恒星的一生是怎样演化的?
恒星的一生:气体、原型恒星、褐矮星、主星序、红巨星、白矮星、黑矮星、黑洞。
恒星之初是一团冰冷的气体,在自身的引力下,这些气体开始收缩。收缩过程中会逐渐聚合,于是密度和压强就会增大,温度也会升高;达到了临界温度,就会发生氢核聚变,一颗原恒星从此诞生。
当原型恒星在引力作用下继续收缩,它会变得越来越热,然后过渡到“褐矮星”或“巨行星”,就像木星一样。它们不会点燃自身的氢气,相反,会逐渐变暗。质量大约在0.05至0.07太阳质量之上的恒星在收缩过程中变得越来越热,直到它们的核心足够热以开始燃烧氢气。当一颗恒星“开启”它的氢燃烧阶段时,说明它已达到它生命周期的“主星序”,并且可以算是一颗真正的恒星。
“主星序”核心中的融合过程释放热量和光线,保证恒星能抵抗进一步的重力塌缩,并使其发光,恒星生命周期的大部分时间都在“主星序”的一个点上。
最终恒星核中的氢聚合物逐渐耗尽,核心再次开始塌缩,但是恒星的外部区域被向外推。这颗恒星温度逐渐下降,变得更亮,这是红巨星阶段。经过红巨星阶段接下来就进入了白矮星,白矮星被认为是中、低质量恒星演化阶段的最终产物,经过漫长的时间,白矮星的温度将冷却到光度不再能被看见,成为冷的黑矮星。根据其质量,恒星在行星状星云或超新星中终结其生命,其核心将作为一个高密度的物体留下:白矮星,中子星或黑洞。
太阳的生命
太阳是一颗黄矮星(光谱为G2V),黄矮星的寿命大致为100亿年,目前太阳大约45.7亿岁。 在大约50至60亿年之后,太阳内部的氢元素几乎会全部消耗尽,太阳的核心将发生坍缩,导致温度上升,这一过程将一直持续到太阳开始把氦元素聚变成碳元素。
虽然氦聚变产生的能量比氢聚变产生的能量少,但温度也更高,因此太阳的外层将膨胀,并且把一部分外层大气释放到太空中。当转向新元素的过程结束时,太阳的质量将稍微下降,外层将延伸到地球或者火星目前运行的轨道处(这时由于太阳质量的下降,这两颗行星将会离太阳更远)。
以上内容参考:百度百科-恒星、百度百科-太阳
恒星的生命分为形成期,稳定期和晚期。
太阳诞生以来,太阳诞生以来到现在
也就损失了差不多100个地球的质量。
恒星的寿命根据自身密度和体积不同,
成正比关系,密度体积越高寿命越长
我们首先来看恒星的一生:
恒星的诞生
在星际空间普遍存在着极其稀薄的物质,主要由气体和尘埃构成。它们的温度约10~100K,密度约10-24~10-23g/cm3,相当于1cm3中有1~10个氢原子。星际物质在空间的分布并不是均匀的,通常是成块地出现,形成弥漫的星云。星云里3/4质量的物质是氢,处于电中性或电离态,其余约?是氦以及极少数比氦更重的元素。在星云的某些区域还存在气态化合物分子,如氢分子、一氧化碳分子等。如果星云里包含的物质足够多,那么它在动力学上就是不稳定的。在外界扰动的影响下,星云会向内收缩并分裂成较小的团块,经过多次的分裂和收缩,逐渐在团块中心形成了致密的核。当核区的温度升高到氢核聚变反应可以进行时,一颗新恒星就诞生了。'
主序星
恒星以内部氢核聚变为主要能源的发展阶段就是恒星的主序阶段。处于主序阶段的恒星称为主序星。主序阶段是恒星的青壮年期,恒星在这一阶段停留的时间占整个寿命的90%以上。这是一个相对稳定的阶段,向外膨胀和向内收缩的两种力大致平衡,恒星基本上不收缩也不膨胀。恒星停留在主序阶段的时间随着质量的不同而相差很多。质量越大,光度越大,能量消耗也越快,停留在主序阶段的时间就越短。例如:质量等于太阳质量的15倍、5倍、1倍、0.2倍的恒星,处于主序阶段的时间分别为一千万年、七千万年、一百亿年和一万亿年。
