恒星的演变，从超巨星到白矮星，到底经历了怎样的抉择？

下列关于恒星的叙述，正确的是（　　） A．恒星根据体积从大到小依次是超巨星、巨星、中型星、白矮星~

A、恒星根据体积从大到小依次是超巨星、巨星、中型星、白矮星、中子星，故A正确B、恒星表面颜色越红，说明它的温度越低，故B错误C、恒星的组成成份可以通过光谱分析得出，故C正确D、根据天体做圆周运动，由万有引力提供向心力可以计算恒星的质量．故D正确故选ACD．

在宇宙发展到一定时期，宇宙中充满均匀的中性原子气体云，大体积气体云由于自身引力而不稳定造成塌缩。这样恒星便进入形成阶段。在塌缩开始阶段，气体云内部压力很微小，物质在自引力作用下加速向中心坠落。当物质的线度收缩了几个数量级后，情况就不同了，一方面，气体的密度有了剧烈的增加，另一方面，由于失去的引力位能部分的转化成热能，气体温度也有了很大的增加，气体的压力正比于它的密度与温度的乘积，因而在塌缩过程中，压力增长更快，这样，在气体内部很快形成一个足以与自引力相抗衡的压力场，这压力场最后制止引力塌缩，从而建立起一个新的力学平衡位形，称之为星坏。 星坯的力学平衡是靠内部压力梯度与自引力相抗衡造成的，而压力梯度的存在却依赖于内部温度的不均匀性（即星坯中心的温度要高于外围的温度），因此在热学上，这是一个不平衡的系统，热量将从中心逐渐地向外流出。这一热学上趋向平衡的自然倾向对力学起着削弱的作用。于是星坯必须缓慢的收缩，以其引力位能的降低来升高温度，从而来恢复力学平衡；同时也是以引力位能的降低，来提供星坯辐射所需的能量。这就是星坯演化的主要物理机制。 下面我们利用经典引力理论大致的讨论这一过程。考虑密度为 ρ、温度为T、半径为r的球状气云系统，气体热运动能量： ET= RT= T (1) 将气体看成单原子理想气体,μ为摩尔质量，R为气体普适常数 为了得到气云球的的引力能Eg，想象经球的质量一点点移到无穷远，将球全部移走场力作的功就等于-Eg。当球质量为m，半径为r时，从表面移走dm过程中场力做功： dW=- =-G( )1/3m2/3dm （2) 所以： -Eg=- ( )1/3m2/3dm= G( M5/3 于是： Eg=- (2)， 气体云的总能量: E=ET+EG (3) 热运动使气体分布均匀，引力使气体集中。现在两者共同作用。当E>0时热运动为主，气云是稳定的，小的扰动不会影响气云平衡；当E1.5×107K时，恒星中燃烧H的过程就可过渡到以CNO循环为主了。 当恒星内混杂有重元素C和N时，他们能作为触媒使1H变为4He，这就是CNO循环，CNO循环有两个分支： 或 总反应率取决于最慢的14N(p,γ)15O、15N的(p,α)和(p,γ)反应分支比约为2500：1。这个比值几乎与温度无关，所以在2500次CNO循环中有一次是CNO-2。 在p-p链和CNO循环过程中，净效果是H燃烧生成He： 在释放出的26.7MeV能量中，大部分消耗给恒星加热和发光，成为恒星的主要来源。 前面我们提到恒星的演化是从主星序开始的，那么什么是主星序呢？等H稳定地燃烧为He时，恒星就成了主序星。人们发现有百分之八十至九十的恒星都是主序星，他们共同特征是核心区都有氢正在燃烧，他们的光度、半径和表面温度都有所不同，后来证明：主序星的定量上差别主要是质量不同，其次是他们的年龄和化学成份，太阳这段历程约千万年。 观察到的主序星的最小质量大约为0.1M⊙ 。模型计算表明，当质量小于0.08M⊙时，星体的收缩将达不到氢的点火温度，从而形不成主序星，这说明对于主序星它有一个质量下限。观察到的主序星的最大质量大约是几十个太阳质量。理论上讲，质量太大的恒星辐射很强，内部的能量过程很剧烈，因此结构也越不稳定。但是理论上没有一个质量的绝对上限。 当对某一星团作统计分析时，人们却发现主序星有一个上限，这说明什么？