最大的恒星能有多大？质量相当于265个太阳|恒星|质量|太阳_科学探索_新浪科技_新浪网
最大的恒星能有多大？质量相当于265个太阳
太阳的能量来自内部的核聚变
恒星的大小差异很大
　　新浪科技讯 北京时间10月27日消息，天文学家并不确定恒星的规模能达到多大，但如果有合适的环境，它们的体积或许会远远超乎我们的想象。
　　夜空中闪烁的星光看上去似乎只是针眼般的光亮，但实际上它们非常巨大。离我们最近的恒星是太阳，其质量大约为2×1030千克。如果地球的质量相当于一个纸夹，那么太阳的质量就相当于一辆哈雷摩托。
　　不过，尽管质量不小，但太阳只是在平均水准之上一点而已。比太阳质量重8倍以上的恒星约占恒星总数的1%，而在银河系内，就有许多恒星的质量相当于一、两百个太阳。已知最大的恒星被称为R136a1，质量接近265个太阳。它是如此之重，以致于天文学家在2010年发现它的时候，被迫重新思考有关恒星能达到多大的理论。
　　这反过来也使我们要重新审视有关第一批恒星如何形成的观点。研究结果发现，第一批恒星中，有一些在大爆炸之后仅仅2亿年就已经出现，其质量甚至能达到太阳的10万倍，这使它们成为宇宙诞生以来最大型的恒星。那么问题来了，R136a1和这些原始恒星是如何变得如此巨大的呢？
圆拱星团是银河系中已知最拥挤的星团
R136是一个年轻的星团
　　了解恒星的质量不仅是为了满足好奇心。可以说，这是恒星最为重要的一个特征，决定了它如何发展和死亡。
　　恒星是一个巨大的热气体球，体积之大使得引力能将气体聚拢在一起。另一方面，巨大的引力也使得恒星的核心变得极端密集，具有极高的温度，从而引发核聚变。成对的原子核互相撞击、聚合，形成更重的原子，同时产生大量的热和向外推动的压力。
　　恒星的生命就维系于引力和压力之间的这种平衡。一旦燃料用尽，核聚变停止，恒星就无法阻止自己塌缩的命运。恒星的命运以及燃料有多快用完就取决于它本身的质量。
　　质量相当于数十个太阳的大型恒星燃烧得明亮且快速。它们的生命只有几亿年，然后就会以超新星的形式爆发，留下密度极大的新型天体，如黑洞或中子星。相比之下，像太阳这样较小的恒星可以稳定燃烧数十亿年，之后逐渐演变成白矮星。
　　根据相对简单的计算，最小的恒星可能只有大约0.8个太阳的质量。这样的恒星堪堪足够引发核聚变。任何比此更小的“恒星”只能称为气体球。
　　然而，尽管天文学家对恒星质量的下限较有把握，但质量范围的另一端依然十分模糊。美国奥斯汀市德克萨斯大学的天体物理学家弗尔克尔·布鲁姆(Volker Bromm)说：“这确实是天体物理学中一个很大的未解难题。”
恒星R136a1的艺术想象图
　　在不远的十年之前，天文学家认为目前宇宙中最大恒星的质量大约相当于150个太阳。英国谢菲尔德大学的保罗·柯劳瑟(Paul Crowther)说：“有很好的证据——无论是理论和观测——表明，存在一个上限。”
　　你要很幸运才能观测到一个质量非常大的恒星，因为它们的寿命十分短暂。质量相当于一百个太阳或者更大的恒星，可能还在几百万年里死亡，在宇宙尺度上这是一眨眼的事情。一个有可能观测到这种恒星的地方是圆拱星团(Arches Cluster)，这是银河系中最为拥挤的一个恒星集群。
　　从观测结果看，圆拱星团形成的时间相对较近，其中大多数巨型恒星都还没有死亡。在这些恒星周围，还存在着大量恒星形成所需的物质，提供了有利于巨型恒星形成发展的环境。不过，天文学家并没有找到质量超过150个太阳的恒星。科学家认为，恒星不可能达到这么重。
　　在某个时刻，恒星会达到一个非常巨大的规模，亮度极高，以致于它的辐射会将外层物质冲散，导致无法再继续增长。这种自然的质量上限称为“爱丁顿极限”(Eddington Limit)，计算结果显示这一极限接近150个太阳的质量。
　　然而，2010年时，柯劳瑟和一个天文学家团队对另一个更大的星团——R136星团——进行了研究。他们发现，不止一颗恒星的质量超过150个太阳的质量，其中最引人注目的是一颗被称为“R136a1”的恒星，其质量达到了惊人的265个太阳质量。而且，它诞生的时候可能还更重。
　　R136a1是一颗沃尔夫-拉叶星，这意味着它十分巨大、明亮而且温度极高，强烈的辐射会不断逐出最外层的物质。它的温度达到53000摄氏度，亮度是太阳的接近1000万倍。即使目前它还很年轻，只有一百多万年，但它已经失去了大约相当于50个太阳的物质。换句话说，R136a1曾经的重量超过了300个太阳，远远超过150个太阳质量的上限。
金牛座分子云内的一个纤维结构
　　后来的研究表明，超出这个上限并不是问题。柯劳瑟说，以前对爱丁顿极限的估计是相对粗糙的，更加详细的计算揭示出，恒星可以更大——至少是在理论上。就圆拱星团而言，天文学家已经发现，该星团的年龄与此前预计的大得多，这意味着真正巨大的恒星早就已经死亡。然而，R136星团足够年轻，其最初的恒星依然还在发光发热。
　　尽管如此，像R136a1这样巨大的恒星还是十分罕见。柯劳瑟称，银河系中如此巨大的恒星可能屈指可数。“最大的问题是，它们是怎么变得这么巨大的？”他说道。
　　成长中的恒星需要时间进行质量的积累。类似太阳这样的恒星，需要大约1000万年才行形成；而像R136a1这样只活跃几百万年的巨型恒星，必须在短短的几十万年里形成——在宇宙尺度上这就在一瞬间。
　　没有人知道确切的过程。一个观点认为，这些极大的恒星是在低温、密集的气体纤维碰撞时形成的。过去几年里，欧洲的赫歇尔太空天文台已经观测到银河系中这类纤维结构的存在，每一个结构的跨度都可达数光年。