目前的太阳也是一颗主序星。太阳现在的年龄为46亿多年,它的主序阶段已过去了约一半的时间,还要50亿年才会转到另一个演化阶段。与其他恒星相比,太阳的质量、温度和光度都大概居中,是一颗相当典型的主序星。主序星的很多性质可以从研究太阳得出,恒星研究的某些结果也可以用来了解太阳的某些性质。
红巨星与红超巨星
当恒星中心区的氢消耗殆尽形成由氦构成的核球之后,氢聚变的热核反应就无法在中心区继续。这时引力重压没有辐射压来平衡,星体中心区就要被压缩,温度会急剧上升。中心氦核球温度升高后使紧贴它的那一层氢氦混合气体受热达到引发氢聚变的温度,热核反应重新开始。如此氦球逐渐增大,氢燃烧层也跟着向外扩展,使星体外层物质受热膨胀起来向红巨星或红超巨星转化。转化期间,氢燃烧层产生的能量可能比主序星时期还要多,但星体表面温度不仅不升高反而会下降。其原因在于:外层膨胀后受到的内聚引力减小,即使温度降低,其膨胀压力仍然可抗衡或超过引力,此时星体半径和表面积增大的程度超过产能率的增长,因此总光度虽可能增长,表面温度却会下降。质量高于4倍太阳质量的大恒星在氦核外重新引发氢聚变时,核外放出来的能量未明显增加,但半径却增大了好多倍,因此表面温度由几万开降到三、四千开,成为红超巨星。质量低于4倍太阳质量的中小恒星进入红巨星阶段时表面温度下降,光度却急剧增加,这是因为它们外层膨胀所耗费的能量较少而产能较多。
预计太阳在红巨星阶段将大约停留10亿年时间,光度将升高到今天的好几十倍。到那时侯,地面的温度将升高到今天的两三倍,北温带夏季最高温度将接近100℃。
大质量恒星的死亡
大质量恒星经过一系列核反应后,形成重元素在内、轻元素在外的洋葱状结构,其核心主要由铁核构成。此后的核反应无法提供恒星的能源,铁核开始向内坍塌,而外层星体则被炸裂向外抛射。爆发时光度可能突增到太阳光度的上百亿倍,甚至达到整个银河系的总光度,这种爆发叫做超新星爆发。超新星爆发后,恒星的外层解体为向外膨胀的星云,中心遗留一颗高密天体。
金牛座里著名的蟹状星云就是公元1054年超新星爆发的遗迹。超新星爆发的时间虽短不及1秒,瞬时温度却高达万亿K,其影响更是巨大。超新星爆发对于星际物质的化学成分有关键影响,这些物质又是建造下一代恒星的原材料。
超新星爆发时,爆发与坍塌同时进行,坍塌作用使核心处的物质压缩得更为密实。理论分析证明,电子简并态不足以抗住大坍塌和大爆炸的异常高压,处在这么巨大压力下的物质,电子都被挤压到与质子结合成为中子简并态,密度达到10亿吨/立方厘米。由这种物质构成的天体叫做中子星。一颗与太阳质量相同的中子星半径只有大约10千米。
从理论上推算,中子星也有质量上限,最大不能超过大约3倍太阳质量。如果在超新星爆发后核心剩余物质还超过大约3倍太阳质量,中子简并态也抗不住所受的压力,只能继续坍缩下去。最后这团物质收缩到很小的时候,在它附近的引力就大到足以使运动最快的光子也无法摆脱它的束缚。因为光速是现知任何物质运动速度的极限,连光子都无法摆脱的天体必然能束缚住任何物质,所以这个天体不可能向外界发出任何信息,而且外界对它探测所用的任何媒介包括光子在内,一贴近它就不可避免地被它吸进去。它本身不发光并吞下包括辐射在内的一切物质,就象一个漆黑的无底洞,所以这种特殊的天体就被称为黑洞。黑洞有很多奇特的性质,对黑洞的研究在当代天文学及物理学中有重大的意义。
科学家发现,在木星和土星的表面散放出来的能量比它们所吸收的能量要多,这就意味着木星和土星也可以发光,只是它们发出的是远红外线而不是可见光而已。
