ch3-2第二节 恒星的演化和超新星
恒星发展历程
恒星发展历程一、恒星的形成恒星的形成始于巨大的分子云中。
当分子云中的物质密度达到足够高时，引力开始起作用，将云中的物质聚集在一起。
随着物质的不断聚集，分子云的中心区域逐渐变得更加密集和热量增加。
当温度达到数百万度时，核聚变反应开始发生，将氢原子转化为氦原子，释放出巨大的能量。
这时，一颗新的恒星诞生了。
二、主序星阶段在主序星阶段，恒星的核心温度和压力保持稳定，核聚变反应以恒定的速率进行。
这个阶段可以持续几十亿年，取决于恒星的质量。
主序星的亮度和温度与其质量有关，质量较大的恒星会更亮更热。
在这个阶段，恒星以稳定的方式将氢原子转化为氦原子，释放出大量的能量。
三、巨星阶段当主序星耗尽核心的氢原子燃料时，核聚变反应会减弱，恒星的核心开始收缩。
这导致了外层物质的加热和膨胀，恒星变为巨星。
巨星的体积会急剧增加，但是亮度并不一定增加。
巨星的外层大气层会变得不稳定，形成大量的恒星风和喷流，将物质抛射到周围的空间中。
四、红巨星阶段当巨星的核心耗尽氢和氦燃料时，核聚变反应停止，核心再次收缩。
同时，外层物质继续膨胀，恒星变为更大更亮的红巨星。
红巨星的体积可以达到数百倍甚至上千倍于原来的大小，亮度也会增加。
这个阶段通常持续几百万年。
五、超新星爆发当红巨星的核心无法再继续收缩时，核聚变停止，并形成一个非常致密的物体，即白矮星或中子星。
然而，如果恒星的质量足够大，核心会继续崩塌，形成一个极为致密的物体，即黑洞。
在核心崩塌的过程中，恒星会经历一次剧烈的爆发，称为超新星爆发。
超新星爆发会释放出巨大的能量，使恒星周围的空间充斥着高能粒子和辐射。
六、残骸阶段超新星爆发将恒星的外层物质抛射到周围的空间中，形成一个星际云。
在这个云中，新的星体可能会形成，继续恒星的演化过程。
而残骸阶段的恒星核心可能会形成一个稳定的天体，如白矮星或中子星。
白矮星是一种非常稳定但密度极高的天体，中子星则是更加致密的物体，由中子组成。
总结：恒星的发展历程是一个复杂而精彩的过程，从形成到灭亡，经历了多个阶段。
恒星的演化过程是什么
恒星的演化过程是什么恒星的起源和演化，长久以来一直是天文学中最基本、也最令人感兴趣的问题。
小编就和大家分享恒星的演化过程，来欣赏一下吧。
恒星的演化过程(一)恒星的形成恒星形成可分为两个阶段：第一阶段是星云阶段，由极其稀薄的物质凝聚成星云并进一步收缩成原恒星。
第二阶段是原恒星阶段，由原恒星逐渐发展成为恒星。
一般把处于慢收缩阶段的天体称为原恒星。
原恒星进一步形成恒星的收缩过程要持续几百万到几千万年。
(二)恒星的演化恒星的演化如同人的一生，经历从青壮年到更年期、老年期的过程。
(1)恒星的“青壮年期”恒星的“青年期”和“壮年期”是一生中最长的黄金阶段，这时的恒星称为主序星。
人们迄今所知的恒星约有90%都属主序星。
在这段时间，恒星以几乎不变的恒定光度发光发热，照亮周围的宇宙空间。
核燃烧使恒星内部物质产生向外的辐射压力，当辐射压力与引力达到平衡时，恒星的体积和温度就不再明显变化。
(2)恒星的“更年期”恒星的“更年期”出现在恒星核心部分的氢完全转变成氦后，例如有7个太阳质量大小的恒星的“更年期”大约在形成的2600万年后出现。
这一阶段恒星核心经历这些不同的核聚变反应，恒星也经历多次收缩膨胀，其光度也发生周期性的变化。
最后产生巨大辐射压力，自恒星内部往外传递，并将恒星的外层物质迅速推向外围空间，形成红巨星、红超巨星。
(3)恒星的“老年期”恒星的“老年期”是从一颗恒星变成红巨星开始进入这一阶段的。
由于恒星的体积急剧增大，导致恒星的表面温度下降，因而颜色变红。
同时，恒星发光表面的面积剧增，致使整个恒星发出的光大大增强，从而大为增亮。
这种又红又亮的恒星就是红巨星。
(三)恒星的归宿恒星内部的热核反应是不会永远进行下去的，当恒星的核燃料耗尽时恒星也走到了它的尽头。
