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氣體云
氣體云是在宇宙發(fā)展到一定時(shí)期，宇宙中充滿(mǎn)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定造成塌縮。目前認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(kāi)始階段，氣體云內部壓力很微小，物質(zhì)在自引力作用下加速向中心墜落。當物質(zhì)的線(xiàn)度收縮了幾個(gè)數量級后，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(guò)程中，壓力增長(cháng)更快，這樣，在氣體內部很快形成一個(gè)足以與自引力相抗衡的壓力場(chǎng)，這壓力場(chǎng)最后制止引力塌縮，從而建立起一個(gè)新的力學(xué)平衡位形，稱(chēng)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 |
塌縮階段
星坯的力學(xué)平衡是靠?jì)炔繅毫μ荻扰c自引力相抗衡造成的，而壓力梯度的存在卻依賴(lài)于內部溫度的不均勻性（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(gè)不平衡的系統，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對力學(xué)起著(zhù)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(lái)升高溫度，從而來(lái)恢復力學(xué)平衡；同時(shí)也是以引力位能的降低，來(lái)提供星坯輻射所需的能量。這就是星坯演化的主要物理機制。
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(diǎn)點(diǎn)移到無(wú)窮遠，將球全部移走場(chǎng)力作的功就等于-Eg。當球質(zhì)量為m，半徑為r時(shí)，從表面移走dm過(guò)程中場(chǎng)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)
熱運動(dòng)使氣體分布均勻，引力使氣體集中?，F在兩者共同作用。當E>0時(shí)熱運動(dòng)為主，氣云是穩定的，小的擾動(dòng)不會(huì )影響氣云平衡；當E<0時(shí)，引力為主，小的密度擾動(dòng)產(chǎn)生對均勻的偏離，密度大處引力增大，使偏離加強而破壞平衡，氣體開(kāi)始塌縮。由E≤0得到產(chǎn)生收縮的臨界半徑：
(5) 原始氣云密度小，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。球形星團可以包含105→107個(gè)恒星，可以認為是同時(shí)產(chǎn)生的。
主序星階段
太陽(yáng)的總光度L=4×1033erg.s-1如果這個(gè)輻射光度靠引力為能源來(lái)維持，那么持續的時(shí)間是:
很多證明表明，太陽(yáng)穩定的保持著(zhù)今天的狀態(tài)已有5×109年了，因此，星坯階段只能是太陽(yáng)形成像今天這樣的穩定狀態(tài)之前的一個(gè)短暫過(guò)渡階段。這樣提出新問(wèn)題，星坯引力收縮是如何停止的？此后太陽(yáng)輻射又是以什么為能源？
主序星階段在收縮過(guò)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到新條件下的臨界，小擾動(dòng)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(gè)凝聚體成為原恒星，原恒星吸附周?chē)鷼庠坪罄^續收縮，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。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定下來(lái)成為恒星，恒星的演化是從主序星開(kāi)始的。
恒星的成份大部分是H和He，當溫度達到104K以上，即粒子的平均熱動(dòng)能達1eV以上，氫原子通過(guò)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。對純氫的高溫氣體，最有效的核反應系列是所謂的P-P鏈：
其中主要是2D(p,γ)3He反應。D含量只有氫的10-4左右，很快就燃完了。如果開(kāi)始時(shí)D比3He含量多，則反應生成的3H可能就是恒星早期3He的主要來(lái)源，由于對流到達恒星表面的這種3He,有可能還保留到現在。
Li,Be,B等輕核和D一樣結合能很低，含量只是H 的2×10-9K左右，當中心溫度超過(guò)3×106K就開(kāi)始燃燒，引起（p,α）和（p,α）反應，很快成為3He和4He。中心溫度達到107K，密度達到 105kg/m3左右時(shí)，產(chǎn)生的氫轉化為He的41H→4He過(guò)程。這主要是p-p和CNO循環(huán)。同時(shí)含有1H和4He是發(fā)生p-p鏈反應，有以下三個(gè)分支組成：
p-p1(只有1H) p-p2(同時(shí)有1H、4He) p-p3
或假設1H 和4He的重量比相等。隨溫度升高，反應從p-p1逐漸過(guò)渡到p-p3，
而當T>1.5×107K時(shí)，恒星中燃燒H的過(guò)程就可過(guò)渡到以CNO循環(huán)為主了。
或總反應率取決于最慢的14N(p,γ)15O、15N的(p,α)和(p,γ)反應分支比約為2500：1。
