恆星演化

恆星演化

恆星演化就是一顆恆星誕生,成長成熟到衰老死亡的過程,恆星演化是十分緩慢的過程。天文學家根據對各種各樣的恆星的觀測和理論研究,弄清楚了恆星的一生是怎樣從孕育到誕生,再從成長到成熟,最後到衰老、死亡的整個過程。恆星演化論,是天文學中,關于恆星在其生命期內演化的理論。

  • 中文名稱
    恆星演化
  • 概念
    恆星誕生,成長成熟到衰老死亡
  • 領域
    天文學
  • 總趨勢
    密度增大
  • 本質
    恆星在其生命期內演化的理論
  • 終態
    白矮星,中子星,黑洞

簡介

恆星由于演化而在質量一密度圖上移動,但保持在虛線方框內。圖A3是方框區的放大,表示出恆星在不同演化階段其中心發生的主要熱核反應。

恆星演化恆星演化

由于引力的控製,恆星演化的總趨勢是密度增大(在圖中向下移動),而質量丟失、碎裂、不穩定或爆炸等現象使其質量減小(在圖中向左移動)。恆星的演化必定以三種可能的冷態之一為終結:白矮星,中子星,黑洞。

恆星演化論,是天文學中,關于恆星在其生命期內演化的理論。

由于單一恆星之演化通常長達數十億年,人類不可能完整觀測,目前以電腦模型模擬恆星的演變。

演化階段

誕生

恆星的演化開始于巨分子雲。一個星系中大多數虛空的密度是每立方釐米大約0.1到1個原子,但是巨分子雲的密度是每立方釐米數百萬個原子。一個巨分子雲包含數十萬到數千萬個太陽質量,直徑為50到300光年。在巨分子雲環繞星系旋轉時,一些事件可能造成它的引力坍縮。巨分子雲可能互相沖撞,或者穿越旋臂的稠密部分。鄰近的超新星爆發拋出的高速物質也可能是觸發因素之一。最後,星系碰撞造成的星雲壓縮和擾動也可能形成大量恆星。

恆星演化恆星演化

坍縮過程中的角動量守恆會造成巨分子雲碎片不斷分解為更小的片斷。質量少于約50太陽質量的碎片會形成恆星。在這個過程中,氣體被釋放的勢能所加熱,而角動量守恆也會造成星雲開始產生自轉之後形成原始星。

恆星形成的初始階段幾乎完全被密集的星雲氣體和灰塵所掩蓋。通常,正在產生恆星的星源會通過在四周光亮的氣體雲上造成陰影而被觀測到,這被稱為博克球狀體

質量非常小(小于0.08太陽質量)的原始星的溫度不會到達足夠開始核聚變的程度,它們會成為褐矮星,在數億年的時光中慢慢變涼。大部分的質量更高的原始星的中心溫度會達到一千萬開氏度,這時氫會開始聚變成氦,恆星開始自行發光。核心的核聚變會產生足夠的能量停止引力坍縮,達到一個靜態平衡。恆星從此進入一個相對穩定的階段。如果恆星附近仍有殘留巨分子雲碎片,那麽這些碎片可能會在一個更小的尺度上繼續坍縮,成為行星、小行星和彗星等行星際天體。如果巨分子雲碎片形成的恆星足夠接近,那麽可能形成雙星和多星系統。

成年期

成年期時形成主序星

恆星有不同的顏色和大小。從高熱的藍色到冷卻的紅色,從0.5到20個太陽質量。恆星的亮度和顏色依賴于其表面溫度,而表面溫度則依賴于恆星的質量。大質量的恆星需要比較多的能量來抵抗對外殼的引力,燃燒氫的速度也快得多。

恆星演化恆星演化

恆星形成之後會落在赫羅圖的主星序的特定點上。小而冷的紅矮星會緩慢地燃燒氫,可能在此序列上停留數千億年,而大而熱的超巨星會在僅僅幾百萬年之後就離開主星序。像太陽這樣的中等恆星會在此序列上停留一百億年。太陽也位于主星序上,被認為是處于中年期。在恆星燃燒完核心中的氫之後,就會離開主星序