　　当这些纤维结构碰撞融合时，会形成密集的气体囊，再塌缩形成恒星，从而在极短时间内形成整个星团。大部分新恒星应该较小，一些可能相对较大，只有极少的几颗会像R136a1这么大。
　　不过，我们很难了解这一过程是怎么发生的。柯劳瑟说：“我们对细节的了解还只是皮毛。”巨型恒星形成的区域还十分模糊，隐藏在厚厚的星际尘埃云之后，因此即使是最强大的望远镜也难以观测发生了什么。
　　巨型恒星也可能是两颗互相环绕运行的恒星碰撞、融合而形成。大部分质量较大的恒星会成对出现，因此，如果有这样一对恒星，各自质量都约为数十倍的太阳质量，那它们的融合就将形成一个极为巨大的新恒星。
　　像R136a1如此巨大的恒星如何形成还是个谜，但宇宙最初的恒星更加神秘，它们才是真正的巨大无比。最早在大爆炸之后2亿年左右，星光出现了。当时，氢和氦的气体云塌缩形成了宇宙最初的恒星。
　　与现在的恒星不同，最初这些恒星都非常巨大，大部分的质量都相当于数十个太阳，有些能达到100或200个太阳的质量。由于宇宙环境的差异，它们能够膨胀。特别要指出的是，当时并没有较重的化学元素。
　　重的化学元素很重要，因为它们有助于气体云的冷却。在高温气体中，原子会快速移动并碰撞、结合。较重的元素能将这种碰撞的能量转化为光，辐射出去。这就意味着热量的逸失。
　　不过，重元素并不总是存在。它们是在恒星内部的核聚变中“锻造”出来的，也产生于巨型恒星的爆发式死亡过程中。经过一代又一代恒星的成长、死亡，形成了我们今天宇宙中发现的所有元素。当恒星刚开始出现时，只有氢和氦，以及少量的锂。
　　在没有重元素的情况下，气体云冷却的过程就没那么容易，这使它们很难塌缩形成恒星。为了补偿，在获得足够的引力以引发塌缩之前，每个气体云必须增长得更大。由此产生的恒星会比现在的恒星大得多。
一个类星体的艺术想象图
　　不过，几十年来，还没有人能确定它们会比现在的恒星大多少。近年来，天文学家有了一个令人困惑的发现，显示这些恒星可能显著地大于今天的恒星。他们发现了存在于大爆炸之后10亿年时的类星体。
　　类星体是巨大的明亮天体，每个类星体的能量都来自一个数百万倍或数十亿倍于太阳大小的黑洞。黑洞会吸收一个由尘埃和气体组成的旋盘，同时释放出巨大的能量。令人费解的地方在于，这些超大黑洞是怎么在那里出现的？
　　黑洞形成于恒星耗尽燃料并塌缩之后。一个黑洞要成为超大黑洞，需要吞噬周围大量的物质——以气体和尘埃的形式存在，或者与其他黑洞融合。问题在于，这些类星体在宇宙历史很早的时候就已经出现，使得超大黑洞需要在极短的时间内获得足够的质量。根据理论推断和计算机模拟，即使相当于数百个太阳质量的恒星都无法在这么短的时间内发展成超大黑洞。
　　对此难题有一个解释，但涉及到真正巨无霸的恒星，质量达到十万个太阳质量以上。在这种恒星面前，R136a1也是微不足道。
　　计算机模拟显示，100万个太阳质量的气体云能塌缩形成一个10万倍太阳质量的恒星。必须要有合适的条件：没有重的元素和大量的紫外辐射，后者会阻碍气体云的冷却。如此巨大的恒星将很不稳定，而且可能立即塌缩成一个黑洞。通过吸收尘埃和气体，或者与其他黑洞融合，这个黑洞的质量逐渐增加，直到足够为一个类星体提供能量。
　　“我们的计算机在生成这些天体时非常耐心，”澳大利亚莫纳什大学的亚历山大·黑格(Alexander Heger)说，“但它们是否真的存在，我们没有直接的证据。它们目前都只存在于理论上。”
蓝巨星可能会融合形成体积更大的恒星
　　我们是有可能获得一些直接证据的，如果我们能观测到黑洞形成的话。当两个黑洞碰撞时，它们引发的时空振荡成为引力波。欧洲的激光干涉空间天线(eLISA)应该能够探测到这些引力波，这个空间天文台将在2028年之后的某个时间发射升空。通过测量引力波，天文学家可以确定融合中黑洞的质量，以及它们是否来源于超大质量的恒星。
　　天文学家还在等待下一代的望远镜，包括詹姆斯·韦伯空间望远镜、30米望远镜、欧洲极大望远镜和大麦哲伦望远镜。这些空间天文台能够发现源自超大质量恒星的第一批黑洞。它们甚至可能捕捉到恒星塌缩成黑洞的过程。
　　这样的发现将是突破性的。通过了解最初的恒星能达到多大的规模，天文学家可以描绘出最初星系的模样。“最初恒星的性质，以及它们能达到多大，这些问题能告诉你宇宙历史中一个非常特别的时刻，”布鲁姆说，“在那之前，宇宙是一个简单、无趣的地方。”举个例子，“那里没有任何光源。”
　　闪烁的星光并不微弱。传唱的童谣中有一点是对的：我们依旧在猜测它们是什么。(任天)
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什么是恒星
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恒星是由炽热气体组成的，是能自己发光的球状或类球状天体。由于恒星离我们太远，不借助于特殊工具和方法，很难发现它们在天上的位置变化，因此古代人把它们认为是固定不动的星体。我们所处的太阳系的主星太阳就是一颗恒星。　　恒星都是气体星球。晴朗无月的夜晚，且无光污染的地区，一般人用肉眼大约可以看到 6000多颗恒星。借助于望远镜，则可以看到几十万乃至几百万颗以上。估计银河系中的恒星大约有一、二千亿颗。恒星的演化　　　恒星的两个重要的特征就是温度和绝对星等。大约100年前，丹麦的艾基纳和美国的诺里斯各自绘制了查找温度和亮度之间是否有关系的图，这张关系图被称为赫罗图，或者H&R图。在H-R图中，大部分恒星构成了一个在天文学上称作主星序的对角线区域。在主星序中，恒星的绝对星等增加时，其表面温度也随之增加。