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红巨星后演变的结局可不止白矮星一种,还有脉冲星和黑洞
ding
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。
恒星的诞生
在星际空间普遍存在着极其稀薄的物质,主要由气体和尘埃构成。它们的温度约10~100K,密度约10-24~10-23g/cm3,相当于1cm3中有1~10个氢原子。星际物质在空间的分布并不是均匀的,通常是成块地出现,形成弥漫的星云。星云里3/4质量的物质是氢,处于电中性或电离态,其余约?是氦以及极少数比氦更重的元素。在星云的某些区域还存在气态化合物分子,如氢分子、一氧化碳分子等。如果星云里包含的物质足够多,那么它在动力学上就是不稳定的。在外界扰动的影响下,星云会向内收缩并分裂成较小的团块,经过多次的分裂和收缩,逐渐在团块中心形成了致密的核。当核区的温度升高到氢核聚变反应可以进行时,一颗新恒星就诞生了。'
主序星
恒星以内部氢核聚变为主要能源的发展阶段就是恒星的主序阶段。处于主序阶段的恒星称为主序星。主序阶段是恒星的青壮年期,恒星在这一阶段停留的时间占整个寿命的90%以上。这是一个相对稳定的阶段,向外膨胀和向内收缩的两种力大致平衡,恒星基本上不收缩也不膨胀。恒星停留在主序阶段的时间随着质量的不同而相差很多。质量越大,光度越大,能量消耗也越快,停留在主序阶段的时间就越短。例如:质量等于太阳质量的15倍、5倍、1倍、0.2倍的恒星,处于主序阶段的时间分别为一千万年、七千万年、一百亿年和一万亿年。
目前的太阳也是一颗主序星。太阳现在的年龄为46亿多年,它的主序阶段已过去了约一半的时间,还要50亿年才会转到另一个演化阶段。与其他恒星相比,太阳的质量、温度和光度都大概居中,是一颗相当典型的主序星。主序星的很多性质可以从研究太阳得出,恒星研究的某些结果也可以用来了解太阳的某些性质。
红巨星与红超巨星
当恒星中心区的氢消耗殆尽形成由氦构成的核球之后,氢聚变的热核反应就无法在中心区继续。这时引力重压没有辐射压来平衡,星体中心区就要被压缩,温度会急剧上升。中心氦核球温度升高后使紧贴它的那一层氢氦混合气体受热达到引发氢聚变的温度,热核反应重新开始。如此氦球逐渐增大,氢燃烧层也跟着向外扩展,使星体外层物质受热膨胀起来向红巨星或红超巨星转化。转化期间,氢燃烧层产生的能量可能比主序星时期还要多,但星体表面温度不仅不升高反而会下降。其原因在于:外层膨胀后受到的内聚引力减小,即使温度降低,其膨胀压力仍然可抗衡或超过引力,此时星体半径和表面积增大的程度超过产能率的增长,因此总光度虽可能增长,表面温度却会下降。质量高于4倍太阳质量的大恒星在氦核外重新引发氢聚变时,核外放出来的能量未明显增加,但半径却增大了好多倍,因此表面温度由几万开降到三、四千开,成为红超巨星。质量低于4倍太阳质量的中小恒星进入红巨星阶段时表面温度下降,光度却急剧增加,这是因为它们外层膨胀所耗费的能量较少而产能较多。
预计太阳在红巨星阶段将大约停留10亿年时间,光度将升高到今天的好几十倍。到那时侯,地面的温度将升高到今天的两三倍,北温带夏季最高温度将接近100℃。
大质量恒星的死亡
大质量恒星经过一系列核反应后,形成重元素在内、轻元素在外的洋葱状结构,其核心主要由铁核构成。此后的核反应无法提供恒星的能源,铁核开始向内坍塌,而外层星体则被炸裂向外抛射。爆发时光度可能突增到太阳光度的上百亿倍,甚至达到整个银河系的总光度,这种爆发叫做超新星爆发。超新星爆发后,恒星的外层解体为向外膨胀的星云,中心遗留一颗高密天体。
