恒星演化
恒星的誕生
恒星演化的簡(jiǎn)圖。
原恒星
恒星演化開(kāi)始于巨分子云的重力塌陷。典型的巨分子云直徑大約100光年(9.5 × 10 千米),并且擁有6,000,000太陽(yáng)質(zhì)量(1.2 × 10 Kg)以上的質(zhì)量。當(dāng)它塌縮時(shí),巨分子云會(huì)分裂成越來(lái)越小的許多片段。在每一個(gè)片段中,塌縮的的氣體會(huì)以熱能的形式釋放出重力位能。隨著它的溫度和壓力的增加,這些片段會(huì)凝結(jié)成一個(gè)被稱(chēng)為原恒星的超熱旋轉(zhuǎn)氣體 。
進(jìn)一步的發(fā)展與演化和恒星的質(zhì)量有很密切的關(guān)連性;在下面,原恒星的質(zhì)量都與太陽(yáng)做比較:意味者以1太陽(yáng)質(zhì)量(2.0 × 10 Kg)作為基本的質(zhì)量單位。
在巨分子云環(huán)繞星系旋轉(zhuǎn)時(shí),一些事件可能造成它的引力坍縮。 例如:巨分子云可能互相沖撞,或者穿越旋臂的稠密部分。鄰近的超新星爆發(fā)拋出的高速物質(zhì)也可能是觸發(fā)因素之一。最后,星系碰撞造成的星云壓縮和擾動(dòng)也可能形成大量恒星。
坍縮過(guò)程中的角動(dòng)量守恒會(huì)造成巨分子云碎片不斷分解為更小的片斷。質(zhì)量少于約50太陽(yáng)質(zhì)量的碎片會(huì)形成恒星。在這個(gè)過(guò)程中,氣體被釋放的勢(shì)能所加熱,而角動(dòng)量守恒也會(huì)造成星云開(kāi)始產(chǎn)生自轉(zhuǎn)之后形成原恒星。
恒星形成的初始階段幾乎完全被密集的星云氣體和灰塵所掩蓋。通常,正在產(chǎn)生恒星的星源會(huì)通過(guò)在四周光亮的氣體云上造成陰影而被觀測(cè)到,這被稱(chēng)為博克球狀體。
褐矮星和次恒星天體
大致上,質(zhì)量低于0.08太陽(yáng)質(zhì)量(1.6 × 10 Kg)的原恒星永遠(yuǎn)達(dá)不到氫的核聚變所需要的溫度與壓力,它們被稱(chēng)為褐矮星。國(guó)際天文合會(huì)定義褐矮星的質(zhì)量要足夠引發(fā)氘融合,它們的質(zhì)量大于13木星質(zhì)量(13 M J {\displaystyle M_{J}} ,2.5 × 10 Kg,或0.0125太陽(yáng)質(zhì)量)。質(zhì)量低于13木星質(zhì)量的天體被歸類(lèi)為次褐矮星,但是如果它們繞著另一顆恒星,它們會(huì)被歸類(lèi)為行星 。這兩種類(lèi)型,無(wú)論是否有氘融合,光度都是很黯淡,并且生命期會(huì)持續(xù)很久,冷卻的時(shí)間要以百萬(wàn)年為單位來(lái)計(jì)算。
氫融合
在人馬座的恒星密集區(qū)域。
質(zhì)量更大的原恒星,核心的溫度最終將達(dá)到1,000萬(wàn)K,啟動(dòng)了質(zhì)子-質(zhì)子鏈反應(yīng),將氫融合,先是成為氘,然后成為氦。在質(zhì)量略超過(guò)1太陽(yáng)質(zhì)量的恒星,碳-氮-氧循環(huán)的核聚變反應(yīng)占了能量來(lái)源的絕大部分。核聚變的啟動(dòng),很快就會(huì)導(dǎo)致流體靜力平衡的狀態(tài),由核心釋放出來(lái)能量的輻射壓力與物質(zhì)施加在恒星的重力達(dá)成平衡,阻止了恒星進(jìn)一步的重力坍縮。恒星迅速進(jìn)入穩(wěn)定的狀態(tài),因而開(kāi)始其演化的主序星階段。