這個(gè)比值幾乎與溫度無(wú)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(guò)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(kāi)始的，那么什么是主星序呢？等H穩定地燃燒為He時(shí)，恒星就成了主序星。人們發(fā)現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(lái)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(yáng)這段歷程約千萬(wàn)年。
觀(guān)察到的主序星的最小質(zhì)量大約為0.1M⊙。模型計算表明，當質(zhì)量小于0.08M⊙時(shí)，星體的收縮將達不到氫的點(diǎn)火溫度，從而形不成主序星，這說(shuō)明對于主序星它有一個(gè)質(zhì)量下限。觀(guān)察到的主序星的最大質(zhì)量大約是幾十個(gè)太陽(yáng)質(zhì)量。理論上講，質(zhì)量太大的恒星輻射很強，內部的能量過(guò)程很劇烈，因此結構也越不穩定。但是理論上沒(méi)有一個(gè)質(zhì)量的絕對上限。
當對某一星團作統計分析時(shí)，人們卻發(fā)現主序星有一個(gè)上限，這說(shuō)明什么？我們知道，主序星的光度是質(zhì)量的函數，這函數可分段的用冪式表示：
L∝Mν
其中υ不是一個(gè)常數，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的商標來(lái)標志：
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(gè)星團已存在的年齡為T(mén)，那就可以由T與M的關(guān)系式求出一個(gè)截止質(zhì)量MT。質(zhì)量大于MT的主序星已結束核心的H燃燒階段而不是主序星了，這就是觀(guān)察到由大量同年齡星組成的星團有上限的原因。
現在我們就討論觀(guān)測到的恒星中大部分是主序星的原因，表1根據一25M⊙的恒燃燒階段 點(diǎn)火溫度(K) 中心溫度(g.cm-3) 持續時(shí)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(diǎn)火溫度及燃燒所持續的時(shí)間。從表上看出，原子序數大的和有更高的點(diǎn)火溫度，Z大的核不僅難于點(diǎn)火，點(diǎn)火后燃燒也更劇烈，因此燃燒持續的的時(shí)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(shí)間是氫燃燒階段，即主星序階段。從統計角度講，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(guān)察到的恒星大多數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(diǎn)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，恒星內部維持著(zhù)穩衡的壓力分布和表面溫度分布，所以在整個(gè)漫長(cháng)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，當星核區的氫燃燒完畢后，恒星有將怎么進(jìn)一步演化？
恒星在燃燒盡星核區的氫之后，就熄火，這時(shí)核心區主要是氫，他是燃燒的產(chǎn)物外圍區的物質(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(gè)起關(guān)鍵作用的因素。一個(gè)核燃燒階段的結束，表明恒星內各處溫度都已低于在該處引起點(diǎn)火所需要的溫度，引力收縮將使恒星內各處的溫度升高，這實(shí)際上是尋找下一次核點(diǎn)火所需要的溫度，引力收縮將使恒星內各處的溫度全面的升高，主序后的引力收縮首先點(diǎn)著(zhù)的不是核心區的氦（它的點(diǎn)火溫度高的太多），而是核心與外圍之間的氫殼，氫殼點(diǎn)火后，核心區處于高溫狀態(tài)，而仍沒(méi)核能源，他將繼續收縮。這時(shí)，由于核心區釋放的引力位能和燃燒中的氫所釋放的核能，都需要通過(guò)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(gè)光度增加、半徑增加、而表面變冷的過(guò)程，這個(gè)過(guò)程是恒星從主星序向紅巨星過(guò)渡，過(guò)程進(jìn)行到一定程度，氫區中心的溫度將達到氫點(diǎn)火的溫度，于是又過(guò)渡到一個(gè)新階段--氦燃燒階段。
在恒星中心發(fā)生氦點(diǎn)火前，引力收縮以使它的密度達到了103g.cm-3的量級，這時(shí)氣體的壓力對溫度的依賴(lài)很弱，那么核反應釋放的能量將使溫度升高，而溫度升高反過(guò)來(lái)又加劇核反應速率，于是一旦點(diǎn)火，很快就會(huì )燃燒的十分劇烈，以至于爆炸，這種方式的點(diǎn)火稱(chēng)為"閃?quot;，因此在現象上會(huì )看到恒星光度突然上升到很大，后來(lái)又降的很低。
另一方面，當引力收縮時(shí)它的密度達不到103g.cm-3量級，此時(shí)氣體的壓力正比與溫度，點(diǎn)火溫度升高導致壓力升高，核燃燒區就會(huì )有所膨脹，而膨脹導致溫度降低，因此燃燒就能穩定的進(jìn)行，所以這兩種點(diǎn)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。氦核心區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(gè)碳核心區氦外殼，由于剩下的質(zhì)量太小引力收縮已不能達到碳的點(diǎn)火溫度，于是他就結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(diǎn)火，它將沒(méi)有氦燃燒階段而直接走向死亡。