中年期

中年期時形成紅巨星,超巨星。

在形成幾百萬到幾千億年之後,恆星會消耗完核心中的氫。大質量的恆星會比小質量的恆星更快消耗完核心的氫。在消耗完核心中的氫之後,核心部分的核反應會停止,而留下一個氦核。失去了抵抗重力的核反應能量之後,恆星的外殼開始引力坍縮。核心的溫度和壓力像恆星形成過程中一樣升高,但是在一個更高的層次上。一旦核心的溫度達到了1億開氏度,核心就開始進行氦聚變,重新通過核聚變產生能量來抵抗引力。恆星質量不足以產生氦聚變的會釋放熱能,逐漸冷卻,成為白矮星。

赫-羅圖揭示了恆星演化的重要規律赫-羅圖揭示了恆星演化的重要規律

積熱的核心會造成恆星大幅膨脹,達到在其主星序階段的數百倍大小,成為紅巨星。紅巨星階段會持續數百萬年,但是大部分紅巨星都是變星,不如主序星穩定。

恆星的下一步演化再一次由恆星的質量決定。

衰退期

晚年到死亡以三種可能的冷態之一為終結:白矮星,中子星,黑洞。

演化形態

低質量恆星

低質量恆星的演化終點沒有直接觀察到。宇宙的年齡被認為是一百多億年,不足以使得這些恆星耗盡核心的氫。當前的理論都是基于電腦模型。 一些恆星會在核心進行氦聚變,產生一個不穩定和不平衡的反應,以及強烈的太陽風。在這種情況下,恆星不會爆發產生行星狀星雲,而隻會耗盡燃料產生紅矮星。

恆星演化

但是小于0.5倍太陽質量的恆星甚至在氫耗盡之後都不會在核心產生氦反應。像比鄰星這樣的紅矮星的壽命長達數千億年,在核心的反應終止之後,紅矮星在電磁波的紅外線和微波波段逐漸暗淡下去。

中等質量恆星

達到紅巨星階段時,0.4到3.4太陽質量的恆星的外殼會向外膨脹,而核心向內壓縮,產生將氦聚變成碳的核反應。聚變會重新產生能量,暫時緩解恆星的死亡過程。對于太陽大小的恆星,此過程大約持續十億年。

氦燃燒對溫度極其敏感,造成很大的不穩定。巨大的波動會使得外殼獲得足夠的動能脫離恆星,成為行星狀星雲。行星狀星雲中心留下的核心會逐漸冷卻,成為小而致密的白矮星,通常具有0.6倍太陽質量,但是隻有一個地球大小。

在重力和電子互斥力平衡時,白矮星是相對穩定的。在沒有能量來源的情況下,恆星在漫長的歲月中釋放出剩餘的能量,逐漸暗淡下去。最終,釋放完能量的白矮星會成為黑矮星

在同時形成的雙星或者多星系統中,恆星際質量交流可能改變演化過程。因為一部分質量被其他恆星獲得,系統中質量較大的恆星的紅巨星階段演化會被加速,而質量較小的恆星會吸收一部分紅巨星的質量,在主星序停留更長時間。舉例來說,天狼星的伴星就是一顆年老的大約一個太陽質量的白矮星,但是天狼星是一顆大約2.3個太陽質量的主序星。 如果白矮星的質量超出錢德拉塞卡極限,電子互斥力會不足以抵抗引力,而會繼續坍縮下去。這會造成恆星向外拋出外殼,也就是超新星爆發,標記著恆星的死亡。也就是說,不會有大于1.4倍太陽質量的白矮星。如果白矮星和另外一顆恆星組成雙星系統,那麽白矮星可能使用來自另外一顆恆星的氫進行核反應並且將周圍的物質加熱拋出,即使白矮星的質量低于1.4倍太陽質量。這樣的爆炸稱為新星。

