核 ，使其溫度不再改變即同溫，當同溫氦核質量達到恒星質量的10%—15% 時 ,同溫氦核開始頂不住星體的自吸引氦核會猛烈坍縮 ,釋放出巨大的引力能。但是質量越大的恒星在主序上停留的時間越短，1924年，愛丁頓發(fā)現(xiàn)：一個處在輻射平衡狀態(tài)的理想氣態(tài)球，其光度與質量的3.5次方成正比。恒星的壽命＝燃料儲備/燃料消耗率，燃料儲備∝質量，燃料消耗率∝光度。一般，質量為M的主序星，壽命為1010年×M-2
5、.5。質量大于60M⊙的恒星，在主序的生存期短于1010年×60-2.5 ，即3.6× 105年。
三、 中年篇
當一顆恒星度過它漫長的青壯年期——主序星階段，步入中年期時，它將首先變?yōu)橐活w紅巨星。稱它為“巨星”，是突出它的體積巨大。在巨星階段，恒星的體積將膨脹到十億倍之多。它為“紅”巨星，是因為在這恒星迅速膨脹的同時，它的外表面離中心越來越遠，所以溫度將隨之而降低，發(fā)出的光也就越來越偏紅。不過，雖然溫度降低了一些，可紅巨星的體積是如此之大，它的光度也變得很大，極為明亮。肉眼看到的最亮的星中，許多都是紅巨星。紅巨星的外層大氣雖然在膨脹和冷卻,而它的星核卻由于引力而在收縮形成鏡像反應,核的密
6、度和溫度在不斷升高。當星核溫度超過1億K時,星核中的氫元素被點燃,發(fā)生以氦為原料的核聚變。在一些質量較小的恒星上,氦的核聚變是突然發(fā)生的,即氦閃。
通常，當恒星質量大于4M⊙時，恒星可能會向紅超巨星轉化。在主星序末期，氫聚變的熱核反應無法在中心區(qū)進行，星體塌縮，溫度急劇上升。中心氦核溫度可高達1億度。此時恒星可發(fā)生兩種核反應。其一是緊鄰中心氦核的氫氦混合氣體受熱后重新引發(fā)氫聚變，氫燃燒層會逐漸向外擴展。其二是氦核處發(fā)生的三個氦原子聚變成一個碳原子的聚變反應。由于兩種核聚變產(chǎn)生的巨大能量以及氫聚變向外擴展的趨勢，恒星的半徑將比紅巨星又增大許多倍，表面溫度也由幾萬度降至三四千度，成為紅超巨星。較
7、普通紅巨星而言，紅超巨星半徑要大的多，其用于外層膨脹所消耗的能量要多得多，因此紅超巨星的表面溫度會更低些。此階段過后，紅巨星會發(fā)生爆炸，將其外殼物質拋散到宇宙空間中。大質量恒星會發(fā)生猛烈的大規(guī)模爆炸，當恒星爆炸時的絕對光度超過太陽的100倍（中心溫度可達100億度），即新星爆發(fā)時光度的10萬倍時，這種爆發(fā)就被稱為超新星爆發(fā)。質量小的恒星，中心溫度將不足以點燃氦聚變，它會在紅巨星階段停留很長時間，但是總有一天它也會爆發(fā)。
四、晚年篇
紅巨星階段后。恒星進入“晚年”。此時的恒星是很不穩(wěn)定的，總有一天它會猛烈地爆發(fā)。到那時，整個恒星將以一次極為壯觀的爆炸來了結自己的生命，把自己的大部分物質拋射向
8、太空中，重新變?yōu)樾窃疲瑫r釋放出巨大的能量。這樣，在短短幾天內(nèi)，它的光度有可能將增加幾十萬倍，這樣的星叫“新星”。如果恒星的爆發(fā)再猛烈些，它的光度增加甚至能超過1 000萬倍以至萬萬倍，這樣的恒星叫做“超新星”。這就是天文學中著名的“超新星爆發(fā)”。經(jīng)過爆發(fā)后。超新星只留下一個高密度殘骸，而不再是一顆恒星了，中心留下的高密度天體，也許是白矮星，也許是中子星，甚至可能是黑洞。
五、 終局篇