一顆新誕生恒星的光譜類(lèi)型與座落在赫羅圖主序帶上的某個(gè)特殊位置點(diǎn)上,都取決于恒星的質(zhì)量。相對(duì)而言,質(zhì)量越小、表面溫度越低的紅矮星,氫融合的速率越慢,停留在主序帶上的時(shí)間可以長(zhǎng)達(dá)數(shù)百億年甚至更長(zhǎng)的時(shí)間;而質(zhì)量較大、表面溫度高的超巨星,只要數(shù)百萬(wàn)年就會(huì)離開(kāi)主序帶。像太陽(yáng)這種中等質(zhì)量的恒星,停留在主序帶的時(shí)間大約是100億年左右。太陽(yáng)被認(rèn)為是在生命的中期,因此它目前是主序星。
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不同質(zhì)量的恒星在赫羅圖上的演化軌跡。軌跡開(kāi)始于恒星在主序帶上的演化,終止于核聚變的停止。 黃色的軌跡顯示太陽(yáng)的演化;它在離開(kāi)主序帶階段之后會(huì)沿著漸近巨星分支膨脹,這將是太陽(yáng)的核聚變經(jīng)歷的最后階段,然后成為紅巨星。
恒星的成熟
最終,恒星會(huì)耗盡核心供應(yīng)的氫燃料,并且離開(kāi)主序帶進(jìn)行下一階段的演化。沒(méi)有氫融合在核心產(chǎn)生向外膨脹的壓力來(lái)抵銷(xiāo)重力的壓縮,恒星會(huì)繼續(xù)收縮,直到電子簡(jiǎn)并足以對(duì)抗重力,或是核心的溫度熱到足夠開(kāi)始進(jìn)行氦融合反應(yīng)(約100MK)。至于哪一種先發(fā)生就取決于恒星的質(zhì)量。
低質(zhì)量恒星
迄今尚未直接觀查到低質(zhì)量恒星在核聚變停止后發(fā)生的情形,因?yàn)橛钪姹徽J(rèn)定的年齡只有138億年左右,比低質(zhì)量恒星停止核聚變的時(shí)間還要短(在某些情況下,差異達(dá)到數(shù)個(gè)數(shù)量級(jí))。
目前天文物理的模型認(rèn)為0.1太陽(yáng)質(zhì)量的紅矮星可以在主序帶停留的時(shí)間在6兆至12兆年之間,而且溫度和光度都會(huì)逐漸地增加,并且要耗費(fèi)數(shù)千億年的時(shí)間才會(huì)塌縮成白矮星 。這種恒星整體都是對(duì)流層,并且不會(huì)發(fā)展出簡(jiǎn)并狀態(tài)的氦核與氫燃燒的殼層,或是不會(huì)將整顆恒星變成氦,所以它們不會(huì)膨脹成為紅巨星。
主序星內(nèi)部的結(jié)構(gòu)。對(duì)流層以回轉(zhuǎn)的箭頭符號(hào)表示,輻射層以紅色的閃電符號(hào)表示。左邊是低質(zhì)量的紅矮星,中間是中等質(zhì)量的黃矮星,右邊是大質(zhì)量的藍(lán)色主序星。
質(zhì)量略大些的恒星可以膨脹成為紅巨星,但是沒(méi)有足夠的質(zhì)量讓氦核達(dá)到氦融合所需要的溫度,所以它們不會(huì)抵達(dá)紅巨星分支頂端的溫度。當(dāng)氫殼燃燒完后,這些恒星會(huì)像漸近巨星分支中的恒星一樣離開(kāi)紅巨星分支,但是最后會(huì)因?yàn)檩^低的溫度和光度而成為白矮星 。質(zhì)量大約是0.5太陽(yáng)質(zhì)量的恒星將能夠達(dá)到氦融合所需要的溫度,因此中等質(zhì)量的恒星可以進(jìn)一步超越紅巨星分支演化的階段。。
中等質(zhì)量恒星
貓眼星云,是由與太陽(yáng)有著相似質(zhì)量的恒星演化成的行星狀星云。
質(zhì)量在0.5–10太陽(yáng)質(zhì)量的恒星會(huì)演化成紅巨星,它們是非主序帶恒星,在恒星光譜類(lèi)型上是K或M類(lèi)。紅巨星的顏色是紅色,而且有很大的光度,因此位置在赫羅圖的右上角。他們的例子包括金牛座的畢宿五和牧夫座的大角星。所有的紅巨星都有呆滯的核心和燃燒的氫殼層:同心殼層的最頂層仍然會(huì)將氫燃燒成氦。
中等質(zhì)量恒星演化成的紅巨星在主序后的演化分成兩個(gè)階段:其惰性的核心是氦的紅巨星分支恒星,和惰性的核心是碳的漸近巨星分支恒星。漸近巨星分支的恒星在燃燒氫的殼層之內(nèi)還有燃燒氦的殼層,而紅巨星分支的恒星只有燃燒氫的殼層 。無(wú)論在哪一種狀態(tài),在含氫殼層中加速的燃燒都會(huì)立即超越核心,并且導(dǎo)致恒星的膨脹。外層遠(yuǎn)離核心向外的膨脹,減少了引力對(duì)它們的作用,因此它們的膨脹會(huì)比能量增加所導(dǎo)致的更快。這會(huì)導(dǎo)致恒星表面溫度的下降,恒星的外層也會(huì)變得比在主序帶時(shí)的更紅。
