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氣體云
氣體云是在宇宙發(fā)展到一定時期，宇宙中充滿均勻的中性原子或分子氣體云，大體積氣體云由于自身引力而不穩(wěn)定造成塌縮。目前認(rèn)為恒星形成于致密的分子氣體云中。這樣恒星便進(jìn)入形成階段。在塌縮開始階段，氣體云內(nèi)部壓力很微小，物質(zhì)在自引力作用下加速向中心墜落。當(dāng)物質(zhì)的線度收縮了幾個數(shù)量級后，情況就不同了，一方面，氣體的密度有了劇烈的增加，另一方面，由于失去的引力位能部分的轉(zhuǎn)化成熱能，氣體溫度也有了很大的增加，氣體的壓力正比于它的密度與溫度的乘積，因而在塌縮過程中，壓力增長更快，這樣，在氣體內(nèi)部很快形成一個足以與自引力相抗衡的壓力場，這壓力場最后制止引力塌縮，從而建立起一個新的力學(xué)平衡位形，稱之為星柸。
基本信息
| 中文名 | 氣體云 |
| 形成物 | 恒星 |
| 恒星形成于 | 致密的分子氣體云中 |
| 性質(zhì) | 中性原子或分子氣體云 |
| 塌縮階段 | 平衡的系統(tǒng) |
塌縮階段
星坯的力學(xué)平衡是靠內(nèi)部壓力梯度與自引力相抗衡造成的，而壓力梯度的存在卻依賴于內(nèi)部溫度的不均勻性（即星坯中心的溫度要高于外圍的溫度），因此在熱學(xué)上，這是一個不平衡的系統(tǒng)，熱量將從中心逐漸地向外流出。這一熱學(xué)上趨向平衡的自然傾向?qū)αW(xué)起著削弱的作用。于是星坯必須緩慢的收縮，以其引力位能的降低來升高溫度，從而來恢復(fù)力學(xué)平衡；同時也是以引力位能的降低，來提供星坯輻射所需的能量。這就是星坯演化的主要物理機(jī)制。
ET= RT= T
為了得到氣云球的的引力能Eg，想象經(jīng)球的質(zhì)量一點點移到無窮遠(yuǎn)，將球全部移走場力作的功就等于-Eg。當(dāng)球質(zhì)量為m，半徑為r時，從表面移走dm過程中場力做功：
dW=- =-G( )1/3m2/3dm
(2) 所以：-Eg=- ( )1/3m2/3dm= G( M5/3
于是： Eg=- (2)，
氣體云的總能量: E=ET+EG (3)
熱運(yùn)動使氣體分布均勻，引力使氣體集中?，F(xiàn)在兩者共同作用。當(dāng)E>0時熱運(yùn)動為主，氣云是穩(wěn)定的，小的擾動不會影響氣云平衡；當(dāng)E<0時，引力為主，小的密度擾動產(chǎn)生對均勻的偏離，密度大處引力增大，使偏離加強(qiáng)而破壞平衡，氣體開始塌縮。由E≤0得到產(chǎn)生收縮的臨界半徑：
(5) 原始?xì)庠泼芏刃?，臨界質(zhì)量很大。所以很少有恒星單獨產(chǎn)生，大部分是一群恒星一起產(chǎn)生成為星團(tuán)。球形星團(tuán)可以包含105→107個恒星，可以認(rèn)為是同時產(chǎn)生的。
主序星階段
太陽的總光度L=4×1033erg.s-1如果這個輻射光度靠引力為能源來維持，那么持續(xù)的時間是:
很多證明表明，太陽穩(wěn)定的保持著今天的狀態(tài)已有5×109年了，因此，星坯階段只能是太陽形成像今天這樣的穩(wěn)定狀態(tài)之前的一個短暫過渡階段。這樣提出新問題，星坯引力收縮是如何停止的？此后太陽輻射又是以什么為能源？
