第三节恒星的一生和宇宙的演化

恒星的一生
恒星的化学组成基本一致，质 量差异也不大(相对于其他物理参 数而言)，可谓大同小异。但是， 它们存在的形式，却是五花八门和 复杂多样的。
1、单星：单个存在的恒星。 2、双星：成双成对存在的恒星。 3、星团：恒星集团。
双星数量：在已知恒星中，双星约占三分之一。
天狼星A及B
双星分为：
光学双星：在天球上位置很靠近，但实际在视线方向上相距 很远，并无物理上的联系，这类双星又叫视双星或假双星。
3、在赫罗图的左下方的 恒星，它们的温度相当高， 但光度却很小，这表明它 们的体积很小。这些小而 热的恒星叫白矮星。最先 发现的一颗白矮星视天狼 伴星，其半径只及太阳半 径的0.75% 。
大部份恒星都是主序星,太阳也不例外, 银河系中大多数是M型的主序星,类似太阳的G型则比较少.
一旦恒星离开主序，将快速地死亡。 恒星一生大约有90%的時間在主序阶段，所以所 见90%的恒星为稳定的主序星。 恒星停留在主序带的时间长短依质量而定。恒星 质量越大，寿命越短。
球状星团
疏散星团
1、变星 2、新星 3、超新星
大多数恒星的光度视稳定的，短时期内几乎没有变化， 太阳就属于这一类恒星。有些恒星的光度在短时期内会 发生明显的、特别周期性的变化。变化的周期，长的可 达几年到十几年，短的只有几日甚至几小时。这样的恒 星成为变星。银河系已发现的变星约有2万多颗。
按其成因，变星可以分为食变星、脉动变星和爆发 变星。
星团：在恒星世界中，还有许多恒星集中分布在一个 较小的空间，彼此有物理联系，形成一个稠密的恒星集团， 叫做星团。
例如：金牛座的昴星团（俗称“七姐妹”，事实上肉 眼只见到六颗），一簇小星密集在月轮大小的天区内，比 头等明星更引人瞩目。其实，它的成员多达280余个，天 文上称疏散星团。
最庞大的星团由数十万颗恒星聚集而成，它们呈球对 称状分布，因而被成为球状星团。例如，全天最亮的球状 星团为半人马座ω。
物理双星：两个子星空间距离接近，由于相互吸引而相互绕 转，是真正的双星。
全天最明亮的天狼星就是一颗双星。它的伴星光度很小， 肉眼不可见。
有的双星的子星本身也是一对双星。例如，半人马座a （南门二）实际是一颗三合星。它由A、B、C三星组成，其 中A和B是一对双星，二者又同C星结成双星。按目前的位置， C星比A、B二星更接近我们，它就是现在的比邻星。
脉冲星是20世纪60年代天文家发现的一种新型变星，它 有规律地发出射电脉冲讯号，所以取名为脉冲星。脉冲地周 期很短，最长为4.3秒，最短的只有0.0016秒，而且十分稳 定。后来，科学家认定，它是人们早已预言的中子星。中子 星是由中子组成的恒星。那些质量和体积特别巨大的恒星， 在其演化的最后阶段会发生爆炸，这就是超新星爆发，如果 它们留下的“残骸”的质量足够大（1.4—3.2倍太阳质量）， 它就会“一落千丈”地坍缩为中子星，如果超过这个限度， 中子也会坍缩，形成所谓黑洞。
恒星世界地一个奇妙特征是：巨星与矮星在体积 上地差异，犹如动物世界中大象与蝼蚁地差异；然而， 它们的质量却“不相上下”。可想而知，恒星的密度 也存在着惊人的差异：巨星十分稀薄，白矮星则非常 致密，其中心的密度是水的100万—1000万倍。
脉冲星和中子星
强调：脉冲星就是中子星，“脉冲星”是指天体辐射 的表现形式；“中子星”则表明这种恒星的物理实质。
什么叫食双星？
若双星绕转的轨道平面平行于视线方向，还会周期 性的相互掩蔽，从而发生亮度变化，叫食双星，又叫食 变星，几何变星。最著名的、也是最早被发现的食变星 是英仙座β（中名：大陵五），有魔星之称。该星平时 的亮度约为2.2等，当伴星掩蔽主星时，在4小时50分钟 内，亮度减为3.4等；然后，经过同样的时间，迅即又恢 复到原来的亮度。它的变光周期为2日20时49分，变化 十状星云
1、巨星：温度不高，光度却很大，体积很大。
2、超巨星：温度更低，光度更大，体积巨大，是
恒星世界中的“超级巨人”。
3、白矮星：温度相当高，光度很小，体积很小，
密度相当大。
白矮星為小質量恆星 的死亡方式。在紅巨 星階段，氣體層散發 後，剩下的散發淡光 的鐵核，這就是白矮 星。白矮星溫度很 高，質量也大，一立 方厘米約為十個人的 質量，大小如同地 球。
食变星又叫几何变星。脉动变星和爆发变星又叫物理变星。
脉动变星是恒星的体积发生周期性膨胀和收缩而引起 光度的变化：膨胀时光度变大，收缩时光度变小。已知银 河系内的脉动变星有一万多颗，约占其变星总数的一半。
爆发变星是星体爆发现象而引起光度的变化。它又可 以分为新星和超新星。
爆发新星中，亮度在很短时间内（几小时至几天）突 然剧增，然后缓慢减弱的恒星叫新星。在爆发过程中，新 星虽然释放大量的能量和损耗一部分质量，但以后仍作为 一颗恒星而继续存在。
2、有些恒星情况殊异。集 中在右上方的，它们的温 度不高，光度却很大，说 明它们的体积很大，因而 增加了发光面积。这部分 叫红巨星，体积更大的叫 超巨星。目前已知的最大 恒星视仙王座VV，其半径 约为太阳半径的1600倍， 体积超过太阳的40亿倍。 巨星和超巨星在恒星中所 占比例不到1％。
1、大多数（90％以上）恒星分布在从图的左上方至右 下方的一条窄带上，这条窄带叫做主星序，位于主星序 上的恒星，则被称为主序星。可见，大多数恒星的光度， 决定于它们的温度，温度越高，其光度越大。
爆发规模特别大的变星叫超新星，其光度变幅超过17 个星等，即亮度可突然增强到原来的几千万倍甚至近万万 倍。这是恒星“临终前的回光返照”。经过这样爆发之后， 超新星只留下一个致密的残核，而不再是通常意义的恒星 了。银河系里已发现170余颗新星和4颗超新星。
我国北宋至和元年（1054年）所记录的“天关客星” （天关即金牛座ξ），是最著名的一次超新星爆发。它的 遗迹不断扩散，形成著名的蟹状星云。
白矮星最後會因 能量散失(主要是光)而 變為暗淡無光的黑矮 星。
恒星世界也分“巨人”和“侏儒”，他们的大小十分 悬殊。然而，恒星的大小是无法直接测定的，即使在最强 有力的望远镜视场里，恒星也不分大小，都是一个光点。 它们的体积大小，具体反映在恒星的光谱型（或温度）和 光度（或绝对星等）的关系上。
20世纪初，丹麦天文学家赫茨普龙和美国天文学家罗 素，不约而同地创制了恒星地光谱型和光度的坐标关系图， 简称光谱—光度图，通常也叫赫罗图。