我们知道，主序星的光度是质量的函数，这函数可分段的用幂式表示 L∝Mν 其中υ不是一个常数，它的值大概在3.5到4.5之间。M大反映主序星中可供燃烧的质量多，而L大反映燃烧的快，因此主序星的寿命可近似用M与L的商标来标志： T∝M-(ν-1) 即主序星寿命随质量增大而按幂律减小，如果整个星团已存在的年龄为T，那就可以由T与M的关系式求出一个截止质量MT。质量大于MT的主序星已结束核心的H燃烧阶段而不是主序星了，这就是观察到由大量同年龄星组成的星团有上限的原因。 现在我们就讨论观测到的恒星中大部分是主序星的原因，表1根据一25M⊙的恒燃烧阶段 点火温度(K) 中心温度(g.cm-3) 持续时间(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 燃烧阶段的总寿命 7.5×106 星演化模型，列出了各种元素的点火温度及燃烧所持续的时间。从表上看出，原子序数大的和有更高的点火温度，Z大的核不仅难于点火，点火后燃烧也更剧烈，因此燃烧持续的的时间也就更短。这颗25M⊙的表1 25M⊙恒星演化模型,模型星的燃烧阶段的总寿命为7.5×106年，而其中百分之九十以上的时间是氢燃烧阶段，即主星序阶段。从统计角度讲，这表明找到一颗处于主星序阶段的恒星几率要大。这正是观察到的恒星大多数为主序星的基本原因。 2．3主序后的演化 由于恒星形成是它的主要成份是氢，而氢的点火温度又比其他元素都低，所以恒星演化的第一阶段总是氢的燃烧阶段，即主序阶段。在主序阶段，恒星内部维持着稳衡的压力分布和表面温度分布，所以在整个漫长的阶段，它的光度和表面温度都只有很小的变化 。下面我们讨论，当星核区的氢燃烧完毕后，恒星有将怎么进一步演化？ 恒星在燃烧尽星核区的氢之后，就熄火，这时核心区主要是氢，他是燃烧的产物外围区的物质主要是未经燃烧的氢，核心熄火后恒星失去了辐射的能源，它便要引力收缩是一个起关键作用的因素。一个核燃烧阶段的结束，表明恒星内各处温度都已低于在该处引起点火所需要的温度，引力收缩将使恒星内各处的温度升高，这实际上是寻找下一次核点火所需要的温度，引力收缩将使恒星内各处的温度全面的升高，主序后的引力收缩首先点着的不是核心区的氦（它的点火温度高的太多），而是核心与外围之间的氢壳，氢壳点火后，核心区处于高温状态，而仍没核能源，他将继续收缩。这时，由于核心区释放的引力位能和燃烧中的氢所释放的核能，都需要通过外围不燃烧的氢层必须剧烈地膨胀，即让介质辐射变得更透明。而氢层膨胀又使恒星的表面温度降低了，所以这是一个光度增加、半径增加、而表面变冷的过程，这个过程是恒星从主星序向红巨星过渡，过程进行到一定程度，氢区中心的温度将达到氢点火的温度，于是又过渡到一个新阶段--氦燃烧阶段。 在恒星中心发生氦点火前，引力收缩以使它的密度达到了103g.cm-3的量级，这时气体的压力对温度的依赖很弱，那么核反应释放的能量将使温度升高，而温度升高反过来又加剧核反应速率，于是一旦点火，很快就会燃烧的十分剧烈，以至于爆炸，这种方式的点火称为"闪?quot;，因此在现象上会看到恒星光度突然上升到很大，后来又降的很低。 另一方面，当引力收缩时它的密度达不到103g.cm-3量级，此时气体的压力正比与温度，点火温度升高导致压力升高，核燃烧区就会有所膨胀，而膨胀导致温度降低，因此燃烧就能稳定的进行，所以这两种点火情况对演化进程的影响是不同的。 恒星在发生"氦闪光"之后又怎么演变呢？闪光使大量能量的释放很可能把恒星外层的氢气都吹走，剩下的是氦的核心区。氦核心区因膨胀而减小了密度，以后氦就有可能在其中正常的燃烧了。氦燃烧的产物是碳，在氦熄火后恒星将有一个碳核心区氦外壳，由于剩下的质量太小引力收缩已不能达到碳的点火温度，于是他就结束了以氦燃烧的演化，而走向热死亡。 由于引力塌缩与质量有关，所以质量不同的恒星在演化上是有差别的。 