主序星階段在收縮過程中密度增加，我們知道ρ∝r-3，由式(4),rc∝r3/2,所以rc比 r減小的更快，收縮氣云的一部分又達(dá)到新條件下的臨界，小擾動可以造成新的局部塌縮。如此下去在一定的條件下，大塊氣云收縮為一個凝聚體成為原恒星，原恒星吸附周圍氣云后繼續(xù)收縮，表面溫度不變，中心溫度不斷升高，引起溫度、密度和氣體成分的各種核反應(yīng)。產(chǎn)生熱能使氣溫升的極高，氣體壓力抵抗引力使原恒星穩(wěn)定下來成為恒星，恒星的演化是從主序星開始的。
恒星的成份大部分是H和He，當(dāng)溫度達(dá)到104K以上，即粒子的平均熱動能達(dá)1eV以上，氫原子通過熱碰撞就充分的電離了（氫的電離能是13.6eV），在溫度進(jìn)一步升高后，等離子氣體中氫核與氫核的碰撞就可能引起核反應(yīng)。對純氫的高溫氣體，最有效的核反應(yīng)系列是所謂的P-P鏈：
其中主要是2D(p,γ)3He反應(yīng)。D含量只有氫的10-4左右，很快就燃完了。如果開始時D比3He含量多，則反應(yīng)生成的3H可能就是恒星早期3He的主要來源，由于對流到達(dá)恒星表面的這種3He,有可能還保留到現(xiàn)在。
Li,Be,B等輕核和D一樣結(jié)合能很低，含量只是H 的2×10-9K左右，當(dāng)中心溫度超過3×106K就開始燃燒，引起（p,α）和（p,α）反應(yīng)，很快成為3He和4He。中心溫度達(dá)到107K，密度達(dá)到 105kg/m3左右時，產(chǎn)生的氫轉(zhuǎn)化為He的41H→4He過程。這主要是p-p和CNO循環(huán)。同時含有1H和4He是發(fā)生p-p鏈反應(yīng)，有以下三個分支組成：
p-p1(只有1H) p-p2(同時有1H、4He) p-p3
或假設(shè)1H 和4He的重量比相等。隨溫度升高，反應(yīng)從p-p1逐漸過渡到p-p3，
而當(dāng)T>1.5×107K時，恒星中燃燒H的過程就可過渡到以CNO循環(huán)為主了。
或總反應(yīng)率取決于最慢的14N(p,γ)15O、15N的(p,α)和(p,γ)反應(yīng)分支比約為2500：1。
這個比值幾乎與溫度無關(guān)，所以在2500次CNO循環(huán)中有一次是CNO-2。
在p-p鏈和CNO循環(huán)過程中，凈效果是H燃燒生成He：
主序星階段前面我們提到恒星的演化是從主星序開始的，那么什么是主星序呢？等H穩(wěn)定地燃燒為He時，恒星就成了主序星。人們發(fā)現(xiàn)有百分之八十至九十的恒星都是主序星，他們共同特征是核心區(qū)都有氫正在燃燒，他們的光度、半徑和表面溫度都有所不同，后來證明：主序星的定量上差別主要是質(zhì)量不同，其次是他們的年齡和化學(xué)成份，太陽這段歷程約千萬年。
觀察到的主序星的最小質(zhì)量大約為0.1M⊙。模型計算表明，當(dāng)質(zhì)量小于0.08M⊙時，星體的收縮將達(dá)不到氫的點火溫度，從而形不成主序星，這說明對于主序星它有一個質(zhì)量下限。觀察到的主序星的最大質(zhì)量大約是幾十個太陽質(zhì)量。理論上講，質(zhì)量太大的恒星輻射很強(qiáng)，內(nèi)部的能量過程很劇烈，因此結(jié)構(gòu)也越不穩(wěn)定。但是理論上沒有一個質(zhì)量的絕對上限。