90%以上的恒星都属于主星序，太阳也是这些主星序中的一颗。巨星和超巨星处在H&R图的右侧较高较远的位置上。白矮星的表面温度虽然高，但亮度不大，所以他们只处在该图的中下方　　　　恒星演化是一个恒星在其生命期内（发光与发热的期间）的连续变化。生命期则依照星体大小而有所不同。单一恒星的演化并没有办法完整观察，因为这些过程可能过于缓慢以致于难以察觉。因此天文学家利用观察许多处于不同生命阶段的恒星，并以计算机模型模拟恒星的演变。 　　天文学家赫茨普龙和哲学家罗素首先提出恒星分类与颜色和光度间的关系，建立了被称为&赫-罗图的&恒星演化关系，揭示了恒星演化的秘密。&赫-罗图&中，从左上方的高温和强光度区到右下的低温和弱光区是一个狭窄的恒星密集区，我们的太阳也在其中；这一序列被称为主星序，90%以上的恒星都集中于主星序内。在主星序区之上是巨星和超巨星区；左下为白矮星区。1.恒星的形成
　　　在宇宙发展到一定时期，宇宙中充满均匀的中性原子气体云，大体积气体云由于自身引力而不稳定造成塌缩。这样恒星便进入形成阶段。在塌缩开始阶段，气体云内部压力很微小，物质在自引力作用下加速向中心坠落。当物质的线度收缩了几个数量级后，情况就不同了，一方面，气体的密度有了剧烈的增加，另一方面，由于失去的引力位能部分的转化成热能，气体温度也有了很大的增加，气体的压力正比于它的密度与温度的乘积，因而在塌缩过程中，压力增长更快，这样，在气体内部很快形成一个足以与自引力相抗衡的压力场，这压力场最后制止引力塌缩，从而建立起一个新的力学平衡位形，称之为星坯。 　　星坯的力学平衡是靠内部压力梯度与自引力相抗衡造成的，而压力梯度的存在却依赖于内部温度的不均匀性（即星坯中心的温度要高于外围的温度），因此在热学上，这是一个不平衡的系统，热量将从中心逐渐地向外流出。这一热学上趋向平衡的自然倾向对力学起着削弱的作用。于是星坯必须缓慢的收缩，以其引力位能的降低来升高温度，从而来恢复力学平衡；同时也是以引力位能的降低，来提供星坯辐射所需的能量。这就是星坯演化的主要物理机制。 最新观测发现S1020549恒星灵魂星云将形成新的行星　　下面我们利用经典引力理论大致的讨论这一过程。考虑密度为 &、温度为T、半径为r的球状气云系统，气体热运动能量： 　　ET= RT= T 　　(1) 将气体看成单原子理想气体,&为摩尔质量，R为气体普适常数 　　为了得到气云球的的引力能Eg，想象经球的质量一点点移到无穷远，将球全部移走场力作的功就等于-Eg。当球质量为m，半径为r时，从表面移走dm过程中场力做功： 　　dW=- =-G( )1/3m2/3dm 　　(2) 所以：-Eg=- ( )1/3m2/3dm= G( M5/3 　　于是： Eg=- (2)， 　　气体云的总能量: E=ET+EG (3) 　　热运动使气体分布均匀，引力使气体集中。现在两者共同作用。当E&0时热运动为主，气云是稳定的，小的扰动不会影响气云平衡；当E&0时，引力为主，小的密度扰动产生对均匀的偏离，密度大处引力增大，使偏离加强而破坏平衡，气体开始塌缩。由E&0得到产生收缩的临界半径 ： 　　(4) 相应的气体云的临界质量为： 　　(5) 原始气云密度小，临界质量很大。所以很少有恒星单独产生，大部分是一群恒星一起产生成为星团。球形星团可以包含105&107个恒星，可以认为是同时产生的。 　　我们已知：太阳质量：M&T=2&1033,半径R=7&1010,我们带入(2)可得出太阳收缩到今天这个状态以释放的引力能 　　太阳的总光度L=4&1033erg.s-1如果这个辐射光度靠引力为能源来维持，那么持续的时间是: 　　很多证明表明，太阳稳定的保持着今天的状态已有5&109年了，因此，星坯阶段只能是太阳形成像今天这样的稳定状态之前的一个短暂过渡阶段。这样提出新问题，星坯引力收缩是如何停止的？此后太阳辐射又是以什么为能源？2.恒星的稳定期
　　　主序星阶段在收缩过程中密度增加，我们知道&&r-3，由式(4),rc&r3/2,所以rc比 r减小的更快，收缩气云的一部分又达到新条件下的临界,小扰动可以造成新的局部塌缩。如此下去在一定的条件下，大块气云收缩为一个凝聚体成为原恒星，原恒星吸附周围气云后继续收缩，表面温度不变，中心温度不断升高，引起温度、密度和气体成分的各种核反应。产生热能使气温升的极高，气体压力抵抗引力使原恒星稳定下来成为恒星，恒星的演化是从主序星开始的。 哈勃观测到两颗燃烧剧烈的超级恒星　　恒星的成份大部分是H和He，当温度达到104K以上，即粒子的平均热动能达1eV以上，氢原子通过热碰撞就充分的电离了（氢的电离能是13.6eV），在温度进一步升高后，等离子气体中氢核与氢核的碰撞就可能引起核反应。对纯氢的高温气体，最有效的核反应系列是所谓的P-P链：　　其中主要是2D(p,&)3He反应。D含量只有氢的10-4左右，很快就燃完了。如果开始时D比3He含量多，则反应生成的3H可能就是恒星早期3He的主要来源，由于对流到达恒星表面的这种3He,有可能还保留到现在。 　　Li,Be,B等轻核和D一样结合能很低，含量只是H 的2&10-9K左右，当中心温度超过3&106K就开始燃烧，引起（p,&）和（p,&）反应，很快成为3He和4He。 中心温度达到107K，密度达到 105kg/m3左右时，产生的氢转化为He的41H&4He过程。这主要是p-p和CNO循环。同时含有1H和4He是发生p-p链反应，有以下三个分支组成： 　　p-p1(只有1H) p-p2(同时有1H、4He) p-p3 　　或假设1H 和4He的重量比相等。