白矮星是一種晚期的恒星。根據(jù)現(xiàn)代恒星演化理論，白矮星是在紅巨星的中心形成的。當紅巨星的外部區(qū)域迅速膨脹時，氦核受反作用力卻強烈向內(nèi)收縮，被壓縮的物質不斷變熱，最終內(nèi)核溫度將超過一億度，于是氦開始聚變成碳。經(jīng)
9、過幾百萬年，氦核燃燒殆盡，現(xiàn)在恒星的結構組成已經(jīng)不那么簡單了：外殼仍然是以氫為主的混和物；而在它下面有一個氦層，氦層內(nèi)部還埋有一個碳球。核反應過程變得更加復雜，中心附近的溫度繼續(xù)上升，最終使碳轉變?yōu)槠渌亍Ｅc此同時，紅巨星外部開始發(fā)生不穩(wěn)定的脈動振蕩：恒星半徑時而變大，時而又縮小，穩(wěn)定的主星序恒星變?yōu)闃O不穩(wěn)定的巨大火球，火球內(nèi)部的核反應也越來越趨于不穩(wěn)定，忽而強烈，忽而微弱。此時的恒星內(nèi)部核心實際上密度已經(jīng)增大到每立方厘米十噸左右，我們可以說，此時，在紅巨星內(nèi)部，已經(jīng)誕生了一顆白矮星。
當恒星的質量大于1.44倍太陽質量時，自身引力的劇烈坍縮把核心處的物質壓得更緊。此時簡并電子氣體的壓力不
10、足以抗衡引力，電子就被壓進原子核，與質子結合成中子。當恒星的密度高達1017Kg/m 3時，中子數(shù)量增加，導致原子瓦解，中子從核中分離出來，成為自由中子氣進入了中子簡并態(tài)。簡并中子氣所形成的壓力遠大于簡并電子壓，它與坍縮的引力抗衡形成了穩(wěn)定的中子星。中子星并不是恒星的最終狀態(tài)，它還要進一步演化。由于它溫度很高，能量消耗也很快，因此，它的壽命只有幾億年。當它的能量消耗完以后，中子星將變成不發(fā)光的黑矮星。
黑洞的產(chǎn)生過程類似于中子星的產(chǎn)生過程；恒星的核心在自身重量的作用下迅速地收縮，發(fā)生強力爆炸。當核心中所有的物質都變成中子時收縮過程立即停止，被壓縮成一個密實的星球。但在黑洞情況下，由于恒星核心
11、的質量大到使收縮過程無休止地進行下去，中子本身在擠壓引力自身的吸引下被碾為粉末，剩下來的是一個密度高到難以想象的物質。由于高密度而產(chǎn)生的力量，使得任何靠近它的物體都會被它吸進去，黑洞就變得像真空吸塵器一樣。亦可以簡單理解：通常恒星的最初只含氫元素，恒星內(nèi)部的氫原子時刻相互碰撞，發(fā)生裂變、聚變。由于恒星質量很大，裂變與聚變產(chǎn)生的能量與恒星萬有引力抗衡，以維持恒星結構的穩(wěn)定。由于裂變與聚變，氫原子內(nèi)部結構最終發(fā)生改變，破裂并組成新的元素——氦元素。接著，氦原子也參與裂變與聚變，改變結構，生成鋰元素。如此類推，按照元素周期表的順序，會依次有鈹元素、硼元素、碳元素、氮元素等生成。直至鐵元素生成，該恒星便會坍塌。這是由于鐵元素相當穩(wěn)定不能參與裂變或聚變，而鐵元素存在于恒星內(nèi)部，導致恒星內(nèi)部不具有足夠的能量與質量巨大的恒星的萬有引力抗衡，從而引發(fā)恒星坍塌，最終形成黑洞。
通過天文學概論基礎選修課的初步學習，了解了恒星一生的演變，來之于星云， 又歸之于星云，走過漫長輝煌的一生。通過對恒星的了解，讓我看到了宇宙世界的神秘與浩瀚，對天文學這門神奇古老的學科也有了進一步的認識。
參考文獻：《一千億顆太陽 恒星的誕生、演化和死亡》
基彭哈恩著；朱圣源，趙君亮譯
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《天文學概論》 論文