當(dāng)對某一星團(tuán)作統(tǒng)計分析時，人們卻發(fā)現(xiàn)主序星有一個上限，這說明什么？我們知道，主序星的光度是質(zhì)量的函數(shù)，這函數(shù)可分段的用冪式表示：
L∝Mν
其中υ不是一個常數(shù)，它的值大概在3.5到4.5之間。M大反映主序星中可供燃燒的質(zhì)量多，而L大反映燃燒的快，因此主序星的壽命可近似用M與L的商標(biāo)來標(biāo)志：
T∝M-(ν-1)
即主序星壽命隨質(zhì)量增大而按冪律減小，如果整個星團(tuán)已存在的年齡為T，那就可以由T與M的關(guān)系式求出一個截止質(zhì)量MT。質(zhì)量大于MT的主序星已結(jié)束核心的H燃燒階段而不是主序星了，這就是觀察到由大量同年齡星組成的星團(tuán)有上限的原因。
現(xiàn)在我們就討論觀測到的恒星中大部分是主序星的原因，表1根據(jù)一25M⊙的恒燃燒階段 點火溫度(K) 中心溫度(g.cm-3) 持續(xù)時間(yr)
H 4×107 4 7×106
He 2×108 6×102 5×105
C 7×108 6×105 5×102
Ne 1.5×109 4×106 1
O 2×109 1×107 5×10-2
Si 3.5×109 1×108 3×10-3
燃燒階段的總壽命 7.5×106
星演化模型，列出了各種元素的點火溫度及燃燒所持續(xù)的時間。從表上看出，原子序數(shù)大的和有更高的點火溫度，Z大的核不僅難于點火，點火后燃燒也更劇烈，因此燃燒持續(xù)的的時間也就更短。這顆25M⊙的 表1 25M⊙恒星演化模型，模型星的燃燒階段的總壽命為7.5×106年，而其中百分之九十以上的時間是氫燃燒階段，即主星序階段。從統(tǒng)計角度講，這表明找到一顆處于主星序階段的恒星幾率要大。這正是觀察到的恒星大多數(shù)為主序星的基本原因。
主序后階段
主序后的演化由于恒星形成是它的主要成份是氫，而氫的點火溫度又比其他元素都低，所以恒星演化的第一階段總是氫的燃燒階段，即主序階段。在主序階段，恒星內(nèi)部維持著穩(wěn)衡的壓力分布和表面溫度分布，所以在整個漫長的階段，它的光度和表面溫度都只有很小的變化。下面我們討論，當(dāng)星核區(qū)的氫燃燒完畢后，恒星有將怎么進(jìn)一步演化？
恒星在燃燒盡星核區(qū)的氫之后，就熄火，這時核心區(qū)主要是氫，他是燃燒的產(chǎn)物外圍區(qū)的物質(zhì)主要是未經(jīng)燃燒的氫，核心熄火后恒星失去了輻射的能源，它便要引力收縮是一個起關(guān)鍵作用的因素。一個核燃燒階段的結(jié)束，表明恒星內(nèi)各處溫度都已低于在該處引起點火所需要的溫度，引力收縮將使恒星內(nèi)各處的溫度升高，這實際上是尋找下一次核點火所需要的溫度，引力收縮將使恒星內(nèi)各處的溫度全面的升高，主序后的引力收縮首先點著的不是核心區(qū)的氦（它的點火溫度高的太多），而是核心與外圍之間的氫殼，氫殼點火后，核心區(qū)處于高溫狀態(tài)，而仍沒核能源，他將繼續(xù)收縮。這時，由于核心區(qū)釋放的引力位能和燃燒中的氫所釋放的核能，都需要通過外圍不燃燒的氫層必須劇烈地膨脹，即讓介質(zhì)輻射變得更透明。而氫層膨脹又使恒星的表面溫度降低了，所以這是一個光度增加、半徑增加、而表面變冷的過程，這個過程是恒星從主星序向紅巨星過渡，過程進(jìn)行到一定程度，氫區(qū)中心的溫度將達(dá)到氫點火的溫度，于是又過渡到一個新階段--氦燃燒階段。