随温度升高，反应从p-p1逐渐过渡到p-p3，　　而当T&1.5&107K时，恒星中燃烧H的过程就可过渡到以CNO循环为主了。 　　当恒星内混杂有重元素C和N时，他们能作为触媒使1H变为4He，这就是CNO循环，CNO循环有两个分支： 　　或总反应率取决于最慢的14N(p,&)15O、15N的(p,&)和(p,&)反应分支比约为2500：1。　　这个比值几乎与温度无关，所以在2500次CNO循环中有一次是CNO-2。 　　在p-p链和CNO循环过程中，净效果是H燃烧生成He： 　　在释放出的26.7MeV能量中，大部分消耗给恒星加热和发光，成为恒星的主要来源。 　　前面我们提到恒星的演化是从主星序开始的，那么什么是主星序呢？等H稳定地燃烧为He时，恒星就成了主序星。人们发现有百分之八十至九十的恒星都是主序星，他们共同特征是核心区都有氢正在燃烧，他们的光度、半径和表面温度都有所不同，后来证明：主序星的定量上差别主要是质量不同，其次是他们的年龄和化学成份，太阳这段历程约千万年。 　　观察到的主序星的最小质量大约为0.1M⊙ 。模型计算表明，当质量小于0.08M⊙时，星体的收缩将达不到氢的点火温度，从而形不成主序星，这说明对于主序星它有一个质量下限。观察到的主序星的最大质量大约是几十个太阳质量。理论上讲，质量太大的恒星辐射很强，内部的能量过程很剧烈，因此结构也越不稳定。但是理论上没有一个质量的绝对上限。 　　当对某一星团作统计分析时，人们却发现主序星有一个上限，这说明什么？我们知道，主序星的光度是质量的函数，这函数可分段的用幂式表示 ：　　L&M& 　　其中&不是一个常数，它的值大概在3.5到4.5之间。M大反映主序星中可供燃烧的质量多，而L大反映燃烧的快，因此主序星的寿命可近似用M与L的商标来标志：　　T&M-(&-1) 　　即主序星寿命随质量增大而按幂律减小，如果整个星团已存在的年龄为T，那就可以由T与M的关系式求出一个截止质量MT。质量大于MT的主序星已结束核心的H燃烧阶段而不是主序星了，这就是观察到由大量同年龄星组成的星团有上限的原因。　　现在我们就讨论观测到的恒星中大部分是主序星的原因，表1根据一25M⊙的恒燃烧阶段 点火温度(K) 中心温度(g.cm-3) 持续时间(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 　　燃烧阶段的总寿命 7.5&106 　　星演化模型，列出了各种元素的点火温度及燃烧所持续的时间。从表上看出，原子序数大的和有更高的点火温度，Z大的核不仅难于点火，点火后燃烧也更剧烈，因此燃烧持续的的时间也就更短。这颗25M⊙的 表1 25M⊙恒星演化模型,模型星的燃烧阶段的总寿命为7.5&106年，而其中百分之九十以上的时间是氢燃烧阶段，即主星序阶段。从统计角度讲，这表明找到一颗处于主星序阶段的恒星几率要大。这正是观察到的恒星大多数为主序星的基本原因。3.恒星的晚年
　　　主序后的演化由于恒星形成是它的主要成份是氢，而氢的点火温度又比其他元素都低，所以恒星演化的第一阶段总是氢的燃烧阶段，即主序阶段。在主序阶段，恒星内部维持着稳衡的压力分布和表面温度分布，所以在整个漫长的阶段，它的光度和表面温度都只有很小的变化 。下面我们讨论，当星核区的氢燃烧完毕后，恒星有将怎么进一步演化？ 　　恒星在燃烧尽星核区的氢之后，就熄火，这时核心区主要是氢，他是燃烧的产物外围区的物质主要是未经燃烧的氢，核心熄火后恒星失去了辐射的能源，它便要引力收缩是一个起关键作用的因素。一个核燃烧阶段的结束，表明恒星内各处温度都已低于在该处引起点火所需要的温度，引力收缩将使恒星内各处的温度升高，这实际上是寻找下一次核点火所需要的温度，引力收缩将使恒星内各处的温度全面的升高，主序后的引力收缩首先点着的不是核心区的氦（它的点火温度高的太多），而是核心与外围之间的氢壳，氢壳点火后，核心区处于高温状态，而仍没核能源，他将继续收缩。这时，由于核心区释放的引力位能和燃烧中的氢所释放的核能，都需要通过外围不燃烧的氢层必须剧烈地膨胀，即让介质辐射变得更透明。而氢层膨胀又使恒星的表面温度降低了，所以这是一个光度增加、半径增加、而表面变冷的过程，这个过程是恒星从主星序向红巨星过渡，过程进行到一定程度，氢区中心的温度将达到氢点火的温度，于是又过渡到一个新阶段--氦燃烧阶段。 　　在恒星中心发生氦点火前，引力收缩以使它的密度达到了103g.cm-3的量级，这时气体的压力对温度的依赖很弱，那么核反应释放的能量将使温度升高，而温度升高反过来又加剧核反应速率，于是一旦点火，很快就会燃烧的十分剧烈，以至于爆炸，这种方式的点火称为&闪?，因此在现象上会看到恒星光度突然上升到很大，后来又降的很低。 　　另一方面，当引力收缩时它的密度达不到103g.cm-3量级，此时气体的压力正比与温度，点火温度升高导致压力升高，核燃烧区就会有所膨胀，而膨胀导致温度降低，因此燃烧就能稳定的进行，所以这两种点火情况对演化进程的影响是不同的。 　　恒星在发生&氦闪光&之后又怎么演变呢？闪光使大量能量的释放很可能把恒星外层的氢气都吹走，剩下的是氦的核心区。氦核心区因膨胀而减小了密度，以后氦就有可能在其中正常的燃烧了。氦燃烧的产物是碳，在氦熄火后恒星将有一个碳核心区氦外壳，由于剩下的质量太小引力收缩已不能达到碳的点火温度，于是他就结束了以氦燃烧的演化，而走向热死亡。 　　由于引力塌缩与质量有关，所以质量不同的恒星在演化上是有差别的。 　　M&0.08M⊙的恒星：氢不能点火，它将没有氦燃烧阶段而直接走向死亡。 　　0.08&M&0.35M⊙的恒星：氢能点火，氢熄火后，氢核心区将达不到点火温度，从而结束核燃烧阶段。 　　