M<0.08M⊙的恒星：氢不能点火，它将没有氦燃烧阶段而直接走向死亡。 0.08<M<0.35M⊙的恒星：氢能点火，氢熄火后，氢核心区将达不到点火温度，从而结束核燃烧阶段。 0.35<M<2.25M⊙的恒星：它的主要特征是氦会点火而出现"氦闪光"。 2.25<M<4M⊙ 的恒星：氢熄火后氢能正常地燃烧，但熄火后，碳将达不到点火温度。这里的反应有： 在He反应初期,温度达到108K量级时，CNO循环产生的13C，17O能和4He发生新的(α,n)反应，形成16O和20Ne，在He反应进行了很长时间后，20Ne(p,γ) 21Na(β+,ν) 21Na中的21Na以及14N吸收两个4He形成的22Ne能发生(α,n)反应形成24Mg和25Mg等，这些反应作为能源并不重要，但发出的中子可进一步发生中子核反应。 4<M<8→10M⊙的恒星，这是一个情况不清楚的范围，或许碳不能点火，或许出现"碳闪光"，或许能正常地燃烧，因为这是最后的中心温度已较高，一些较敏感的因素，如：中微子的能量损失把情况弄得模糊了。 He反应结束后，当中心温度达到109K时，开始发生C,O,Ne 燃烧反应，这主要是C-C反应，O-O反应，以及20Ne的γ，α反应： 8→10M⊙<M的恒星：氢、氦、碳、氧、氖、硅都能逐级正常燃烧。最后在中心形成一个不能在释放能量的核心区，核心区外面是各种能燃烧而未烧尽的氢元素壳层。核燃烧阶段结束时，整个恒星呈现由内至外分层（Fe,Si,Mg,Ne,O,C,He,H）结构。 2．4恒星的终局 现在我们已经知道，对质量小于8→10M⊙的恒星，它会因不能到达下一级和点火温度而结束它的核燃烧阶段；对于质量更大的恒星，它将在核心区耗尽燃料之后结束它的核燃烧阶段，在这以后，恒星的最终归宿是什么? 一旦停止了核燃烧，恒星必定要发生引力收缩，这是因为恒星内部维持力学平衡的压力是与它的温度相联系的。因此，如果恒星在一?quot;最终"的平衡位形，它必须是一个"冷的"平衡位形，即它的压力与它的温度无关。 主序星核心H耗尽后，离开主序是阶段开始了它最后的历程。结局主要取决于质量。对于质量很小的星体由于质量小，物体内部的自引力并不重要，固体内部的平衡是正负离子间的净库仑引力于电子间的压力来达到平衡的。 当星体质量在大些，直到自引力不可忽略时，这时自引力加大了内部的密度和压力，压力的加大是物质发生压力电离，从而逐渐是固体的电约束瓦解，而过渡为等离子气体。加大质量，即加大密度，此时压力于温度无关，从而达到一种"冷的"平衡位形，等离子体内电子的动能一大足以在物质内部引起β衰变: 这里p是原子核中的质子，这样的反应大致在密度达到108 g.cm-3的时候，它将逐渐地是负离子体中的原子核变为富中子核，原子核中出现过多的中子，导致核结构松散，当密度超过4×1011g.cm-3是中子开始从原子核中分力出来，成为自由中子，自引力于中子间压力达到平衡。如果当质量变大使中子气体间压力已不能抵御物质自引力，而形成黑洞，但由于大多数恒星演化后阶段使得质量小于它的初始质量，例如恒星风，"氦闪光"，超新星爆发等，它们会是恒星丢失一个很大的百分比质量，因此，恒星的终局并不是可以凭它的初始质量来判断的，它实际上取决于演化的进程。那么我们可以得出这样的结论。8→10M⊙以下的恒星最终间抛掉它的一部分或大部分质量而变成一个白矮星。8→10M⊙以上的恒星最终将通过星核的引力塌缩而变成中子星或黑洞。 3．结尾 现在观测到的恒星质量范围为0.1→60M⊙质量小于0.08M⊙的天体不能达到点火温度。因此，不发光，不能成为恒星。质量大于60M⊙的天体中心温度过高而不稳定，至今尚未发现。 通过讨论我们大体可以了解到恒星的演化进程，主要经历：气体云→塌缩阶段→主序星阶段→主序后阶段→终局阶段。这对我们进一步了解恒星的演化有很重要的意义。