由于恒星自身物质之间的巨大引力始终存在，随着恒星内部热核反应的停止，尽管恒星外层部分会出现膨胀、爆发等复杂的变动，核心部分却必定在引力作用下发生急剧的收缩、即所谓引力坍缩。
恒星的演化过程示意图
恒星的演化过程示意图
恒星的寿命取 决于它的质量
星云的气体和尘埃一 旦紧缩成一颗原恒星 时.一颗恒星就诞生了
恒星的燃料消耗殆尽 时，它就会膨胀变成 巨星或超巨星
巨星或超巨星
原恒星
巨星或超巨星可能爆 炸成为超新星
质量最大的恒星遗留物 会形成黑洞，即使光也 无法从黑洞中逃逸出来
超新星
小型和中等恒 星会变成红巨 星，而后又会 变成白矮星
白矮星
遗留物会变 成中子星
耗尽能量后就 变成黑矮星
黑洞
黑矮星Leabharlann 中子星
恒星的形成和演化过程
恒星的形成和演化过程恒星是宇宙中最基本的天体之一，其形成和演化过程涵盖了宇宙漫长的历史。
了解恒星形成和演化的过程不仅可以揭示宇宙的发展规律，还可以帮助我们更好地理解地球和人类的起源。
本文将分析恒星形成和演化的过程，深入探讨其背后的物理原理。
恒星形成的过程可以追溯到宇宙诞生之初，即大爆炸时期。
在宇宙起初的混沌状态中，微小的密度涨落逐渐导致物质的集聚。
当某个密度涨落达到一定程度时，就会形成一个原初星体。
这种星体的核心主要由氢和少量的氦组成。
原初星体因为自身引力的作用，逐渐形成了更加庞大的星团，成为原初星团星系的构成部分。
随着时间的推移，原初星团中一些密度更高的区域开始出现。
这些区域中的气体会由于引力作用而逐渐塌缩，形成更大的原初星体。
当这些原初星体的核心温度达到约100万摄氏度时，核聚变反应就会发生。
在核聚变反应中，四个氢核融合形成一个氦核，释放出巨大的能量和光辐射。
这也是恒星开始发光和产生巨大能量的过程。
原初星体通过核聚变反应持续释放能量，同时也会遭受到核聚变过程产生的高能粒子的压力。
这种压力能够抵消引力的作用，使得恒星保持相对稳定的状态。
然而，当恒星的核心氢燃料消耗殆尽时，核聚变反应将会停止，恒星进入演化的下一个阶段。
在核聚变停止后，恒星开始经历塌缩过程。
恒星的核心逐渐收缩并增加密度，同时外层的气体开始向核心倾泻。
这个时期被称为红巨星阶段，恒星的体积急剧膨胀，外表呈现出红色。
然而，红巨星并不会一直保持这种状态，它最终将进一步发展为更为复杂的恒星类型。
在红巨星的最后阶段，恒星核心的温度将会升高到足够高的程度，以启动更复杂的核反应。
在这个过程中，原先的氦核将会开始以碳、氧等更重的元素为聚变反应的中心。
当核心的质量达到一定程度时，就会发生引力崩溃，恒星会经历一次明亮而剧烈的爆炸，被称为超新星爆发。
超新星爆发释放出巨大的能量，并将恒星物质以极高的速度抛射到周围空间。
这些高速物质的碰撞和融合使得更重的元素如铁、钙等合成，并散布于宇宙中。
科普解析恒星的演化过程
科普解析恒星的演化过程恒星是宇宙中最常见的天体之一，它们通过引力和核聚变的作用产生了巨大的能量，为我们提供了光明和热量。
然而，恒星并非永恒存在，它们会经历一系列的演化过程，从形成到死亡。
本文将科普解析恒星的演化过程，以帮助读者更好地理解宇宙中这些神秘又迷人的天体。
一、恒星形成恒星形成于巨大的星云中，星云是由气体和尘埃组成的庞大云团。
当星云中的物质密度达到一定程度时，引力将开始主导，将星云的物质吸引到一起。
这个过程被称为重力坍缩。
随着坍缩的进行，星云的物质逐渐聚集到中心，形成一个密集的核心。
二、主序星阶段当恒星的核心温度达到足够高时，核聚变反应开始发生，将氢转化为氦，释放出巨大的能量。
此时，恒星进入了主序星阶段。
在主序星阶段，恒星会通过核聚变反应中的质量-能量转化，持续释放能量并保持稳定。
主序星阶段的时间长短取决于恒星的质量，质量较小的恒星可以在这个阶段持续数十亿年，而质量较大的恒星则只能短暂停留在主序星阶段。