0.35&M&2.25M⊙的恒星：它的主要特征是氦会点火而出现&氦闪光&。 　　2.25&M&4M⊙ 的恒星：氢熄火后氢能正常地燃烧，但熄火后，碳将达不到点火温度。这里的反应有： 　　在He反应初期,温度达到108K量级时，CNO循环产生的13C，17O能和4He发生新的(&,n)反应，形成16O和20Ne，在He反应进行了很长时间后，20Ne(p,&) 21Na(&+,&) 21Na中的21Na以及14N吸收两个4He形成的22Ne能发生(&,n)反应形成24Mg和25Mg等，这些反应作为能源并不重要，但发出的中子可进一步发生中子核反应。 　　4&M&8&10M⊙的恒星，这是一个情况不清楚的范围，或许碳不能点火，或许出现&碳闪光&，或许能正常地燃烧，因为这是最后的中心温度已较高，一些较敏感的因素，如：中微子的能量损失把情况弄得模糊了。 　　He反应结束后，当中心温度达到109K时，开始发生C,O,Ne 燃烧反应，这主要是C-C反应，O-O反应，以及20Ne的&，&反应： 　　8&10M⊙&M的恒星：氢、氦、碳、氧、氖、硅都能逐级正常燃烧。最后在中心形成一个不能在释放能量的核心区，核心区外面是各种能燃烧而未烧尽的氢元素壳层。核燃烧阶段结束时，整个恒星呈现由内至外分层（Fe,Si,Mg,Ne,O,C,He,H）结构。4.恒星的终局
　　　现在我们已经知道，对质量小于8&10M⊙的恒星，它会因不能到达下一级和点火温度而结束它的核燃烧阶段；对于质量更大的恒星，它将在核心区耗尽燃料之后结束它的核燃烧阶段，在这以后，恒星的最终归宿是什么? 　　一旦停止了核燃烧，恒星必定要发生引力收缩，这是因为恒星内部维持力学平衡的压力是与它的温度相联系的。因此，如果恒星在一?最终&的平衡位形，它必须是一个&冷的&平衡位形，即它的压力与它的温度无关。 　　主序星核心H耗尽后，离开主序是阶段开始了它最后的历程。结局主要取决于质量。对于质量很小的星体由于质量小，物体内部的自引力并不重要，固体内部的平衡是正负离子间的净库仑引力于电子间的压力来达到平衡的。 　　当星体质量在大些，直到自引力不可忽略时，这时自引力加大了内部的密度和压力，压力的加大是物质发生压力电离，从而逐渐是固体的电约束瓦解，而过渡为等离子气体。加大质量，即加大密度，此时压力于温度无关，从而达到一种&冷的&平衡位形，等离子体内电子的动能一大足以在物质内部引起&衰变: 　　这里p是原子核中的质子，这样的反应大致在密度达到108 g.cm-3的时候，它将逐渐地是负离子体中的原子核变为富中子核，原子核中出现过多的中子，导致核结构松散，当密度超过4&1011g.cm-3是中子开始从原子核中分力出来，成为自由中子，自引力于中子间压力达到平衡。如果当质量变大使中子气体间压力已不能抵御物质自引力，而形成黑洞，但由于大多数恒星演化后阶段使得质量小于它的初始质量，例如恒星风，&氦闪光&，超新星爆发等，它们会是恒星丢失一个很大的百分比质量，因此，恒星的终局并不是可以凭它的初始质量来判断的，它实际上取决于演化的进程。那么我们可以得出这样的结论。8&10M⊙以下的恒星最终间抛掉它的一部分或大部分质量而变成一个白矮星。8&10M⊙以上的恒星最终将通过星核的引力塌缩而变成中子星或黑洞,也就是说，质量在太阳1.44倍&&到2两倍的恒星，最终成为中子星，质量在太阳两倍以上的恒星，最终成为黑洞。　　现在观测到的恒星质量范围一般为0.1&60M⊙。质量小于0.08M⊙的天体不能达到点火温度。因此，不发光，不能成为恒星。质量大于60M⊙的天体中心温度过高而不稳定，至今仅发现20个以下。距离　　离地球最近的恒星是太阳。其次是处于半人马座的比邻星，它发出的光到达地球需要4.22年。　　恒星的星等相差很大，这里面固然有恒星本身发光强弱的原因，但是离开我们距离的远近也起着显著的作用。测定恒星距离最基本的方法是三角视差法，此法主要用于测量较近的恒星距离，过程如下，先测得地球轨道半长径在恒星处的张角(叫作周年视差)，再经过简单的运算，即可求出恒星的距离。这是测定距离最直接的方法。在十六世纪哥白尼公布了他的日心说以后，许多天文学家试图测定恒星的距离，但都由于它们的数值很小以及当时的观测精度不高而没有成功。直到十九世纪三十年代后半期，才取得成功。　　然而对大多数恒星说来，这个张角太小，无法测准。所以测定恒星距离常使用一些间接的方法，如分光视差法、星团视差法、统计视差法以及由造父变星的周光关系确定视差，等等。这些间接的方法都是以三角视差法为基础的。 自二十世纪二十年代以后，许多天文学家开展这方面的工作，到二十世纪九十年代初，已有8000多颗恒星的距离被用照相方法测定。在二十世纪九十年代中期，依靠&依巴谷&卫星进行的空间天体测量获得成功，在大约三年的时间里，以非常高的准确度测定了10万颗恒星的距离。　　恒星的距离，若用千米表示，数字实在太大，为使用方便，通常采用光年作为单位。1光年是光在一年中通过的距离。真空中的光速是每秒30万千米，乘一年的秒数，得到1光年约等于9.46万亿公里。星等　　恒星的亮度常用星等来表示。恒星越亮，星等越小。在地球上测出的星等叫视星等；归算到离地球32.6光年处时的星等叫绝对星等。使用对不同波段敏感的检测元件所测得的同一恒星的星等，一般是不相等的。目前最通用的星等系统之一是U(紫外)B（蓝）、V（黄）三色系统。B和V分别接近照相星等和目视星等。二者之差就是常用的色指数。太阳的V=-26.74等，绝对目视星等M=+4.83等，色指数B-V=0.63，U-B=0.12。由色指数可以确定色温度。