就像人会经历生老病死一样，宇宙也会变，我们的太阳也会慢慢老去，那么太阳现在属于什么状态呢？

我们先来看看恒星的生老病死吧，了解这个奇特生命不平凡的一生。

所有的恒星都从通常被称为星云或分子云的气体和尘埃坍缩中诞生。质量非常小（小于0.08太阳质量）的原始星的温度不会到达足够开始核聚变的程度，它们会成为褐矮星，慢慢就凉了，对，是真的凉了，在数亿年的时光中慢慢变凉。而那些大部分的质量更高的原始星的中心温度会达到一千万开氏度，这时氢会开始聚变成氦，恒星开始自行发光（就像我们进入电气时代一样），中心核聚变的结果就是会产生足够的能量停止引力坍缩，达到一个静态平衡。恒星从此进入一个相对稳定的阶段。

经过颠沛流离后，原恒星达到平衡的状态，安顿下来成为所谓的主序星。恒星的大部分生命都在主星序上度过，在此阶段将氢燃烧成氦。一旦核中的氢耗尽，星序就离开主星序。小而冷的红矮星会缓慢地燃烧氢，可能在此序列上停留数千亿年，而大而热的超巨星会在仅仅几百万年之后就离开主星序。像太阳这样的中等恒星会在此序列上停留一百亿年（位于主星序的恒星称为主序星，太阳就是一颗主序星）。

恒星也会坐吃山空，在形成几百万到几千亿年之后，恒星会消耗完核心中的氢。核心部分的核反应会停止，而留下一个氦核。失去了抵抗重力的核反应能量之后，恒星的外壳开始引力坍缩。一旦核心的温度达到了1亿开氏度，核心就开始进行氦聚变，重新通过核聚变产生能量来抵抗引力。恒星质量不足以产生氦聚变释放热能，逐渐冷却，成为白矮星。

积热的核心会造成恒星大幅膨胀，达到在其主星序阶段的数百倍大小，成为红巨星。红巨星阶段会持续数百万年，但是大部分红巨星都是变星，不如主序星稳定。

晚年到死亡以三种可能的冷态之一为终结：白矮星，中子星，黑洞。恒星核心质量小于太阳1.44倍的恒星将会演化为白矮星。核心质量大于1.44倍太阳质量而小于3.2倍太阳质量，整体为太阳8-15倍质量将演化为中子星，核心超过3.2倍太阳质量，演化为黑洞。

这就是恒星的一生。

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开封县18683519501： 恒星的演化包括哪几个阶段 - ？
缪武草仙：[答案] 恒星的演化大体可分为如下阶段:一、主序是以前的阶段--恒星处于幼年时代.二、主序是星阶段--恒星处于壮年期.三、红巨星阶段--恒星处于中年期.四、白矮星阶段--恒星处于老年期.大多数恒星的一生,大体是这样度过的. 我们首先来看恒星的一生: ...