紅巨星分支階段
紅巨星階段是緊接在離開(kāi)主序帶之后的階段。起初,因?yàn)楹诵膬?nèi)部的壓力還不足以平衡重力,紅巨星分支恒星的核心會(huì)塌縮。這種重力塌縮釋放的能量立即加熱惰性核心外圍的氫殼層,使得同心殼層內(nèi)的氫繼續(xù)燃燒。只有幾個(gè)太陽(yáng)質(zhì)量的紅巨星,核心會(huì)繼續(xù)塌縮,直到密度足以使電子的簡(jiǎn)并壓力抗拒重力時(shí)才會(huì)停止塌縮。一旦出現(xiàn)這種情況,核心便達(dá)到流體靜力平衡:電子的簡(jiǎn)并壓力就足以平衡重力的壓力 。核心的引力壓縮著緊貼在核心外的氫殼層,會(huì)使氫燃燒的速率比相同質(zhì)量的主序星更為快速。這反而使恒星更為明亮(亮度可以增加1,000-10,000倍)并且膨脹;膨脹的程度超過(guò)光度的增加,造成有效溫度的下降。
類(lèi)太陽(yáng)恒星的演化。
恒星膨脹的外層是對(duì)流的,湍流讓接近燃燒區(qū)域的物質(zhì)上升至恒星的表面,并和表面的物質(zhì)混和。除了低質(zhì)量的紅矮星之外,所有恒星的燃燒依然深入在恒星內(nèi)部的這一點(diǎn),所以對(duì)流是恒星演化中首度使內(nèi)部由燃燒產(chǎn)生的物質(zhì)能在表面上被觀測(cè)到。在演化的這個(gè)階段,結(jié)果是很難以捉摸的,最大的影響是對(duì)氫和氦的同位素,開(kāi)始無(wú)法觀測(cè)到。碳氮氧循環(huán)出現(xiàn)在表面的效果是降低了 C/ C的比率,并且改變了碳和氮的比例。這些都可以使用光譜儀在許多演化中的恒星檢測(cè)出來(lái)。
當(dāng)圍繞著核心的氫被開(kāi)始被消耗,核心會(huì)吸收殘余的氦,使得核心進(jìn)一步的被壓縮,從而導(dǎo)致剩余的氫以更快的速度燃燒。這最終會(huì)導(dǎo)致氦融合(其中包括3氦過(guò)程)在核心點(diǎn)燃。質(zhì)量比太陽(yáng)略大一點(diǎn)的恒星,可能需要耗費(fèi)十億年或更長(zhǎng)的時(shí)間才能達(dá)到引燃氦融合的溫度。
當(dāng)核心的溫度和壓力足以點(diǎn)燃和融合時(shí),如果核心是在電子簡(jiǎn)并壓力的支撐下(恒星質(zhì)量低于1.4太陽(yáng)質(zhì)量),將會(huì)發(fā)生氦閃。質(zhì)量更大的恒星,相對(duì)的會(huì)更快點(diǎn)燃氦燃燒。即使發(fā)生氦閃,非常迅速釋放的能量(數(shù)量級(jí)大約是10 太陽(yáng)能量)是很短暫的,所以可見(jiàn)恒星的外層相對(duì)的并不會(huì)受到干擾 。氦融合釋放的能量造成核心的膨脹,所以覆蓋在核心外層的氫融合速率會(huì)減緩,產(chǎn)生的總能量因而會(huì)下降。恒星因而收縮,但是并非完全朝向主序帶,而是在赫羅圖的水平分支上遷移,半徑逐漸萎縮而表面的溫度增加。核心的氦閃結(jié)束了紅巨星分支的演化。但是在它們演化出碳氧的核心并開(kāi)始氦殼層的燃燒之前,不會(huì)遷移到更高的溫度。 這些恒星通常是觀測(cè)中見(jiàn)到的紅群聚,在顏色-光度圖中的集團(tuán),比紅巨星熱但較黯淡。質(zhì)量越大的恒星氦核也會(huì)越大,沿著水平分支移動(dòng)到更高的溫度,有些會(huì)演變成在黃不穩(wěn)定帶(天琴座RR變星)的不穩(wěn)定脈動(dòng)星;有些會(huì)變得炙手可熱,可以在水平分支上形成藍(lán)尾或藍(lán)鉤。水平分支的確切型態(tài)取決于一些參數(shù),像是金屬量、年齡、和氦的含量,但確切的細(xì)節(jié)仍需要進(jìn)一步的模擬 。