0.08氫能點(diǎn)火，氫熄火后，氫核心區將達不到點(diǎn)火溫度，從而結束核燃燒階段。
0.35
2.25
在He反應初期，溫度達到108K量級時(shí)，CNO循環(huán)產(chǎn)生的13C，17O能和4He發(fā)生新的(α,n)反應，形成16O和20Ne，在He反應進(jìn)行了很長(cháng)時(shí)間后，20Ne(p,γ) 21Na(β+,ν) 21Na中的21Na以及14N吸收兩個(gè)4He形成的22Ne能發(fā)生(α,n)反應形成24Mg和25Mg等，這些反應作為能源并不重要，但發(fā)出的中子可進(jìn)一步發(fā)生中子核反應。
4中微子的能量損失把情況弄得模糊了。
8→10M⊙氖、硅都能逐級正常燃燒。最后在中心形成一個(gè)不能在釋放能量的核心區，核心區外面是各種能燃燒而未燒盡的氫元素殼層。核燃燒階段結束時(shí)，整個(gè)恒星呈現由內至外分層（Fe,Si,Mg,Ne,O,C,He,H）結構。
終局階段
現在我們已經(jīng)知道，對質(zhì)量小于8→10M⊙的恒星，它會(huì )因不能到達下一級和點(diǎn)火溫度而結束它的核燃燒階段；對于質(zhì)量更大的恒星，它將在核心區耗盡燃料之后結束它的核燃燒階段，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(gè)"冷的"平衡位形，即它的壓力與它的溫度無(wú)關(guān)。
主序星核心H耗盡后，離開(kāi)主序是階段開(kāi)始了它最后的歷程。結局主要取決于質(zhì)量。對于質(zhì)量很小的星體由于質(zhì)量小，物體內部的自引力并不重要，固體內部的平衡是正負離子間的凈庫侖引力于電子間的壓力來(lái)達到平衡的。
當星體質(zhì)量在大些，直到自引力不可忽略時(shí)，這時(shí)自引力加大了內部的密度和壓力，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(guò)渡為等離子氣體。加大質(zhì)量，即加大密度，此時(shí)壓力于溫度無(wú)關(guān)，從而達到一種"冷的"平衡位形，等離子體內電子的動(dòng)能一大足以在物質(zhì)內部引起β衰變:
這里p是原子核中的質(zhì)子，這樣的反應大致在密度達到108 g.cm-3的時(shí)候，它將逐漸地是負離子體中的原子核變?yōu)楦恢凶雍?，原子核中出現過(guò)多的中子，導致核結構松散，當密度超過(guò)4×1011g.cm-3是中子開(kāi)始從原子核中分力出來(lái)，成為自由中子，自引力于中子間壓力達到平衡。如果當質(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(huì )是恒星丟失一個(gè)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(lái)判斷的，它實(shí)際上取決于演化的進(jìn)程。那么我們可以得出這樣的結論。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(gè)白矮星。8→10M⊙以上的恒星最終將通過(guò)星核的引力塌縮而變成中子星或黑洞。
進(jìn)程總結
現在觀(guān)測到的恒星質(zhì)量范圍為0.1→60M⊙質(zhì)量小于0.08M⊙的天體不能達到點(diǎn)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(guò)高而不穩定，至今尚未發(fā)現。
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、星系……
恒星是在熊熊燃燒著(zhù)的星球。一般來(lái)說(shuō)，恒星的體積和質(zhì)量都比較大。只是由于距離地球太遙遠的緣故，星光才顯得那么微弱。
古代的天文學(xué)家認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\動(dòng)著(zhù)，比如太陽(yáng)就帶著(zhù)整個(gè)太陽(yáng)系在繞銀河系的中心運動(dòng)。但別的恒星離我們實(shí)在太遠了，以至我們難以覺(jué)察到它們位置的變動(dòng)。
恒星發(fā)光的能力有強有弱。天文學(xué)上用“光度”來(lái)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(shuō)來(lái)，恒星表面的溫度越低，它的光越偏紅；溫度越高，光則越偏藍。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(lái)。
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(lèi)與顏色和光度間的關(guān)系，建立了被稱(chēng)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光度區到右下的低溫和弱光區是一個(gè)狹窄的恒星密集區，我們的太陽(yáng)也在其中；這一序列被稱(chēng)為主星序，90%以上的恒星都集中于主星序內。在主星序區之上是巨星和超巨星區；左下為白矮星區。
恒星的“青年時(shí)代”是一生中最長(cháng)的黃金階段——主星序階段，這一階段占據了它整個(gè)壽命的90%。在這段時(shí)間，恒星以幾乎不變的恒定光度發(fā)光發(fā)熱，照亮周?chē)?/span>宇宙空間。
在此以后，恒星將變得動(dòng)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(lái)之于星云，又歸之于星云，走完它輝煌的一生。
絢麗的繁星，將永遠是夜空中最美麗的一道景致。
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