當宇宙發展到壹定時期，宇宙中充滿了均勻的中性原子氣體雲，大質量氣體雲由於自身引力而坍縮。這樣，恒星就進入了形成階段。坍縮初期，氣體雲內部的壓力很小，物質在自身重力的作用下加速向中心下落。當物質的線性度縮小了幾個數量級，情況就不壹樣了。壹方面，氣體的密度急劇增加。另壹方面，由於失去的重力勢能部分轉化為熱能，氣體的溫度也大大提高了。氣體的壓力與其密度和溫度的乘積成正比，所以在坍縮過程中壓力增加得更快。這樣就在氣體內部迅速形成了足以與自引力抗衡的壓力場。星坯的機械平衡是由內部壓力梯度和自身引力引起的，但壓力梯度的存在依賴於內部溫度的不均勻性(即星坯中心的溫度高於外圍)，所以在熱量方面是壹個不平衡的系統，熱量會從中心逐漸流出。這種熱量平衡的自然趨勢在力學中起著削弱作用。因此，星坯必須緩慢收縮，其引力勢能降低使溫度升高，從而恢復力學平衡；同時也通過降低引力勢能來提供星坯輻射所需的能量。這是恒星空白演化的主要物理機制。讓我們用經典的引力理論粗略地討論壹下這個過程。考慮密度為ρ，溫度為T，半徑為r的球形氣體雲系，氣體熱運動的能量:ET= RT= T (1)，氣體視為單原子理想氣體，μ為摩爾質量，r為氣體的普適常數。為了得到氣雲球的引力能eg，想象球的質量壹點點移向無窮遠，場力的功等於-eg .當球的質量為m，半徑為r時，除去表面的dm時，場力做功:dW=- =-G( )1/3m2/3dm (2)所以:-Eg=- ()1/3m2/3dm= G( M5/3那麽:Eg=-().現在兩者壹起工作。當E & gt0點，熱運動占主導，氣雲穩定，小擾動不會影響氣雲平衡；當e:溫度為1.5×107K時，恒星燃燒H的過程可以過渡到CNO循環。當恒星與重元素C和N混合後，可以作為催化劑將1H變成4He，這就是CNO循環。CNO循環有兩個分支:或者總反應速率取決於最慢的14N(p，γ)15O，15N (p，α)和(p，這個比值幾乎與溫度無關，所以2500個CNO循環中有壹個是CNO-2。在p-p鏈和CNO循環的過程中，凈效應是H燃燒生成he:在釋放的26.7MeV能量中，大部分被消耗為給恒星加熱和發光，成為恒星的主要來源。我們前面提到恒星的演化是從主序開始的，那麽主序是什麽呢？當H穩定燃燒成He時，該星成為主序星。已經發現80%到90%的恒星是主序星。它們的共同特點是氫在核心區域燃燒，它們的光度、半徑、表面溫度都不壹樣。後來證明主序星的數量差異主要是質量，其次是年齡和化學成分。太陽的運行周期大約是壹千萬年。觀測到的主序星最小質量約為0.1M⊙。模型計算表明，當質量小於0.08M⊙時，恒星的收縮不會達到氫的點火溫度，因此不會形成主序星，說明它對主序星有壹個質量下限。觀測到的主序星最大質量大約是幾十個太陽質量。理論上質量太大的恒星輻射很強，內部能量過程非常劇烈，所以結構更不穩定。但是理論上沒有絕對的質量上限。在對壹個星團進行統計分析時，人們發現主序星存在壹個上限。這是什麽意思？我們知道，主序星的光度是質量的函數，這個函數可以分段表示為L∝Mν，其中ν不是常數，其值約為3.5到4.5。M表示主序星有更多的質量可供燃燒，L表示燃燒快，所以主序星的壽命可以用M和L的商標來近似標記:T∝M-(ν-1)，即主序星的壽命隨著質量的增加按冪律遞減。如果整個集群的現有年齡是T，那麽可以從T和M之間的關系獲得截止質量MT..質量大於MT的主序星代替主序星結束了核心H燃階段，這也是觀測到大量同齡恒星組成的星團存在上限的原因。現在我們來討論壹下觀測到的恒星大部分是主序星的原因。表1基於25M⊙的恒定燃燒階段的點火溫度(k)、中心溫度(g cm-3)和持續時間(yr)。h 4×107 4 7×106 He 2×108 6×102 5×105 C 7×108 6×105 5 5×102 Ne 1.5×109 4×106 65448從表中可以看出，原子序數大、點火溫度高的原子核，Z大的原子核不僅點火困難，而且點火後燃燒更劇烈，所以燃燒持續時間更短。