漸近巨星分支階段
在一顆恒星耗盡了核心的氦之后,氦融合會(huì)在碳氧核心周?chē)藷岬暮鈿ぶ欣^續(xù)進(jìn)行。恒星遵循赫羅圖上平行于原先的紅巨星,但是能量孳生的更快的漸近巨星分支軌跡繼續(xù)演化(能持續(xù)的時(shí)間也較短) 。雖然氦繼續(xù)在殼層中燃燒,但主要的能量還是來(lái)自更接近恒星表面的氫燃燒殼層中產(chǎn)生。氦從氫燃燒殼層滴入較近中心的氦殼層,周期性的使向外輸出的能量急劇的增加。這被稱(chēng)為熱脈動(dòng),發(fā)生在漸近巨星分支的階段,有時(shí)甚至在進(jìn)入后漸近分支階段才會(huì)發(fā)生。依據(jù)質(zhì)量和組成,可能會(huì)有數(shù)次到數(shù)百次的熱脈動(dòng)。
在漸近巨星分支的上升階段,會(huì)形成深入的對(duì)流帶能將和新的碳帶至表面,這被稱(chēng)為二度疏浚,有一些恒星甚至可能有三度疏浚。在這種方法下會(huì)形成碳星,非常低溫和非常紅的恒星,光譜中并顯示出強(qiáng)烈的碳譜線(xiàn)。一個(gè)被稱(chēng)為熱底燃燒的過(guò)程可能在碳被疏浚到表面之前將碳轉(zhuǎn)換成氧和氮,特別是在碳星簇中,這些過(guò)程之間的交互作用決定了觀察到的光度和光譜 。
另一類(lèi)眾所周知的漸近巨星分支恒星是米拉變星,它們的脈動(dòng)有著明確的周期性,從數(shù)十天到數(shù)百天不等,并且有大到10星等的亮度變化(在可見(jiàn)光,總光度的變化則小了許多)。在質(zhì)量越大的恒星,恒星會(huì)變得越明亮,而脈動(dòng)的周期也越長(zhǎng),導(dǎo)致質(zhì)量的損失增加,在可見(jiàn)光的波長(zhǎng)上也變得更加不透明。這種恒星在觀測(cè)上是OH/IR星,在遠(yuǎn)紅外線(xiàn)的的脈動(dòng)上顯示OH邁射的活動(dòng)。對(duì)比于碳星,這一類(lèi)恒星顯然有豐富的氧,但兩者都是由疏浚造成的。
這些中等質(zhì)量的恒星最終會(huì)抵達(dá)漸近巨星分支的頂端,并且從仍在燃燒的殼層中繼續(xù)運(yùn)。他們沒(méi)有足夠的質(zhì)量全面性的啟動(dòng)碳燃燒,所以它們會(huì)再收縮,再經(jīng)歷一段后漸近巨星分支階段,中心極熱恒星產(chǎn)生的強(qiáng)烈星風(fēng)和行星狀星云。然后,中心的恒星會(huì)成為白矮星;依據(jù)恒星的類(lèi)型,被逐出的氣體有比較豐富的在恒星內(nèi)部創(chuàng)造的重元素,尤其是豐富的氧和碳。這些氣體在恒星周?chē)⑵鸨环Q(chēng)為星周包層的殼層,允許塵埃顆粒和分子的形成。來(lái)自中央恒星的高紅外線(xiàn)能量輸入,是這些星周包層形成邁射激發(fā)的理想條件。
一旦后漸近巨星分支的演化開(kāi)始,很可能熱脈動(dòng)也就開(kāi)始了,因而產(chǎn)生了各式各樣不尋常和所知很少的恒星,像是被稱(chēng)為再生漸近巨星分支的恒星 。這些可能會(huì)導(dǎo)致極端的水平分支星(次矮B星)、欠缺氫的后漸近巨星分支星、可變行星狀星云的中心恒星、和北冕座R變星。
大質(zhì)量恒星
蟹狀星云是一顆恒星爆炸成為超新星之后粉碎的殘骸,它的光輝在公元1054年抵達(dá)地球。
對(duì)大質(zhì)量恒星,在電子簡(jiǎn)并壓力能夠取得優(yōu)勢(shì)之前,核心就已經(jīng)大到足以點(diǎn)燃氦融合和氫殼層的燃燒。因此,當(dāng)這些恒星膨脹和冷卻時(shí),它們的亮度比低質(zhì)量恒星亮不了多少;然而,在開(kāi)始的階段它們會(huì)比低質(zhì)量恒星亮許多,也會(huì)比低質(zhì)量恒星形成的紅巨星明亮。這些恒星不太可能在成為紅超巨星之后還活著,取而代之的是它們將摧毀自己成為II型超新星。