恆星演化

大質量恆星

在超出5倍太陽質量的恆星的外殼膨脹成為紅超巨星之後,其核心開始被重力壓縮,溫度和密度的上升會觸發一系列聚變反應。這些聚變反應會生成越來越重的元素,產生的能量會暫時延緩恆星的坍縮。

最終,聚變逐步到達元素周期表的下層,矽開始聚合成鐵。在這之前,恆星通過這些核聚變獲得能量,但是鐵不能通過聚變釋放能量,相反,鐵聚變需要吸收能量。這會造成沒有能量來對抗重力,而核心幾乎立刻產生坍縮。

行星狀星雲行星狀星雲

恆星演化的下一步演化機製並不明確,但是這會在幾分之一秒內造成一次劇烈的超新星爆發。和輕于鐵的元素同時被拋出的中微子形成一個沖擊波,在被拋出的物質吸收後,形成一些比鐵重的放射性元素,其中最重的是鈾。超新星爆發,是形成相對分子質量比鐵大的元素的另一途徑。(重元素最主要的來源被認為是宇宙大霹靂)

中微子沖擊波繼續將被拋出的物質推出。被拋出的物質可能和彗星帶碰撞,可能形成新的恆星、行星和衛星,或者成為各種各樣的天體。

現代科學尚未明確超新星爆發的機製,以及恆星殘骸的成分,但是已知有兩種可能的演化終點:中子星和黑洞。

中子星

在一些超新星之中,電子被壓入原子核,和質子結合成為中子。使得原子核互相排斥的電磁力消失之後,恆星成為一團密集的中子。這樣的恆星被稱為中子星。

質量要求:塌縮的核心質量超過1.44倍太陽的質量,小于3.2倍太陽的質量(奧本海默極限)。

中子星的大小不超過一個大城市,但是極其致密。由于大部分角動量殘留在恆星中,它們的自轉會極快,有些甚至達到每秒鍾600轉。恆星的輻射會被磁場局限在磁軸附近,而隨恆星旋轉。如果磁軸在自轉中會對準地球,那麽在地球上每次自轉過程中都可能觀測到一次恆星的輻射。這樣的中子星被稱為脈沖星,是最早被發現的中子星。

黑洞

被廣泛承認的是並非所有超新星都會形成中子星。如果恆星質量足夠大,那麽連中子也會被壓碎,直到恆星的半徑小于史瓦西半徑,光也無法射出,成為一個黑洞。

質量要求:塌縮的核心質量超過3.2倍太陽的質量(大于奧本海默極限)。

斯帝芬·霍金(Stephen Hawking)結合廣義相對論和量子力學預測了黑洞的存在。在多年來天文學家的努力下,成功觀測到了行星不明引力場的影響而改變軌跡,從而可以推論黑洞的存在。根據傳統的廣義相對論,沒有任何物質或者信息可以從黑洞中逃出,但是量子力學允許一些例外(在特定條件下物質發生"Tunnel"現象,物質能夠通過一條假想的隧道穿過障礙)。黑洞的存在被絕大部分天文學家支持。

但是仍有一些問題尚待解決。當前的超新星爆發理論尚未完善,不能說明是否恆星可能壓縮成為黑洞而不經過超新星爆發,是否有超新星形成的黑洞,以及恆星的初始質量和演化終點的關系。

演化原因

20世紀30年代,物理學家從理論上發現,原子核反應會產生巨大的能量。用這種理論來研究太陽的能源,發現太陽的能源正好可以用核反應來解釋。

各種年齡的恆星內部發生著各種熱核反應;恆星演化過程中會發生一系列熱核反應,輕元素逐漸向重元素轉化,逐漸改變恆星的成分,改變恆星的內部狀態。並且,發生這些熱核反應所需要的溫度也越來越高。