在這個25M⊙表1 25M⊙恒星演化模型中，燃燒階段的模型星總壽命為7.5×106年，90%以上的時間是氫燃燒階段，即主星序階段。從統計學上來說，這說明在主序階段找到恒星的可能性更大。這就是大多數觀測到的恒星都是主序星的基本原因。2.3主序後的演化由於恒星形成是其氫的主要成分，而氫的點火溫度低於其他元素，恒星演化的第壹階段始終是氫的燃燒階段，即主序階段。在主序階段，恒星內部的壓力分布和表面溫度分布是穩定的，因此它的光度和表面溫度在整個長階段只有很小的變化。讓我們來討論壹下，當核心區域的氫燃燒後，恒星將如何進壹步演化。在恒星燃燒完核心區域的所有氫氣後，它會關閉。此時核心區主要是氫氣，是燃燒的產物。外圍區域中的物質主要是未燃燒的氫。核心關閉後，恒星失去了輻射能，因此它的引力收縮是壹個關鍵因素。壹個核燃燒階段的結束表明，恒星所有部分的溫度都低於在那裏點火所需的溫度。引力收縮會使恒星各部分的溫度升高，這實際上是尋找下壹次核點火所需的溫度。引力收縮會提高恒星所有部分的溫度。主序後的引力收縮首先點燃氦的不是核心區(它的點燃溫度太高)，而是核心和外圍之間的氫殼層。氫殼點燃後，此時的核心區，由於核心區釋放的引力勢能和燃燒氫釋放的核能，都需要穿過外圍未燃燒的氫層，必須劇烈膨脹，使得介質輻射更加透明。氫層的膨脹降低了恒星的表面溫度，所以這是壹個光度增大、半徑增大、表面冷卻的過程。這個過程就是恒星從主序到紅巨星的轉變。當這壹過程進行到壹定程度時，氫區中心的溫度會達到氫點火的溫度，然後會過渡到壹個新的階段——氦燃燒階段。在恒星中心發生氦點火之前，引力收縮使其密度達到103g·cm-3的數量級。此時氣體的壓力對溫度的依賴性較弱，因此核反應釋放的能量會使溫度升高，進而加劇核反應速率。壹旦點燃，它很快就會燃燒得如此猛烈，以至於爆炸。這種點火方式叫“閃”？quot因此，在現象中，妳會看到恒星的光度突然上升到壹個很大的水平，然後又下降得很低。另壹方面，當引力收縮時，其密度無法達到103g·cm-3的數量級。此時，氣體的壓力與溫度成正比。當點火溫度升高時，壓力會升高，核燃燒區會膨脹，而膨脹會降低溫度，所以燃燒可以穩定進行。因此，這兩種點火條件對演化過程的影響是不同的。氦閃後恒星如何演化？閃光釋放出大量能量，很可能將恒星外層的氫全部吹走，只剩下氦核。氦核區密度因膨脹而降低，未來氦可能在其中正常燃燒。氦燃燒的產物是碳。氦熄火後，恒星在碳的核心區域會有壹個氦殼。因為剩余質量太小，達不到碳的點火溫度，所以結束了用氦燃燒的進化，走向熱死。因為引力坍縮與質量有關，不同質量的恒星演化是不壹樣的。M & lt0.08M⊙星:氫氣無法點燃，沒有氦氣燃燒階段會直接死亡。0.08 & ltM & lt0.35M⊙星:氫氣可以點火，氫氣熄滅後，氫核區達不到點火溫度，從而結束核燃燒階段。0.35 & ltM & lt2.25M⊙星:其主要特征是氦會點燃，出現“氦閃”。2.25 & ltM & lt4M⊙ Star:關氫後氫氣能正常燃燒，但關氫後碳達不到著火溫度。這裏的反應是:he反應初期，當溫度達到108K量級時，CNO循環產生的13C和17O可與4he反應生成16O和20Ne，He反應較長時間後，20NE (P，ν) 21Na和14N在21Na這些反應作為能源並不重要，但是放出的中子可以進壹步產生中子核反應。4 & ltM & lt8 → 65438+200m ⊙恒星，這是壹個不清楚的範圍。也許碳點不著，也許有“碳閃”，也許能正常燃燒，因為最終中心溫度已經很高了，加上壹些敏感因素，比如中微子的能量損失，使得情況變得模糊。he反應後，當中心溫度達到109K時，C，O，NE燃燒反應開始，主要是C-C反應，O-O反應和20Ne: 8 → 100 m ⊙的γ，α反應
上一篇:國產機械表前十排名是什麽？下一篇:急！熱帶魚的養殖要求需要註意什麽？