三、红巨星阶段当恒星耗尽核心的氢燃料时，核心压力不再足够抵抗引力，核心开始收缩并变得更加炽热。
与此同时，恒星的外层继续膨胀，形成一个巨大而稀薄的气体球，这就是我们常说的红巨星。
红巨星通常体积巨大，表面温度相对较低，呈现出红色的特征。
红巨星阶段是恒星演化中的一个重要转折点。
四、超新星阶段红巨星最终会发生引力垮塌，核心内的压力无法支持核聚变反应并抵抗引力坍缩。
这时，核心会迅速崩溃并释放出大量的能量，形成一个巨大的爆炸，这就是超新星。
超新星释放出的能量比整个银河系中的数十亿恒星总和还要多，其中一部分能量转化为光和热，形成耀眼的超新星光芒。
一颗超新星的爆炸在短时间内释放出的能量甚至可以与整个星系的亮度相媲美。
五、恒星死亡超新星爆炸会产生一个极其致密的天体，这就是我们所熟知的中子星或黑洞。
中子星一般由质量较小的恒星演化而来，它们拥有非常高的密度和强大的引力场。
而质量更大的恒星则可能形成黑洞，黑洞拥有异常强大的引力，甚至连光都无法逃脱。
天文学中的恒星演化过程研究
天文学中的恒星演化过程研究恒星是宇宙中最基本的存在之一，它们汇集成不同大小、不同质量的恒星团和星系。
在天文学中，研究恒星的演化过程一直是一个热点话题。
恒星演化的过程并不是一直稳定不变的，随着恒星的不同阶段出现，恒星的性质、结构和演化方式也会发生变化。
天文学家通过观测恒星的光谱、亮度、质量、温度等特征，了解恒星的内部结构和演化过程。
下面就从恒星的形成、主序星的演化、红巨星演化、超新星爆炸等方面来介绍恒星演化过程的研究。
一、恒星的形成恒星的形成是一个相对复杂的过程。
通常情况下，恒星的形成是在星云中。
当星云中的核心密度足够高时，引力就越来越强，导致气体坍缩，并且形成恒星。
恒星的形成过程中，物质必须满足角动量守恒和总能量守恒原则。
在这个过程中，恒星被认为是通过从星云中吸收气体和尘埃逐渐增长而形成的。
二、主序星的演化主序星是最常见的恒星，它包括太阳。
主序星的演化中，核融合是最重要的现象。
核融合是指，通过高温和高压下，原子核融合成更重的原子核的过程。
利用恒星表面的辐射和质量的变化，天文学家可以分析恒星的核反应和化学元素的演化过程。
当主序星的氢燃料耗尽时，它将进入红巨星的演化状态。
三、红巨星演化红巨星是一种大质量恒星，在恒星进化过程中，它通常出现在主序星演化的末期。
当主要存在的燃料，氢，用尽时，恒星会膨胀成一个更大、更亮的红巨星。
在红巨星状态下，恒星将开始燃烧氢、氦和其他元素，包括碳、氧、氮、硫和铁等元素。
在这个阶段，由于核反应的后果，恒星将开始释放大量的热和能量，并将比原来更大和更亮。
四、超新星爆炸当一个质量足够大的恒星（通常至少是太阳的八倍）运行到它的生命的尽头时，它将通过一个非常爆炸性的事件，即超新星爆炸，结束它的演化过程。
超新星爆炸是一个极端的爆炸事件，它会释放出一种非常强大的光线和射线能量。
它会把所有的恒星物质物理上转化成太阳颗粒以外元素的原子核，此时的能量还足以产生物质。
总之，天文学家对于恒星的演化过程有了更丰富、更深刻的认识。
天体物理学中的恒星演化过程理论
天体物理学中的恒星演化过程理论天体物理学是对宇宙和其中天体的研究。
它是一门极其复杂和深奥的学科，其中涉及的知识和技术非常多。
在天体物理学中，恒星是一个非常重要的研究对象，恒星演化过程理论就是其中的一个核心内容。
本文将详细介绍恒星演化过程理论的相关知识。
一、恒星的起源恒星的形成是宇宙演化过程中的一个重要环节。
据估计，宇宙诞生后，大约800万年后，就开始形成恒星。
恒星的形成是由一个大云团内部的气体逐渐凝聚形成的。
这个过程中，云团中的气体会逐步凝聚形成各种密度不同的物质，最终形成一个具有足够质量的核心，并开始核聚变过程。
二、恒星的演化过程恒星的演化过程是一个非常复杂的过程，它与恒星的质量有着密切的联系。