开封县18683519501： 恒星的一生经历了哪些演化阶段 - ？
缪武草仙： 恒星的一生可以分为恒星形成阶段,主序星阶段,红巨星阶段和质量超过9倍太阳质量的大质量恒星红超巨星阶段,以及最后的坍缩阶段 恒星形成阶段 恒星的形成从分子云内部的引力不稳定开始,通常是因为超新星(大质量恒星爆炸)的冲激波...

开封县18683519501： 恒星的一生是怎样演化的?？
缪武草仙： 恒星的一生是怎样演化的? 恒星的演化大体可分为如下阶段:一、主序是以前的阶段--恒星处于幼年时代.二、主序是星阶段--恒星处于壮年期.三、红巨星阶段--恒星处于中年期.四、白矮星阶段--恒星处于老年期.大多数恒星的一生,大体是这样度过的.

开封县18683519501： 恒星的一生是怎样演化的 - ？
缪武草仙： 恒星的演化大体可分为如下阶段:一、主序星以前的阶段--恒星处于幼年时代.二、主序星阶段--恒星处于壮年期 三、主序星之后的阶段——塌缩为超新星或红巨星1.从星云中诞生,由于密度不均匀而产生引力不均匀,导致出现质量较大的核不...

开封县18683519501： 恒星演化经历的阶段？
缪武草仙： 恒星完全演化:星云收敛聚集,进一步形成恒星,恒星的早期中期后期,在后期变为红巨星然后收缩爆炸,剩于的星核变为白矮星,如果它大于钱德拉塞卡极限,会进一步坍缩变为中子星,如果此时它的质量大于三个太阳质量会变为黑洞.

开封县18683519501： 恒星演变过程 - ？
缪武草仙： 质量和太阳相当(或小点)的恒星:星云→原恒星→主序星→红巨星→行星状星云→白矮星→黑矮星 质量比太阳大的恒星:星云→原恒星→主序星→亮星→红巨星→超新星→中子星或黑洞(视质量而定,超大质量的变黑洞)

开封县18683519501： 恒星的演变过程从生成到毁灭例如什么?<br/>巨星 ？
缪武草仙： 恒星的演化(1)1926年,爱丁顿指出,任何恒星内部一定非常热.因为恒星的巨大质量,其引力非常强大.如果这颗恒星要不坍缩,就必须有一个相等的内部压力与这种...

开封县18683519501： 简述恒星的形成、演化和归宿的全过程. - ？
缪武草仙： 在从星际弥漫物质到恒星的演化链上,恒星的形成是关键环节.恒星的起源和演化,长久以来一直是天文学中最基本、也最令人感兴趣的问题,也是解决得最好的问题之一,从而成为20世纪自然科学的重要成就. 在17、18世纪牛顿、康德等人...

开封县18683519501： 恒星是怎样演化的? - ？
缪武草仙： 在红巨星阶段, 恒星的氧-碳内核已经不再发生热核反应, 即使外壳对核的压力增大,内核也得不到充分的压缩而引起碳-氧继续聚变, 但内核周围的氢层和氦层继续燃烧,并且向外扩展,这种情况下,引力与排斥力开始不稳定, 恒星便开始一鼓一缩的脉动, 红巨星稀薄的包层向外以星风的形式逃逸,形成同心圆结构; 随着红巨星大气的丧失,中心星由于极高的密度和温度产生类似爆发的高速星风, 将剩余的气体与尘埃抛出,形成不规则的块状结构和气泡结构.这张照片是哈勃广角行星镜头拍摄的可见光波段和红外波段的合成图像.NGC7027距离我们3000光年,位于天鹅座.

开封县18683519501： 恒星的演化过程? - ？
缪武草仙： 恒星的演化开始于巨分子云.一个星系中大多数虚空的密度是每立方厘米大约0.1到1个原子,但是巨分子云的密度是每立方厘米数百万个原子.一个巨分子云包含数十万到数千万个太阳质量,直径为50到300光年. 在巨分子云环绕星系旋转时...