在恒星中心發(fā)生氦點火前，引力收縮以使它的密度達(dá)到了103g.cm-3的量級，這時氣體的壓力對溫度的依賴很弱，那么核反應(yīng)釋放的能量將使溫度升高，而溫度升高反過來又加劇核反應(yīng)速率，于是一旦點火，很快就會燃燒的十分劇烈，以至于爆炸，這種方式的點火稱為"閃?quot;，因此在現(xiàn)象上會看到恒星光度突然上升到很大，后來又降的很低。
另一方面，當(dāng)引力收縮時它的密度達(dá)不到103g.cm-3量級，此時氣體的壓力正比與溫度，點火溫度升高導(dǎo)致壓力升高，核燃燒區(qū)就會有所膨脹，而膨脹導(dǎo)致溫度降低，因此燃燒就能穩(wěn)定的進(jìn)行，所以這兩種點火情況對演化進(jìn)程的影響是不同的。
恒星在發(fā)生"氦閃光"之后又怎么演變呢？閃光使大量能量的釋放很可能把恒星外層的氫氣都吹走，剩下的是氦的核心區(qū)。氦核心區(qū)因膨脹而減小了密度，以后氦就有可能在其中正常的燃燒了。氦燃燒的產(chǎn)物是碳，在氦熄火后恒星將有一個碳核心區(qū)氦外殼，由于剩下的質(zhì)量太小引力收縮已不能達(dá)到碳的點火溫度，于是他就結(jié)束了以氦燃燒的演化，而走向熱死亡。
由于引力塌縮與質(zhì)量有關(guān)，所以質(zhì)量不同的恒星在演化上是有差別的。
M<0.08M⊙的恒星：氫不能點火，它將沒有氦燃燒階段而直接走向死亡。
0.08氫能點火，氫熄火后，氫核心區(qū)將達(dá)不到點火溫度，從而結(jié)束核燃燒階段。
0.35
2.25
在He反應(yīng)初期，溫度達(dá)到108K量級時，CNO循環(huán)產(chǎn)生的13C，17O能和4He發(fā)生新的(α,n)反應(yīng)，形成16O和20Ne，在He反應(yīng)進(jìn)行了很長時間后，20Ne(p,γ) 21Na(β+,ν) 21Na中的21Na以及14N吸收兩個4He形成的22Ne能發(fā)生(α,n)反應(yīng)形成24Mg和25Mg等，這些反應(yīng)作為能源并不重要，但發(fā)出的中子可進(jìn)一步發(fā)生中子核反應(yīng)。
4中微子的能量損失把情況弄得模糊了。
He反應(yīng)結(jié)束后，當(dāng)中心溫度達(dá)到109K時，開始發(fā)生C,O,Ne 燃燒反應(yīng)，這主要是C-C反應(yīng)，O-O反應(yīng)，以及20Ne的γ，α反應(yīng)：
8→10M⊙氖、硅都能逐級正常燃燒。最后在中心形成一個不能在釋放能量的核心區(qū)，核心區(qū)外面是各種能燃燒而未燒盡的氫元素殼層。核燃燒階段結(jié)束時，整個恒星呈現(xiàn)由內(nèi)至外分層（Fe,Si,Mg,Ne,O,C,He,H）結(jié)構(gòu)。
終局階段
現(xiàn)在我們已經(jīng)知道，對質(zhì)量小于8→10M⊙的恒星，它會因不能到達(dá)下一級和點火溫度而結(jié)束它的核燃燒階段；對于質(zhì)量更大的恒星，它將在核心區(qū)耗盡燃料之后結(jié)束它的核燃燒階段，在這以后，恒星的最終歸宿是什么?