温度　　恒星表面的温度一般用有效温度来表示，它等于有相同直径、相同总辐射的绝对黑体的温度。恒星的光谱能量分布与有效温度有关，由此可以定出O、B、A、F、G、K、M等光谱型（也可以叫作温度型）温度相同的恒星，体积越大，总辐射流量（即光度）越大，绝对星等越小。恒星的光度级可以分为Ⅰ、Ⅱ、Ⅲ、Ⅳ、Ⅴ、Ⅵ、Ⅶ，依次称为:Ⅰ超巨星、Ⅱ亮巨星、Ⅲ正常巨星、Ⅳ亚巨星、Ⅴ矮星、Ⅵ亚矮星、Ⅶ白矮星 。太阳的光谱型为G2V,颜色偏黄,有效温度约5,770K。A0V型星的色指数平均为零，温度约10,000K。恒星的表面有效温度由早O型的几万度到晚M型的几千度，差别很大。恒星光谱分类　　恒星分类是依据光谱和光度进行的二元分类。在通俗的简化的分类中，前者可由恒星的颜色区分，后者则大致分为&巨星&和&矮星&，比如太阳是一颗&黄矮星&，常见的名称还有&蓝巨星&和&红巨星&等。 　　根据维恩定律，恒星的颜色与温度有直接的关系。所以天文学家可以由恒星的光谱得知恒星的性质。 　　故此，天文学家自19世纪便开始根据恒星光谱的吸收线，以光谱类型将恒星分类。天体物理学就是由此发展起来的。 　　依据恒星光谱，恒星从温度最高的O型，到温度低到分子可以存在于恒星大气层中的M型，可以分成好几种类型。而最主要的型态，可利用&Oh，Be A Fine Girl, Kiss Me&（也有将&girl&改为&guy&）这句英文来记忆（还有许多其它形式的口诀记忆），各种罕见的光谱也有各特殊的分类，其中比较常见的是L和T，适用于比M型温度更低和质量更小的恒星和棕矮星。每个类型由高温至低温依序以数字0到9来标示，再细分10个小类。此分类法与温度高低相当符合，但是还没有恒星被分类到温度最高的O0和O1。 　　光谱类型 表面温度 颜色 　　O 30,000 - 60,000 K 蓝 　　B 10,000 - 30,000 K 蓝白 　　A 7,500 - 10,000 K 白 　　F 6,000 - 7,500 K 黄白 　　G 5,000 - 6,000 K 黄（太阳属于此类型） 　　K 3,500 - 5,000 K 橙黄 　　M 2,000 - 3,500 K 红 　　另一方面，恒星还有加上&光度效应&，对应于恒星大小的二维分类法，从0（超巨星）经由III（巨星）到V（矮星）和VII（白矮星）。大多数恒星皆以燃烧氢的普通恒星，也就是主序星。当以光谱对应绝对星等绘制赫罗图时，这些恒星都分布在对角在线很窄的范围内。 　　太阳的类型是G2V（黄色的矮星），是颗大小与温度都很普通的恒星。太阳被作为恒星的典型样本，并非因为它很特别，只因它是离我们最近的恒星，且其它恒星的许多特征都能以太阳作为一个单位来加之比较。大小　　恒星的真直径可以根据恒星的视直径（角直径）和距离计算出来。常用的干涉仪或月掩星方法可以测出小到0.01的恒星的角直径，更小的恒星不容易测准,加上测量距离的误差，所以恒星的真直径可靠的不多。根据食双星兼分光双星的轨道资料，也可得出某些恒星直径。对有些恒星，也可根据绝对星等和有效温度来推算其真直径。用各种方法求出的不同恒星的直径，有的小到几公里量级，有的大到10公里以上。 恒星的大小相差也很大 , 有的是巨人 , 有的是侏儒。地球的直径约为 13000 千米 , 太阳的直径是地球的 109 倍。巨星是恒星世界中个头最大的 , 它们的直径要比太阳大几十到几百倍。超巨星就更大了 , 红超巨星心宿二 ( 即天揭座& ) 的直径是太阳的 600 倍；红超巨星参宿四 ( 即猎户座& ) 的直径是太阳的 900倍 , 假如它处在太阳的位置上 , 那么它的大小几乎能把木星也包进去。它们还不算最大的 , 仙王座 VV 是一对双星 , 它的主星 A 的直径是太阳的 1600 倍；HR237 直径为太阳的 1800倍。还有一颗叫做柱一的双星 , 其伴星比主星还大 , 直径是太阳的
倍。这些巨星和超巨星都是恒星世界中的巨人。 　　看完了恒星世界中的巨人，我们再来看看它们当中的侏儒。在恒星世界当中，太阳的大小属中等，比太阳小的恒星也有很多，其中最突出的要数白矮星和中子星了。白矮星的直径只有几千千米，和地球差不多，中子星就更小了，它们的直径只有 20 千米左右，白矮星和中子星都是恒星世界中的侏儒。我们知道，一个球体的体积与半径的立方成正比。如果拿体积来比较的话，上面提到的柱一就要比太阳大九十多亿倍，而中子星就要比太阳小几百万亿倍。由此可见， 巨人与侏儒的差别有多么悬殊。质量　　只有特殊的双星系统才能测出质量来，一般恒星的质量只能根据质光关系等方法进行估算。已测出的恒星质量大约介于太阳质量的百分之几到120倍之间,但大多数恒星的质量在0.1～10个太阳质量之间。恒星的密度可以根据直径和质量求出，密度的量级大约介于10克/厘米（红超巨星）到 10^10克/厘米（中子星）之间。 　　恒星表面的大气压和电子压可通过光谱分析来确定。元素的中性与电离谱线的强度比，不仅同温度和元素的丰度有关，也同电子压力密切相关。电子压与气体压之间存在着固定的关系，二者都取决于恒星表面的重力加速度，因而同恒星的光度也有密切的关系。 　　根据恒星光谱中谱线的塞曼分裂（见塞曼效应）或一定波段内连续谱的圆偏振情况，可以测定恒星的磁场。太阳表面的普遍磁场很弱，仅约1～2高斯，有些恒星的磁场则很强，能达数万高斯。白矮星和中子星具有更强的磁场。化学组成　　与在地面实验室进行光谱分析一样，我们对恒星的光谱也可以进行分析，借以确定恒星大气中形成各种谱线的元素的含量，当然情况要比地面上一般光谱分析复杂得多。多年来的实测结果表明，正常恒星大气的化学组成与太阳大气差不多。