質(zhì)量特別大的恒星(大約超過(guò)40倍太陽(yáng)質(zhì)量),會(huì)非常明亮和有著相當(dāng)高速的恒星風(fēng)。在它們膨脹成為紅超巨星之前,因?yàn)閺?qiáng)大的輻射壓力,傾向于先剝離外面的氣體殼層,因而它們的質(zhì)量損失也非???,這導(dǎo)致它們?cè)谥餍驇У碾A段都維持著表面的高溫(藍(lán)白的顏色)。因?yàn)楹阈堑耐鈿?huì)被極端強(qiáng)大的輻射壓剝離,因此恒星質(zhì)量的上限大約在100-150太陽(yáng)質(zhì)量。雖然質(zhì)量較低的恒星通常不會(huì)如此快的燒掉外殼,但如果它們是靠得夠近的聯(lián)星,當(dāng)它膨脹而外殼被剝離時(shí),會(huì)與伴星結(jié)合;或是因?yàn)樗鼈兊淖赞D(zhuǎn)夠快,對(duì)流作用將所有的物質(zhì)帶至表層,造成徹底的混合,而沒(méi)有可以分離的核心和外殼,都能避免成為紅巨星或紅超巨星 。
當(dāng)從氫融合殼層的基部獲得融合成的氦時(shí),核心會(huì)成長(zhǎng)與逐漸變得更熱和更密集。在大質(zhì)量的恒星,電子簡(jiǎn)并壓力本身不足以阻止重力崩潰,所以當(dāng)每一種在核心被消耗掉的元素,進(jìn)一步被點(diǎn)燃生成更重的元素融合之火,也都能暫時(shí)的阻止重力崩潰。如果恒星的核心不是太重(質(zhì)量大約低于1.4倍太陽(yáng)質(zhì)量,考慮到在這之前已經(jīng)產(chǎn)生了許多質(zhì)量的損耗),它也許可以如前所述的質(zhì)量較低恒星,形成一顆白矮星(外面可能有行星狀星云包圍著),不同的是這種白矮星主要是由氧、氖和鎂組成。
在核心崩潰之前,大質(zhì)量恒星的核心結(jié)構(gòu)是有如洋蔥般的層層排列(未按照比例)。
質(zhì)量達(dá)到某種程度時(shí)(估計(jì)是2.5倍太陽(yáng)質(zhì)量,并且原本的質(zhì)量大約是10倍太陽(yáng)質(zhì)量),核心的溫度可以達(dá)到光致破壞的溫度(大約是1.1GK),氖會(huì)有部分被破壞形成氧和氦,而氦又會(huì)立刻和殘余的氖融合成鎂;然后氧融合形成硫、硅和少量其他的元素。最后,溫度會(huì)高到每一種元素都會(huì)有一部分被破壞的高溫,通常這些元素會(huì)釋放出立刻會(huì)前它元素融合的α粒子(氦核)。所以,有一些原子核能有效的重新組合成數(shù)量較少且較重的原子核,而因?yàn)榻M成額外的片段所釋放出的能量多于打破母原子核消耗的能量,因此凈能量是增加的。
核心質(zhì)量太大不能形成白矮星,又未能達(dá)到足以承受氖轉(zhuǎn)換成氧與鎂的恒星,在融合成更重的元素之前,就將經(jīng)歷重力崩潰的過(guò)程(因?yàn)殡娮硬东@) 。無(wú)論電子捕獲造成溫度增加或降低,都會(huì)在重力崩潰之前構(gòu)成比原來(lái)小的原子核(像是鋁和鈉),可能在重力崩潰之前短暫的期間內(nèi)對(duì)總能量的產(chǎn)生造成重大的沖擊 。這可能對(duì)其后的超新星所拋出的元素和同位素的豐度都有值得注意的影響。
超新星
一旦恒星核合成的過(guò)程產(chǎn)生鐵-56,接下來(lái)的過(guò)程都將消耗能量(將碎片結(jié)合成原子核所釋放出來(lái)的能量小于將母原子核擊碎所需要的能量)。如果核心的質(zhì)量大于錢(qián)德拉塞卡極限,電子簡(jiǎn)并壓力將不足以支撐與對(duì)抗因?yàn)橘|(zhì)量所產(chǎn)生的重力,核心將突然的產(chǎn)生崩潰,災(zāi)難性的崩潰將形成中子星或黑洞(在核心的質(zhì)量超過(guò)托爾曼-奧本海默-沃爾科夫極限的情況下)。雖然還未完全了解過(guò)程,某些重力位能的轉(zhuǎn)換使這些核心崩潰并形成Ib、Ic或II型超新星。