在整个演化过程中，恒星会持续地消耗核燃料，变得越来越稳定，最终演变成白矮星或中子星。
下面是恒星演化过程的主要阶段：1.主序星阶段恒星刚刚形成后，就处于主序星阶段。
在这个阶段中，恒星的核心温度和压力足够高，可以使得氢转化为氦，从而产生大量的能量。
这个阶段持续的时间与恒星的质量有关，一般而言，小型恒星的主序星阶段比大型恒星的主序星阶段要长。
2.红巨星阶段恒星的主序星阶段结束后，它就会进入红巨星阶段。
在这个阶段中，恒星的核聚变逐渐停止，其核心会出现坍缩，温度和压力都会增大，导致外层气体膨胀，并且表面温度降低。
3.恒星演化的最终阶段在红巨星阶段结束后，恒星可能演变成白矮星或中子星。
在一些情况下，恒星的演化过程会以爆炸结束，这就是超新星爆炸，它是宇宙中最为罕见的天文现象之一。
三、恒星演化过程理论的意义恒星演化过程理论有着极其重要的理论和实践意义。
对恒星的演化过程以及不同阶段的特征的研究，不仅能够帮助我们深入了解恒星的形成和演化过程，也对我们理解宇宙的演化有着非常重要的启示作用。
此外，恒星演化过程理论也为我们利用恒星的能量提供了理论基础，例如太阳能等可再生能源的利用正是依托于恒星核聚变产生的能源。
总之，恒星演化过程理论是天体物理学的核心内容之一，其意义和作用也是非常重大的。
恒星的演化过程及其终结方式
恒星的演化过程及其终结方式恒星是宇宙中最基本的天体之一，它的演化过程可以说是宇宙中最为壮观的过程之一。
恒星形成于星际物质的凝聚中，其燃烧核心通过核聚变反应产生能量，以维持恒星的稳定状态。
这个过程中，恒星经历了多个演化阶段，最终以不同的方式结束其生命。
第一个阶段是主序星阶段。
在这个阶段，恒星的燃料主要是氢，通过核聚变反应产生能量，维持恒星的稳定。
这个阶段可以维持数十亿年，最终在氢燃料耗尽后，恒星就会进入下一个阶段。
第二个阶段是红巨星阶段。
当恒星主序星阶段结束后，氢燃料耗尽，核心会在引力作用下坍缩，使得氦燃料在核心内变得可以被燃烧。
然而，在此过程中，核心膨胀，使得星体整体膨胀，表面温度降低，这时就变成了红巨星。
第三个阶段是白矮星阶段。
这个阶段是恒星演化中最后的阶段，也是最为稳定的一个阶段。
在这个阶段，核心中的燃料耗尽后，外层物质会逐渐排放出来，使得核心逐渐收缩。
当核心收缩到足够小的程度时，引力将其全部压缩成一个极为致密的球体，即白矮星。
最后一个阶段是超新星阶段。
如果恒星足够大，那么在白矮星阶段会出现导致引力崩塌的情况。
在这种情况下，核心会发生爆炸，产生极为强烈的能量，这就是超新星。
超新星爆发会将核心内部元素释放出来，形成新的星际物质，成为新的恒星和行星的来源。
总之，恒星的演化过程十分复杂，包括主序星阶段、红巨星阶段、白矮星阶段和超新星阶段。
这个过程不仅告诉我们恒星的构成和起源，也有助于我们更好地理解宇宙的演化过程。
同时，对于人类探索宇宙、理解宇宙的起源和未来有很重要的指导意义。
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15
2013-7-11
16
(a) H—R diagram of an old star cluster—the globular cluster M3, (b) Wide-angle photograph showing M3 as it appears in the night sky.
2013-7-11 17
2013-7-11
xkong@
28
2013-7-11 29
Summary of 1 M evolution
2013-7-11
30
ST AG E
7 8 9
持续时 间 (yr)
1010 108 105
中心温 表面温 中心密 RADIUS 度 (106 度 (K) 度 (km) R ⊙ K) (kg/m3)
超新星是某些恒星在演化末期时经历的一种剧烈爆炸