按质量计算，氢最多,氦次之,其余按含量依次大致是氧、碳、氮、氖、硅、镁、铁、硫等。但也有一部分恒星大气的化学组成与太阳大气不同，例如沃尔夫－拉叶星，就有含碳丰富和含氮丰富之分（即有碳序和氮序之分）在金属线星和A型特殊星中，若干金属元素和超铀元素的谱线显得特别强。但是，这能否归结为某些元素含量较多，还是一个问题。 　　理论分析表明，在演化过程中，恒星内部的化学组成会随着热核反应过程的改变而逐渐改变，重元素的含量会越来越多，然而恒星大气中的化学组成一般却是变化较小的。物理特性的变化　　观测发现，有些恒星的光度、光谱和磁场等物理特性都随时间的推移发生周期的、半规则的或无规则的变化。这种恒星叫作变星。变星分为两大类：一类是由于几个天体间的几何位置发生变化或恒星自身的几何形状特殊等原因而造成的几何变星；一类是由于恒星自身内部的物理过程而造成的物理变星。 　　几何变星中，最为人们熟悉的是两个恒星互相绕转（有时还有气环或气盘参与）因而发生变光现象的食变星(即食双星)。根据光强度随时间改变的&光变曲线&，可将它们分为大陵五型、天琴座&（渐台二）型和大熊座W型三种几何变星中还包括椭球变星（因自身为椭球形，亮度的变化是由于自转时观测者所见发光面积的变化而造成的）、星云变星（位于星云之中或之后的一些恒星,因星云移动,吸光率改变而形成亮度变化）等。可用倾斜转子模型解释的磁变星，也应归入几何变星之列。 　　物理变星，按变光的物理机制，主要分为脉动变星和爆发变星两类。脉动变星的变光原因是：恒星在经过漫长的主星序阶段以后（见赫罗图），自身的大气层发生周期性的或非周期性的膨胀和收缩，从而引起脉动性的光度变化。理论计算表明脉动周期与恒星密度的平方根成反比。因此那些重复周期为几百乃至几千天的晚型不规则变星、半规则变星和长周期变星都是体积巨大而密度很小的晚型巨星或超巨星周期约在1～50天之间的经典造父变星和周期约在,0.05～1.5天之间的天琴座RR型变星(又叫星团变星)，是两种最重要的脉动变星。观测表明，前者的绝对星等随周期增长而变小（这是与密度和周期的关系相适应的），因而可以通过精确测定它们的变光周期来推求它们自身以及它们所在的恒星集团的距离，所以造父变星又有宇宙中的&灯塔&或&量天尺&之称。天琴座RR型变星也有量天尺的作用。 　　还有一些周期短于0.3天的脉动变星 (包括'&&盾牌座型变星、船帆座AI型变星和型变星'&&仙王座型变星等)，它们的大气分成若干层，各层都以不同的周期和形式进行脉动，因而，其光度变化规律是几种周期变化的迭合，光变曲线的形状变化很大，光变同视向速度曲线的关系也有差异。盾牌座&型变星和船帆座AI型变星可能是质量较小、密度较大的恒星，仙王座&型变星属于高温巨星或亚巨星一类。 　　爆发变星按爆发规模可分为超新星、新星、矮新星、类新星和耀星等几类。超新星的亮度会在很短期间内增大数亿倍，然后在数月到一、二年内变得非常暗弱。目前多数人认为这是恒星演化到晚期的现象。超新星的外部壳层以每秒钟数千乃至上万公里的速度向外膨胀，形成一个逐渐扩大而稀薄的星云；内部则因极度压缩而形成密度非常大的中子星之类的天体。最著名的银河超新星是中国宋代（公元1054年）在金牛座发现的&天关客星&。现在可在该处看到著名的蟹状星云，其中心有一颗周期约33毫秒的脉冲星。一般认为，脉冲星就是快速自转的中子星。 　　新星在可见光波段的光度在几天内会突然增强大约9个星等或更多,然后在若干年内逐渐恢复原状。1975年8 月在天鹅座发现的新星是迄今已知的光变幅度最大的一颗。光谱观测表明，新星的气壳以每秒500～2,000公里的速度向外膨胀。一般认为，新星爆发只是壳层的爆发，质量损失仅占总质量的千分之一左右，因此不足以使恒星发生质变。有些爆发变星会再次作相当规模的爆发，称为再发新星。 　　矮新星和类新星变星的光度变化情况与新星类似，但变幅仅为2～6个星等，发亮周期也短得多。它们多是双星中的子星之一，因而不少人的看法倾向于，这一类变星的爆发是由双星中某种物质的吸积过程引起的。 　　耀星是一些光度在数秒到数分钟间突然增亮而又很快回复原状的一些很不规则的快变星。它们被认为是一些低温的主序前星。 　　还有一种北冕座 R型变星，它们的光度与新星相反，会很快地突然变暗几个星等，然后慢慢上升到原来的亮度。观测表明，它们是一些含碳量丰富的恒星。大气中的碳尘埃粒子突然大量增加，致使它们的光度突然变暗，因而也有人把它们叫作碳爆变星。 　　随着观测技术的发展和观测波段的扩大，还发现了射电波段有变化的射电变星和X射线辐射流量变化的X射线变星等。恒星结构　　根据实际观测和光谱分析，我们可以了解恒星大气的基本结构。一般认为在一部分恒星中，最外层有一个类似日冕状的高温低密度星冕。它常常与星风有关。有的恒星已在星冕内发现有产生某些发射线的色球层，其内层大气吸收更内层高温气体的连续辐射而形成吸收线。人们有时把这层大气叫作反变层，而把发射连续谱的高温层叫作光球。其实，形成恒星光辐射的过程说明，光球这一层相当厚，其中各个分层均有发射和吸收。光球与反变层不能截然分开。太阳型恒星的光球内，有一个平均约十分之一半径或更厚的对流层。在上主星序恒星和下主星序恒星的内部，对流层的位置很不相同。能量传输在光球层内以辐射为主，在对流层内则以对流为主。 　　对于光球和对流层，我们常常利用根据实际测得的物理特性和化学组成建立起来的模型进行较详细的研究。我们可以从流体静力学平衡和热力学平衡的基本假设出发，建立起若干关系式，用以求解星体不同区域的压力、温度、密度、不透明度、产能率和化学组成等。