只知道在核心崩潰時(shí),就像在超新星SN 1987A所觀測(cè)到的,會(huì)產(chǎn)生巨大的微中子浪涌。極端高能量的微中子會(huì)破壞一些原子核,它們的一些能量會(huì)消耗在釋出核子,包括中子,還有一些能量會(huì)轉(zhuǎn)換成熱能和動(dòng)能,因而造成沖擊波與一些來(lái)自核心崩潰的物質(zhì)匯合造成反彈。在非常致密的匯合物質(zhì)中發(fā)生的電子捕獲產(chǎn)生了額外的中子,有些反彈的物質(zhì)受到中子的轟擊,又誘發(fā)了一些核子捕獲,創(chuàng)造出一系列比鐵重的元素,包括放射性物質(zhì)鈾在內(nèi)(如下) 。雖然,非爆炸性的紅巨星在早期的反應(yīng)和次反應(yīng)中釋放出的中子也能創(chuàng)造出一定數(shù)量比鐵重的元素,但在這種反應(yīng)下產(chǎn)生比鐵重的元素豐度(特別是,某一些同位素與有些穩(wěn)定或長(zhǎng)壽的同位素)與超新星爆炸有著顯著的不同。我們發(fā)現(xiàn)太陽(yáng)系的重元素豐度與這兩者都不一樣,因此無(wú)法單獨(dú)的用超新星或紅巨星彈射來(lái)解釋被觀察到的重元素和同位素的豐度。
從核心崩潰轉(zhuǎn)移到反彈物質(zhì)的能量不僅產(chǎn)生了重元素,還提供了它們加速和脫離所需要的逃逸速度,因而導(dǎo)致Ib、Ic或II型超新星的生成。目前對(duì)這些能量轉(zhuǎn)移過(guò)程的了解仍不能令人滿(mǎn)意,雖然目前的計(jì)算機(jī)模擬能對(duì)Ib、Ic或II型超新星的能量轉(zhuǎn)移提供部分的解釋?zhuān)圆荒艹浞纸忉層^測(cè)到拋射出的物質(zhì)所攜帶的能量 。從分析中子星聯(lián)星(需要兩次相似的超新星)的軌道參數(shù)和質(zhì)量獲得的一些證據(jù)顯示,在觀測(cè)上氧氖鎂核心崩潰所產(chǎn)生的超新星可能與由鐵核崩潰的超新星有所不同(除了大小之外還有其他的不同) 。
目前存在的質(zhì)量最大的恒星也許在超新星爆炸中因?yàn)槟芰砍^(guò)它的重力束縛能而完全的被毀滅。這種罕見(jiàn)的事件,導(dǎo)致不穩(wěn)定對(duì),事后不會(huì)留下包括黑洞在內(nèi)的任何殘骸 。在宇宙過(guò)去的歷史中,有些恒星可能比現(xiàn)存質(zhì)量最大的恒星還要巨大,并且它們?cè)诮Y(jié)束生命時(shí)可能會(huì)由于光致蛻變立即塌縮成為黑洞。
恒星殘骸
當(dāng)一顆恒星耗盡了供應(yīng)的燃料之后,依據(jù)它在生命期的質(zhì)量,它的殘骸可以是下面三種型態(tài)之一。
白矮星和黑矮星
1太陽(yáng)質(zhì)量的恒星,演化成白矮星之后的質(zhì)量大約是0.6太陽(yáng)質(zhì)量,被壓縮的體積則近似地球的大小。白矮星是非常穩(wěn)定的天體,因?yàn)樗騼?nèi)的重力是與恒星的電子產(chǎn)生的簡(jiǎn)并壓力達(dá)到平衡,這是包立不相容原理導(dǎo)致的結(jié)果。電子簡(jiǎn)并壓力提供了一個(gè)相當(dāng)寬松的極限來(lái)抵抗重力進(jìn)一步的壓縮;因此,針對(duì)給定的化學(xué)組成,白矮星的質(zhì)量越大,體積反而越小。在沒(méi)有燃料可以繼續(xù)燃燒的情況下,恒星殘余的熱量仍可以繼續(xù)向外輻射數(shù)十億年。
白矮星在剛形成時(shí)有著非常高的溫度,表面的溫度可以超過(guò)100,000K,它的內(nèi)部則更為炙熱。它實(shí)在是太熱了,因此在它存在的最初1,000萬(wàn)年大部分的能量是以微中子的形式失去的,但絕大部分的能量是在之后的十億年中流失 。