恆星內部熱核反應所產生的能量以對流、傳導和輻射三種方式傳輸出來。由于大多數恆星的物質是氣態的,熱傳導作用不大,隻有內部極其致密的特殊恆星(例如白矮星),內部熱傳導才比較顯著。大多數恆星內部主要依靠輻射來傳輸核反應產生的能量,傳輸的速度相當慢,例如太陽把它深達70萬千米的中心處的能量傳輸到表面,需要1000萬年。對流傳輸能量的速度比輻射快得多,但是不同質量的恆星,對流層的位置和厚度很不一樣。主星序左上部的恆星,質量大,中心區是小的對流核,外面是輻射包層。主星序中下部的恆星,質量較小,內部輻射層很厚,僅表面有較薄的對流層。主星序右下部的恆星,質量很小,整個恆星是對流的。恆星內部產生的能量決定了它的表面溫度和光度。物理定律把恆星內部的運動、能量的產生、能量的傳遞和消耗與它的溫度、壓力、密度、成分等因素聯系了起來。其中一個因素的變化會引起其他因素的變化。因此,研究天體的演化就是要在物理定律的製約下,說明各種因素如何協調地變化。

按照天體的質量和化學成分,運用物理定律,可以計算出不同時間的內部結構,即從恆星中心到表面各層的溫度、密度、壓力、能流及恆星輻射的總光度和表面溫度等物理量,從而可以確定恆星在赫羅圖上的位置;這樣還可以得出恆星的結構與物理參量隨時間的變化情況,這樣也就得出了恆星演化的過程,也就可以看出恆星在赫羅圖上位置移動。這就是研究恆星演化的基該方法。

把核反應理論套用于恆星演化,計算的結果正好符合觀測的資料,證明了這種理論及其套用的正確性。于是,恆星演化理論開始發展了起來。

演化結果

美國天文學家錢德拉塞卡預言:恆星核心質量小于太陽1.44倍的恆星將會演化為白矮星。核心質量大于1.44倍太陽質量而小于3.2倍太陽質量,整體為太陽8-15倍質量將演化為中子星,核心超過3.2倍太陽質量,演化為黑洞。

錢德拉塞卡錢德拉塞卡

研究歷史

20世紀20年代初,英國天文學家愛丁頓(A.S.Eddington,1882-1944)通過研究認為:恆星在演化後期內部燃料即將耗盡,所產生的能量不足以抵消星體內部物質間的引力,于是體積收縮、密度增大,演化為質密的白矮星。1925年,天文學家在觀測中發現了第一顆白矮星。

1939年,美國物理學家奧本海默(R.Oppenheim,1904-1967)提出:質量很大的恆星由于其引力的巨大,將使它的最後歸宿不是白矮星,它會繼續收縮,原子和原子核均被擠碎,帶正電的質子與帶負電的電子在強大引力作用下被結合成中性的中子,龐大星體收縮成為體積極小、質量和密度極大的小球--中子星。同年,印度裔美國天文學家錢德拉塞卡(S.Chandrasekhar,1910-1995)預言:質量小于太陽1.44倍的恆星將會演化為白矮星;質量大于太陽1.44倍的恆星或是以大爆發的形式拋掉部分質量後演化為白矮星,或是繼續收縮,經超新星爆發演化為密度更高的中子星或黑洞。

1967年,英國射電天文學家赫威斯(A.Hewish,1924-)和他的研究生貝爾(J.Bell,1943~)發現了第一顆中子星。

20世紀50年代,美國天文學家史瓦西(M. Schwarzschild,1912-)預言:超大質量恆星爆發後不斷收縮,當它的引力強到足以使光都不能外逸時,就會成為"黑洞"。1974年,英國理論物理學家霍金(S. Hawking,1942-)證明:黑洞中將產生正反粒子對,其中的正能粒子會逸出,形成黑洞"蒸發"的現象。據此,天文學家們如今已發現了幾個可能是黑洞的天體,但尚無法徹底證實。

人類對恆星演化過程的研究目前尚未完成,探索還將不斷繼續下去。

相關詞條

相關搜尋