一旦停止了核燃燒，恒星必定要發(fā)生引力收縮，這是因為恒星內(nèi)部維持力學(xué)平衡的壓力是與它的溫度相聯(lián)系的。因此，如果恒星在一?quot;最終"的平衡位形，它必須是一個"冷的"平衡位形，即它的壓力與它的溫度無關(guān)。
主序星核心H耗盡后，離開主序是階段開始了它最后的歷程。結(jié)局主要取決于質(zhì)量。對于質(zhì)量很小的星體由于質(zhì)量小，物體內(nèi)部的自引力并不重要，固體內(nèi)部的平衡是正負(fù)離子間的凈庫侖引力于電子間的壓力來達(dá)到平衡的。
當(dāng)星體質(zhì)量在大些，直到自引力不可忽略時，這時自引力加大了內(nèi)部的密度和壓力，壓力的加大是物質(zhì)發(fā)生壓力電離，從而逐漸是固體的電約束瓦解，而過渡為等離子氣體。加大質(zhì)量，即加大密度，此時壓力于溫度無關(guān)，從而達(dá)到一種"冷的"平衡位形，等離子體內(nèi)電子的動能一大足以在物質(zhì)內(nèi)部引起β衰變:
這里p是原子核中的質(zhì)子，這樣的反應(yīng)大致在密度達(dá)到108 g.cm-3的時候，它將逐漸地是負(fù)離子體中的原子核變?yōu)楦恢凶雍?，原子核中出現(xiàn)過多的中子，導(dǎo)致核結(jié)構(gòu)松散，當(dāng)密度超過4×1011g.cm-3是中子開始從原子核中分力出來，成為自由中子，自引力于中子間壓力達(dá)到平衡。如果當(dāng)質(zhì)量變大使中子氣體間壓力已不能抵御物質(zhì)自引力，而形成黑洞，但由于大多數(shù)恒星演化后階段使得質(zhì)量小于它的初始質(zhì)量，例如恒星風(fēng)，"氦閃光"，超新星爆發(fā)等，它們會是恒星丟失一個很大的百分比質(zhì)量，因此，恒星的終局并不是可以憑它的初始質(zhì)量來判斷的，它實際上取決于演化的進(jìn)程。那么我們可以得出這樣的結(jié)論。8→10M⊙以下的恒星最終間拋掉它的一部分或大部分質(zhì)量而變成一個白矮星。8→10M⊙以上的恒星最終將通過星核的引力塌縮而變成中子星或黑洞。
進(jìn)程總結(jié)
現(xiàn)在觀測到的恒星質(zhì)量范圍為0.1→60M⊙質(zhì)量小于0.08M⊙的天體不能達(dá)到點火溫度。因此，不發(fā)光，不能成為恒星。質(zhì)量大于60M⊙的天體中心溫度過高而不穩(wěn)定，至今尚未發(fā)現(xiàn)。
在地球上遙望夜空，宇宙是恒星的世界。
恒星在宇宙中的分布是不均勻的。從誕生的那天起，它們就聚集成群，交映成輝，組成雙星、星團(tuán)、星系……
恒星是在熊熊燃燒著的星球。一般來說，恒星的體積和質(zhì)量都比較大。只是由于距離地球太遙遠(yuǎn)的緣故，星光才顯得那么微弱。
古代的天文學(xué)家認(rèn)為恒星在星空的位置是固定的，所以給它起名“恒星”，意思是“永恒不變的星”?？墒俏覀兘裉熘浪鼈冊诓煌５馗咚龠\(yùn)動著，比如太陽就帶著整個太陽系在繞銀河系的中心運(yùn)動。但別的恒星離我們實在太遠(yuǎn)了，以至我們難以覺察到它們位置的變動。
恒星發(fā)光的能力有強(qiáng)有弱。天文學(xué)上用“光度”來表示它。所謂“光度”，就是指從恒星表面以光的形式輻射出的功率。恒星表面的溫度也有高有低。一般說來，恒星表面的溫度越低，它的光越偏紅；溫度越高，光則越偏藍(lán)。而表面溫度越高，表面積越大，光度就越大。從恒星的顏色和光度，科學(xué)家能提取出許多有用信息來。
歷史上，天文學(xué)家赫茨普龍和哲學(xué)家羅素首先提出恒星分類與顏色和光度間的關(guān)系，建立了被稱為“赫-羅圖的”恒星演化關(guān)系，揭示了恒星演化的秘密?！昂?羅圖”中，從左上方的高溫和強(qiáng)光度區(qū)到右下的低溫和弱光區(qū)是一個狹窄的恒星密集區(qū)，我們的太陽也在其中；這一序列被稱為主星序，90%以上的恒星都集中于主星序內(nèi)。在主星序區(qū)之上是巨星和超巨星區(qū)；左下為白矮星區(qū)。
在此以后，恒星將變得動蕩不安，變成一顆紅巨星；然后，紅巨星將在爆發(fā)中完成它的全部使命，把自己的大部分物質(zhì)拋射回太空中，留下的殘骸，也許是白矮星，也許是中子星，甚至黑洞……
就這樣，恒星來之于星云，又歸之于星云，走完它輝煌的一生。
絢麗的繁星，將永遠(yuǎn)是夜空中最美麗的一道景致。
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作者