白矮星的化學(xué)成分取決于它的質(zhì)量。一顆幾個(gè)太陽(yáng)質(zhì)量的恒星,可以進(jìn)行碳融合產(chǎn)生鎂、氖和少量其它的元素,成為主要成分是氧、氖和鎂的白矮星。在失去足夠的質(zhì)量,使它的質(zhì)量低于錢(qián)德拉塞卡極限(見(jiàn)下文),和碳燃燒不是非常猛烈的條件下,使它不至于成為一顆超新星 。一顆質(zhì)量的數(shù)量級(jí)與太陽(yáng)相同的恒星無(wú)法點(diǎn)燃碳融合,因此生成的白矮星主要由碳和氧組成,并且因?yàn)橘|(zhì)量太低,除非之后能增加質(zhì)量,否則即無(wú)法產(chǎn)生重力崩潰(見(jiàn)下文)。質(zhì)量低于0.5太陽(yáng)質(zhì)量的恒星,連氦燃燒都不能點(diǎn)燃(見(jiàn)前文),因此形成白矮星后的主要成分是氦。
在最后,所有的白矮星殘骸都將變成冰冷且黑暗,通常被稱(chēng)為黑矮星的天體。但是宇宙現(xiàn)在還不夠老,還不足以產(chǎn)生黑矮星這種天體。
如果白矮星的質(zhì)量增加至超越錢(qián)德拉塞卡極限,主要成分是碳、氧、氖、和/或鎂的白矮星,該極限是1.4太陽(yáng)質(zhì)量,則電子簡(jiǎn)并壓力會(huì)因?yàn)殡娮硬东@而失效,并導(dǎo)致恒星塌縮。取決于化學(xué)成分和核心的前塌縮溫度,核心可能會(huì)塌縮成為一顆中子星,或是因?yàn)槭Э囟继己脱醯娜紵R驗(yàn)樾枰^高的溫度才能重新點(diǎn)燃核心的燃料,所以質(zhì)量越重的元素越傾向于恒星塌縮;而因?yàn)殡娮颖徊东@進(jìn)入這些元素會(huì)使核聚變更容易被點(diǎn)燃,因此核心溫度越高的越傾向失控的核聚變?cè)俜磻?yīng),這會(huì)阻止核心的崩潰并導(dǎo)致Ia超新星的形成 。即使標(biāo)志大質(zhì)量恒星死亡的II型超新星釋放出的總能量更多,但這一類(lèi)型的超新星仍比II超新星亮許多。這無(wú)能為力的崩潰意味著不存在比1.4倍太陽(yáng)質(zhì)量更大的白矮星(只有超高速自轉(zhuǎn)的白矮星可能例外,因?yàn)槠潆x心力抵消了部分的質(zhì)量)。聯(lián)星之間的質(zhì)量轉(zhuǎn)移可能會(huì)產(chǎn)生質(zhì)量超過(guò)錢(qián)德拉塞卡極限的白矮星,因而產(chǎn)生不穩(wěn)定的狀況。
如果是在一顆白矮星和一顆普通的恒星構(gòu)成的密近聯(lián)星系統(tǒng)中,來(lái)自普通恒星的氫會(huì)在白矮星周?chē)纬晌e盤(pán),因而使得白矮星的質(zhì)量增加,直到白矮星的溫度引發(fā)失控的核反應(yīng)。但在白矮星的質(zhì)量未達(dá)到錢(qián)德拉塞卡極限之前,這種失控只會(huì)形成新星。
中子星
像泡泡的影像是在15,000年前爆炸的超新星產(chǎn)生的沖激波,現(xiàn)在仍在擴(kuò)張中。
當(dāng)恒星的核心崩潰時(shí),壓力造成電子捕獲,因而使得大多數(shù)質(zhì)子都轉(zhuǎn)變成為中子。原本使原子核保持分離的電磁力都消失了(按比例,如果原子核的大小像極小的灰塵,原子將有如一個(gè)足球的競(jìng)賽場(chǎng)那么大),恒星的核心就成為只有中子的致密球體 (就像是個(gè)巨大的原子核),那么大多數(shù)恒星的核心就成為只有中子的致密球體(就像是一個(gè)巨大的原子核),覆蓋著薄薄的一層簡(jiǎn)并態(tài)物質(zhì)(主要是鐵和其它后來(lái)添加的物質(zhì))。中子也遵循包立不相容原理,以類(lèi)似于電子簡(jiǎn)并壓力但是更為強(qiáng)大的力,來(lái)抗拒進(jìn)一步的壓縮。