在恒星的中心，温度可以高达数百万度乃至数亿度，具体情况视恒星的基本参量和演化阶段而定。在那里，进行着不同的产能反应。一般认为恒星是由星云凝缩而成，主星序以前的恒星因温度不够高，不能发生热核反应，只能靠引力收缩来产能。进入主星序之后,中心温度高达700万度以上，开始发生氢聚变成氦的热核反应。这个过程很长，是恒星生命中最长的阶段。氢燃烧完毕后，恒星内部收缩，外部膨胀，演变成表面温度低而体积庞大的红巨星，并有可能发生脉动。那些内部温度上升到近亿度的恒星，开始发生氦碳循环。在这些演化过程中，恒星的温度和光度按一定规律变化，从而在赫罗图上形成一定的径迹。最后，一部分恒星发生超新星爆炸，气壳飞走，核心压缩成中子星一类的致密星而趋于&死亡&（见恒星的形成和演化）。恒星的运动　　世间万物无不都在运动，恒星虽然看似在天空中恒定不动，其实它也有自己的运动。由于不同恒星运动的速度和方向不一样，它们在天空中相互之间的相对位置会发生变化，这种变化称为恒星的自行。全天恒星之中，包括那些肉眼看不见的很暗的恒星在内，自行最快的是巴纳德星，达到每年10.31角秒（1角秒是圆周上1度的3600分之一）。一般的恒星，自行要小得多，绝大多数小于1角秒。　　恒星自行的大小并不能反映恒星真是运动速度的大小。同样的运动速度，距离远就看上去很慢，而距离近则看上去很快。因为巴纳德星离开我们很近，不到6光年，所以真实的运动速度不过88 km/s。　　恒星的自行只反映了恒星在垂直于我们视线方向的运动，称为切向速度。恒星在沿我们视线方向也在运动，这一运动速度称为视向速度。巴纳德星的视向速度是 - 108 km/s (负的视向速度表示向我们接近，而正的视向速度表示离我们而去)。恒星在空间的有的速度，应是切向速度和视向速度的合成速度，对于巴纳德星，它的速度为139 km/s。　　上述恒星的空间运动，由三个部分组成。第一是恒星绕银河系中心的圆周运动，这是银河系自转的反映。第二是太阳参与银河系自转运动的反映。在扣除这两种运动的反映之后，才真正是恒星本身的运动，称为恒星的本动。空间分布　　除了单独的恒星之外，联星系统可以是两颗或更多的恒星受到重力的约束而在轨道上互绕着，最普通的联星系统就是联星，但是三颗或更多恒星的系统也有被发现。而因为轨道要稳定的缘故，这些联星系统经常会形成阶级制度的共轨联星。也存在着更大的、被称为星团的集团：范围从只有几颗恒星的星协，到最庞大的拥有数十万颗恒星，称为球状星团的集团。　　联星系统是长期处在特定重力场约束下的恒星集团，通常都由巨大的O和B型恒星组成，而且80%的恒星是联星系统是多星系统。但星单独恒星的部份因为更小的天体被发现而有所增加，仅有25%的红矮星被发现有伴星。因为85%的恒星是红矮星，所以在银河系内多数的恒星都是单独的。　　恒星在宇宙中的分布是不均匀的，并且通常都是与星际间的气体、尘埃一起存在于星系中。一个典型的星系拥有数千亿颗的恒星，而再可观测的宇宙中星系的数量也超过一千亿个(1011)。过去相信恒星只存在余星系之中，但在星系际的空间中也已经发现恒星。天文学家估计宇宙至少有700垓(7&1022)颗恒星。　　除了太阳之外，最靠近地球的恒星是半人马座的比邻星，距离是39.9兆(1012)公里，或4.2光年。光线从半人马座的比邻星要4.2年才能抵达地球。在轨道上绕行地球的航天飞机速度约为8公里/秒(时速约30,000公里)，需要150,000年才能抵达那儿。像这样的距离，包括邻近太阳系的地区，在星系盘中是很典型的。在星系的中心和球状星团内，恒星的距离会更为接近，而在星晕中的距离则会更遥远。　　由于相对于星系的中心，恒星的距离是非常开阔的，因此恒星的相互碰撞是非常罕见的。但是在球状星团或星系的中心，恒星碰撞则很平常。这样的碰撞会形成蓝掉队星，这些异常的恒星比在同一星团中光度相同的主序带恒星有着更高的表面温度。　　恒星间距离非常遥远，天文学上一般用光年来量度恒星间的距离。而距离的测定则可以通过周年视差法、星团视差法、力学视差法、造父变星法等进行测量。恒星命名　　东方 　　每一颗恒星都要给它取一个名字，才能够便于研究和识别。中国在战国时代起已命名肉眼能辨别到的恒星或是以它所在星官命名，如天关星、北河二等；或是根椐传说命名，例如织女星（织女一）、牛郎星（河鼓二）、老人星等；或根据二十八宿排列顺序命名，例如心宿二等，构成一个不太严谨的独立体系。 　　西方 　　西方方面，1603年德国业余天文学家拜耳建议将每个星座中的恒星按照从亮到暗的顺序，以该星座的名称加上一个希腊字母顺序表示。例如猎户座&（参宿四）、猎户座&（参宿七）(但事实上猎户座&比猎户座&还要亮)。如果某个星座的恒星数目超过24个希腊字母，则接续采用小写的拉丁字母（a, b, c...），仍不足再使用大写拉丁字母（A, B, C...）。 　　英国首任的天文台长佛兰斯蒂德创立了数字命名法，将星座内肉眼可见的恒星由西向东、由北向南依序编号。人类对恒星的观测和利用　　哈勃望远镜拍摄的天狼星及其伴星照片人类对恒星的观测历史悠久。古埃及以天狼星在东方地平线的出现，预示尼罗河泛滥的日子。中国商朝就设立专门官员观测大火在东方的出现，确定岁首的时刻，与作物播种与收割并列在卜辞中。而中国明朝的航海家们则利用航海九星来判断方向。美国的阿波罗11号飞船设有光学定位仪，利用恒星来确定位置。 　　对恒星体积的测量可以通过干涉法和月掩星法测得恒星的角直径，从而求得体积。 　　恒星的质量可用开普勒第三定律或恒星光度与质量之间的关系进行测量。
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