2013-7-11
xkong@
49
特征：
恒星世界发生最剧烈的活动 光度L～107-1010 L⊙，增亮Lf /Li ～ 108 爆发能E～1047-1052 ergs (中微子99% ，动能1% ，可见光辐射占0.01%)
/newscenter/archive/releases/nebula/planetary/2007/ xkong@
22
M57 – Ring Nebula
2013-7-11 23
Cat’s Eye
2013-7-11
xkong@
4
2013-7-11
主序星的内部化学 组成的变化
随着核反应的进行，核心区 的H元素丰度逐渐减小，直 至枯竭，全部转变成He。
演化时标 —核反应时标
tn＝hDMc2/L
质量大的恒星，演化时标短， 较快离开主序阶段
2013-7-11 5
演化路径
核反应4 H → 4He →核区粒子数n减少 →Pc=nkT下降 → 核心收缩R c → 核心区温度Tc上升 → 光度L增加
giant-branch stars
H
H > He
He
2013-7-11
xkong@
35
horizontal-branch stars
H H > He He He > C/O
2013-7-11
xkong@
36
asymptotic giant-branch stars
2013-7-11
2
小质量恒星演化 M<2.3M⊙
1. 星际云
2. 星云块
3. 碎裂停止
4. 形成原恒星
5. 主序前星
6. 零龄主序
7. 主序星
2013-7-11 2013-7-11
3
主序阶段
观测发现，绝大部分恒星在H－R图 中的位臵落在一条窄带上，这条窄带 被称为主序带 主序星性质： 均匀的化学组成 核心氢燃烧，完全流体静力学平衡 质量范围： 0.08 M⊙ < M < 100 M⊙ 零龄主序：刚刚开始核心氢燃烧的恒 星，在H-R图上占据主序带的最左侧
15 50 100 6000 4000 4000 105 107 108 105 106 107 1 3
OBJECT
主序星 亚巨星支
100 氦闪
10 11
12 13 14
2013-7-11
107 104
105 — —
200 250
300
5000 4000
10^5
107 108
1010
106 108
104
超新星 蓝超巨星
黄超巨星
红超巨星
2013-7-11
xkong@
39
恒星内部物理过程 ：
核心H枯竭→壳层H燃烧 →核心He燃烧
→核心He枯竭
→壳层He和H燃烧 →核心C燃烧 →核心C枯竭 →壳层C、He和H燃烧
→O, Ne, Si燃烧 …
→Fe核
2013-7-11
xkong@
4 × 106
107 3 × 107 3 × 109 4 × 1014 varies
xkong@
1 year
6 months 1 day 1/4 second milliseconds 10 seconds
42
特大质量恒星的演化
星风引起的质量损失
高光度恒星通常有很强 的星风，质量损失率～ 10-6-10-4 M⊙yr-1
24
Eskimo Nebula
2013-7-11 25
13. CO核坍缩成
白矮星
14. 白矮星冷 却
白矮星冷却→ 黑矮星
2013-7-11
26
Summary of 1 M evolution
2013-7-11
xkong@
27
Summary of 1 M evolution
2013-7-11
xkong@
18
12. 行星状星云
壳层内发生氦闪(不稳 定燃烧) 恒星外壳层发生脉动 (热脉冲) 抛射红巨星的包层 (25%-60%恒星质量) 形成行星状星云 + 高 温简并CO核 恒星在HR图上向左方 移动
19
2013-Байду номын сангаас-11