這種恒星被稱(chēng)為中子星,有著極高的密度,所以它們非常的小,大小不會(huì)超過(guò)一個(gè)大城市,直徑只有10公里的數(shù)量級(jí)。它們的自轉(zhuǎn)周期由于恒星劇烈的收縮而變得很短(因?yàn)榻莿?dòng)量守恒);觀察到的中子星自轉(zhuǎn)周期范圍從1.5毫秒(每秒鐘超過(guò)600轉(zhuǎn))到幾秒 。隨著這些恒星快速的自轉(zhuǎn),每當(dāng)恒星的磁極朝向地球時(shí),我們就會(huì)接收到一次脈沖的輻射。像這樣的中子星被稱(chēng)為波霎,第一顆被發(fā)現(xiàn)的中子星就是這種型態(tài)的。檢測(cè)來(lái)自波霎的電磁波輻射,通常大部分是無(wú)線(xiàn)電波,但也曾觀測(cè)到波長(zhǎng)在可見(jiàn)光、X射線(xiàn)、和γ射線(xiàn)波段的波霎 。
黑洞
如果恒星的殘骸有足夠大的質(zhì)量,中子簡(jiǎn)并壓力將不足以阻擋恒星塌縮至史瓦西半徑之下時(shí),這個(gè)恒星的殘骸就會(huì)成為黑洞?,F(xiàn)在還不知道需要要多大的質(zhì)量才會(huì)發(fā)生這種情況,而目前的估計(jì)是在2至3個(gè)太陽(yáng)質(zhì)量之間。
黑洞是廣義相對(duì)論所預(yù)測(cè)的天體。依據(jù)古典的廣義相對(duì)論說(shuō)法,沒(méi)有物質(zhì)或訊息能夠從黑洞的內(nèi)部傳遞給在外部的觀測(cè)者,雖然量子效應(yīng)允許這種嚴(yán)謹(jǐn)?shù)囊?guī)律產(chǎn)生誤差。目前天文學(xué)上的觀測(cè)和理論也都支持宇宙中存在著黑洞。
由于恒星經(jīng)由塌縮產(chǎn)生超新星的機(jī)制還未被充分的了解,也不知道不經(jīng)過(guò)可見(jiàn)的超新星爆炸,恒星是否能夠直接塌縮形成黑洞;還是超新星爆炸之后要先形成不穩(wěn)定的中子星,然后再繼續(xù)塌縮成為黑洞;從最初的恒星質(zhì)量到最后的殘骸質(zhì)量之間的關(guān)聯(lián)性也不完全的可靠。要解決這些不確定的問(wèn)題,還需要分析更多的超新星和超新星殘骸。
模型
恒星演化模型是一個(gè)可以用來(lái)計(jì)算恒星演化階段,從其形成直到成為殘骸的數(shù)學(xué)模型。恒星的質(zhì)量和化學(xué)組成是輸入的項(xiàng)目,亮度和表面溫度是僅有的限制。模型所依據(jù)的是物理學(xué)上的公式,通常都假定是在流體靜力平衡狀態(tài)。然后廣泛的使用電腦來(lái)計(jì)算,隨著時(shí)間的推移,恒星產(chǎn)生的變化狀態(tài)。可以用來(lái)確定恒星在赫羅圖跨越演化軌跡的關(guān)系圖,以及其他屬性不段變化的表 。精確的模型可以經(jīng)由它們物理性質(zhì)的比較,以及它們所匹配的演化軌跡,用來(lái)估計(jì)這顆恒星當(dāng)前的年齡 。
相關(guān)條目
星系的形成和演化
核合成
標(biāo)準(zhǔn)太陽(yáng)模型
恒星天文學(xué)年表
進(jìn)階讀物
Astronomy 606 (Stellar Structure and Evolution) lecture notes, Cole Miller, Department of Astronomy, University of Maryland
Astronomy 162, Unit 2 (The Structure & Evolution of Stars) lecture notes, Richard W. Pogge, Department of Astronomy, Ohio State University
Hansen, Carl J.; Kawaler, Steven D.; Trimble, Virginia. Stellar interiors: physical principles, structure, and evolution 2nd. Springer-Verlag. 2004. ISBN 0-387-20089-4
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