金牛座里著名的蟹状星云就是公元1054年超新星爆发的遗迹。超新星爆发的时间虽短不及1秒,瞬时温度却高达万亿K,其影响更是巨大。超新星爆发对于星际物质的化学成分有关键影响,这些物质又是建造下一代恒星的原材料。
超新星爆发时,爆发与坍塌同时进行,坍塌作用使核心处的物质压缩得更为密实。理论分析证明,电子简并态不足以抗住大坍塌和大爆炸的异常高压,处在这么巨大压力下的物质,电子都被挤压到与质子结合成为中子简并态,密度达到10亿吨/立方厘米。由这种物质构成的天体叫做中子星。一颗与太阳质量相同的中子星半径只有大约10千米。
从理论上推算,中子星也有质量上限,最大不能超过大约3倍太阳质量。如果在超新星爆发后核心剩余物质还超过大约3倍太阳质量,中子简并态也抗不住所受的压力,只能继续坍缩下去。最后这团物质收缩到很小的时候,在它附近的引力就大到足以使运动最快的光子也无法摆脱它的束缚。因为光速是现知任何物质运动速度的极限,连光子都无法摆脱的天体必然能束缚住任何物质,所以这个天体不可能向外界发出任何信息,而且外界对它探测所用的任何媒介包括光子在内,一贴近它就不可避免地被它吸进去。它本身不发光并吞下包括辐射在内的一切物质,就象一个漆黑的无底洞,所以这种特殊的天体就被称为黑洞。黑洞有很多奇特的性质,对黑洞的研究在当代天文学及物理学中有重大的意义。
恒星的一生
原恒星(幼年期)→主序星(青年期)→红巨星(壮年期)→高密度恒星(老年期)。最终演化结果:质量小的恒星形成行星状星云,之后成为白矮星,最后演化成黑矮星;质量大的恒星经过新星爆发或超新星爆发,质量较大的形成中子星,质量很大的形成黑洞。
恒星的一生是怎样演化的?
质量积累到足够大,核心点燃聚变反应,开始成为主序星,稳定存在,依据不同形成质量寿命不同。质量越大寿命越短,并且结局不一样。小质量恒星进入晚年,成为膨胀的红巨星,慢慢耗散外层大气,留下中心的白矮星,缓慢冷却。大质量恒星快速演化至晚年,通过超新星爆发,结果可能剩下中子星或黑洞或直接炸碎。...
恒星的一生是怎样演化的?
恒星的生命分为形成期,稳定期和晚期。太阳诞生以来,太阳诞生以来到现在 也就损失了差不多100个地球的质量。恒星的寿命根据自身密度和体积不同,成正比关系,密度体积越高寿命越长
恒星的一生流程图
而如果恒星的质量极大,其核心则可能会坍缩成一个黑洞,吞噬周围的一切物质,包括光。这样,一个恒星的生命周期就完成了,从星云的坍缩开始,经历原恒星、主序星、红巨星或超巨星阶段,最终变成一个白矮星、中子星或黑洞。每个阶段都有其独特的物理特性和演化过程,共同构成了恒星复杂而壮观的一生。
恒星的一生是怎样演化的,太阳会不会变成黑洞呢?
主序星时期 一颗恒星的演化历程,会因为自身质量的不同而有很大的区别,我们太阳属于中等质量偏下的恒星,目前已经有45.7亿年的历史。根据恒星形成与演化理论描述,太阳这样质量的恒星,在主序星时期的寿命大约为110亿年,主要进行着氢元素向氦元素的聚变,内部温度逐渐升高,目前太阳内部温度大约为1500万...
恒星的一生是怎样的
恒星的生命周期,如同宇宙的精彩戏剧,始于星际气体的聚合。当密度足够大时,引力超越气体压力,引发密集的气体云开始坍缩。这些云团逐渐分裂,形成一个个质量庞大的星际物质团,最终演化为恒星。初始阶段,恒星群集诞生,其质量可达太阳的数万倍。在恒星的“诞生”过程中,如果气体密度达到惊人的六万个氢原子...