行星状星云 (Planetary Nebulae)
10
水平分支
500 AGB
0.01 碳核
—
100 趋于0
3000
50,000 趋于0
10-17
1010 1010
108
104 104
1000 PN
0.01 白矮星 0.01 黑矮星
31
中等质量恒星的演化
与低质量恒星演化的主 要区别：
恒星内部的H燃烧通过 CNO循环进行，内部温 度更高 主序寿命更短。演化到 RGB时间也非常短。 He核不再是简并的，C 和更重元素的燃烧可平 稳进行
(Dt ~ min, L ~ 1011L⊙)
→电子简并解除
2013-7-11 13
10. 水平分支
中心燃烧氦，外层燃烧氢
5 10 yr
7
氦闪使得中心氦核简并解 除，进入稳定的氦燃烧阶 段(氦聚变为碳的3a反应)
外壳层继续氢燃烧，温度 增加 星核膨胀、吸热，光度剧 减
恒星向左下方移至水平支
40
2013-7-11
41
Evolutionary Stages of a 25 M⊙ Star
Stage 温度(K) 密度(g/cm3) 持续时间
H burning
Helium burning Carbon burning
4 × 107
2 × 108 6 × 108
5
700 2 × 105
7 × 106 years
第三章 恒星的形成与演化
1. 2. 3. 4. 5. 6.
2013-7-11
恒星形成 恒星结构 元素合成 恒星演化 超 新 星 密近双星
1
恒星演化
Studying this chapter will enable you to:
Explain why stars evolve off the main sequence Outline the events that occur after a Sun-like star exhausts the supply of hydrogen in its core Summarize the stages in the death of a typical low-mass star and describe the resulting remnant Contrast the evolutionary histories of high-mass and low-mass stars Discuss the observations that help verify the theory of stellar evolution
Red dwarfs
2013-7-11
O
B
xkong@
A
F G K M
8
8.亚巨星支
核心氢烧完、枯竭， 形成氦中心核和氢 丰富的外层 中心 T 降低，氦尚 没点燃；外壳氢燃 烧，中心氦核增大 氦核收缩，壳层氢 燃烧；体积膨胀， 表面温度降低 恒星逐渐向右脱离 主序
xkong@
5 × 105years 600 years
Neon burning
Oxygen burning Silicon burning Core collapse Core bounce Explosion
2013-7-11
1.2 × 109
1.5 × 109 2.7 × 109 5.4 × 109 2.3 × 1010 about 109
在HR图上向右上方攀 升成为红巨星。
2013-7-11
11
林 忠 四 郎 线 (Hayashi line)
2013-7-11
xkong@
12
氦闪
红巨星支的顶点： 核心He开始燃烧 → Tc↑( 简 并 时 ， 压 力P与温度无关， 半径不变,不膨胀) → e↑ → Tc↑→... →核心He爆燃
14
2013-7-11
11. 渐进巨星支
中心氦耗尽，变成C、O
10 yr
4
核，核反应停止，开始收 缩
收缩升高外层压力和温
度，核心外层又有一层氦 点火
氦燃烧壳层外的氢壳层
在继续燃烧