恒星的演化过程是怎样的
恒星的演化过程要详细说,足可以写成一部很厚的书。简单地说,恒星的一生都与引力有关。引力把星际气体云凝聚在一起,形成一大团球形物,内部因引力收缩而产生高温高压,会向外发出红外线。但此时,它还不能称为恒星。当温度和压力达到氢聚变为氦的条件时,氢核聚变反应开始发生,放出的辐射压和能量...
恒星的一生是怎样演化的?
形成恒星 恒星内轻元素聚变成重元素的过程可能可以持续几十亿年,这是恒星的稳定期,然后当热核聚变产生的能量越来越少的时候恒星就会膨胀形成红巨星。红巨星的质量足够大的话会发生超新星爆发,否则慢慢冷却成矮星,超新星爆发的产物是中子星,如果质量够大也会产生黑洞,恒星的生命就此结束。
星团的一生和死亡是怎样的?
由于球状星团包含了非常之多的恒星,而且它们之间紧密地束缚着,因此它们的寿命大于疏散星团。科学家认为,只有那些球状星团非常靠近地经过很稠密的星云、星团和银河系内层(在银核四周约1万光年之内)的星场才能被摧毁。第十九章 大质量恒星短暂的一生恒星其一生中大部分的演化过程,都是在其核中把氢...
星球的一生是怎样的?
大约经过100万年的时间,原始星球中心的温度升高到1000万度以上,使氢核发生核聚变反应,它像被点燃的火球一样放射出光芒。这样,一颗真正的星球诞生了。科学家把这类星球称为主序星。质量与我们的太阳差不多的主序星,大约有100亿年的寿命,而质量是太阳10倍的主序星,则只能存在3000万年左右。老年主...
梁红贝林: 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
美姑县15844006526: 一颗恒星的演变过程是什么?就是从出生到死亡 - ?
梁红贝林:[答案] 恒星的一生依次为: 普通恒星: 恒星云——原恒星——主序星——红巨星——爆炸(引力坍缩)——白矮星——黑矮星(熄灭) 棕矮星: 恒星云——原恒星——棕矮星——黑矮星(熄灭) 超大质量恒星: 恒星云——原恒星——主序星——红巨星...
美姑县15844006526: 恒星的一生经历了哪些演化阶段 - ?
梁红贝林: 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...
美姑县15844006526: 恒星的演化过程? - ?
梁红贝林: 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...
美姑县15844006526: 恒星是怎样演化的? - ?
梁红贝林: 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.
美姑县15844006526: 恒星的一生是怎样形成的?? - ?
梁红贝林: 我们首先来看恒星的一生: 恒星的诞生 在星际空间普遍存在着极其稀薄的物质,主要由气体和尘埃构成.它们的温度约10~100K,密度约10-24~10-23g/cm3,相当于1cm3中有1~10个氢原子.星际物质在空间的分布并不是均匀的,通常是成块...
美姑县15844006526: 恒星是怎样进化的 - ?
梁红贝林: 恒星的生命历程 恒星形成后开始进入生命周期中的氢燃烧阶段,氢的原子核聚变成氦,并向外发放光和热.当恒星中的氢消耗掉10%时就发生收缩,恒星中心部位的温度升高到1 亿k以上.同时,由于恒星内部的活动,恒星外层被中心区域推开...
美姑县15844006526: 恒星是如何产生的? - ?
梁红贝林:[答案] 宇宙中大部分物质都是氢,大家都知道万有引力物质之间都要相互吸引.开始是一些氢形成了一个球,它再继续吸引其他的,... 当温度升到一千多万度时,恒星中心的核反应稳定地进行.至此,恒星的原恒星阶段结束,主序星阶段开始.在恒星演化过程...
美姑县15844006526: 恒星的生命历程 - ?
梁红贝林: 恒星的生命历程 恒星形成后开始进入生命周期中的氢燃烧阶段,氢的原子核聚变成氦,并向外发放光和热.当恒星中的氢消耗掉10%时就发生收缩,恒星中心部位的温度升高到1 亿k以上.同时,由于恒星内部的活动,恒星外层被中心区域推开...
美姑县15844006526: 恒星的一生是怎样的 - ?
梁红贝林: 恒星通常是在星际气体中诞生的.在宇宙中,当星际气体的密度增加到一定程度时,由于其内部引力的增长大于气体压力的增长