恆星的知識

恆星是由熾熱氣體組成的，是能自己發光的球狀或類球狀天體。由於恆星離我們太遠，不借助於特殊工具和方法，很難發現它們在天上的位置變化，因此古代人把它們認為是固定不動的星體。我們所處的太陽系的主星太陽就是一顆恆星。

1.1恆星演化

恆星結構恆星都是氣體星球。晴朗無月的夜晚，且無光汙染的地區，一般人用肉眼大約可以看到6000多顆恆星。藉助於望遠鏡，則可以看到幾十萬乃至幾百萬顆以上。估計銀河系中的恆星大約有1500-2000億顆。恆星的兩個重要的特徵就是溫度和絕對星等。大約100年前，丹麥的艾依納爾·赫茨普龍(Einar Hertzsprung)和美國的享利·諾里斯·羅素(Henry Norris Russell )各自繪製了查詢溫度和亮度之間是否有關係的圖，這張關係圖被稱為赫羅圖，或者H—R圖。在H-R圖中，大部分恆星構成了一個在天文學上稱作主星序的對角線區域。在主星序中，恆星的絕對星等增加時，恆星的演變其表面溫度也隨之增加。90%以上的恆星都屬於主星序，太陽也是這些主星序中的一顆。巨星和超巨星處在H—R圖的右側較高較遠的位置上。白矮星的表面溫度雖然高，但亮度不大，所以他們只處在該圖的中下方。

1.2恆星演化

恆星在其生命期內（發光與發熱的期間）的連續變化。生命期則依照星體大小而有所不同。單一恆星的演化並沒有辦法完整觀察，因為這些過程可能過於緩慢以致於難以察覺。因此天文學家利用觀察許多處於不同生命階段的恆星，並以計算機模型模擬恆星的演變。 天文學家赫茨普龍和哲學家羅素首先提出恆星分類與顏色和光度間的關係。恆星——赫羅圖系，建立了被稱為“赫-羅圖的”恆星演化關係，揭示了恆星演化的秘密。“赫-羅圖”中，從左上方的高溫和強光度區到右下的低溫和弱光區是一個狹窄的恆星密集區，我們的太陽也在其中；這一序列被稱為主星序，90%以上的恆星都集中於主星序內。在主星序區之上是巨星和超巨星區；左下為白矮星區。

1.3恆星形成

在宇宙發展到一定時期，宇宙中充滿均勻的中性原子氣體雲，大體積氣體雲由於自身引力而不穩定造成塌縮。這樣恆星便進入形成階段。在塌縮開始階段，氣體雲內部壓力很微小，物質在自引力作用下加速向中心墜落。當物質的線度收縮了幾個數量級後，情況就不同了，一方面，氣體的密度有了劇烈的增加，另一方面，由於失去的引力位能部分的轉化成熱能，氣體溫度也有了很大的增加，氣體的壓力正比於它的密度與溫度的乘積，因而在塌縮過程中，壓力增長更快，這樣，在氣體內部很快形成一個足以與自引力相抗衡的壓力場，這壓力場最後制止引力塌縮，從而建立起一個新的力學平衡位形，稱之為星坯。 星坯的力學平衡是靠內部壓力梯度與自引力相抗衡造成的，而壓力梯度的存在卻依賴於內部溫度的不均勻性（即星坯中心的溫度要高於外圍的溫度），因此在熱學上，這是一個不平衡的系統，熱量將從中心逐漸地向外流出。這一熱學上趨向平衡的自然傾向對力學起著削弱的作用。於是星坯必須緩慢的收縮，以其引力位能的降低來升高溫度，從而來恢復力學平衡；同時也是以引力位能的降低，來提供星坯輻射所需的能量。這就是星坯演化的主要物理機制。

最新觀測發現S1020549恆星下面我們利用經典引力理論大致的討論這一過程。考慮密度為ρ、溫度為T、半徑為r的球狀氣雲系統，氣體熱運動能量：ET= RT= T (1) 將氣體看成單原子理想氣體，μ為摩爾質量，R為氣體普適常數。為了得到氣雲球的的引力能Eg，想象經球的質量一點點移到無窮遠，將球全部移走場力作的功就等於-Eg。當球質量為m，半徑為r時，從表面移走dm過程中場力做功：dW=- =-G( )1/3m2/3dm(2) 所以：-Eg=- ( )1/3m2/3dm= G( M5/3。於是：Eg=- (2)。氣體雲的總能量： E=ET+EG (3)。靈魂星雲將形成新的行星熱運動使氣體分佈均勻，引力使氣體集中。現在兩者共同作用。當E>0時熱運動為主，氣雲是穩定的，小的擾動不會影響氣雲平衡；當E

1.4恆星穩定期

主序星階段在收縮過程中密度增加，我們知道ρ∝r-3，由式(4),rc∝r3/2,所以rc比 r減小的更快，收縮氣雲的一部分又達到新條件下的臨界，小擾動可以造成新的區域性塌縮。如此下去在一定的條件下，大塊氣雲收縮為一個凝聚體成為原恆星，原恆星吸附周圍氣雲後繼續收縮，表面溫度不變，中心溫度不斷升高，引起溫度、密度和氣體成分的各種核反應。產生熱能使氣溫升的極高，氣體壓力抵抗引力使原恆星穩定下來成為恆星，恆星的演化是從主序星開始的。

哈勃觀測到兩顆燃燒劇烈的超級恆星恆星的成份大部分是H和He，當溫度達到104K以上，即粒子的平均熱動能達1eV以上，氫原子透過熱碰撞就充分的電離了（氫的電離能是13.6eV），在溫度進一步升高後，等離子氣體中氫核與氫核的碰撞就可能引起核反應。對純氫的高溫氣體，最有效的核反應系列是所謂的P-P鏈：其中主要是2D(p,γ)3He反應。D含量只有氫的10-4左右，很快就燃完了。

如果開始時D比3He含量多，則反應生成的3H可能就是恆星早期3He的主要來源，由於對流到達恆星表面的這種3He,有可能還保留到現在。 Li,Be,B等輕核和D一樣結合能很低，含量只是H 的2×10-9K左右，當中心溫度超過3×106K就開始燃燒，引起（p,α）和（p,α）反應，很快成為3He和4He。中心溫度達到107K，密度達到 105kg/m3左右時，產生的氫轉化為He的41H→4He過程。這主要是p-p和CNO迴圈。同時含有1H和4He是發生p-p鏈反應，有以下三個分支組成：p-p1(只有1H) p-p2(同時有1H、4He) p-p3或假設1H 和4He的重量比相等。隨溫度升高，反應從p-p1逐漸過渡到p-p3，而當T>1.5×107K時，恆星中燃燒H的過程就可過渡到以CNO迴圈為主了。

當恆星內混雜有重元素C和N時，他們能作為觸媒使1H變為4He，這就是CNO迴圈，CNO迴圈有兩個分支：或總反應率取決於最慢的14N(p,γ)15O、15N的(p,α)和(p,γ)反應分支比約為2500：1。

前面我們提到恆星的演化是從主星序開始的，那麼什麼是主星序呢？等H穩定地燃燒為He時，恆星就成了主序星。人們發現有百分之八十至九十的恆星都是主序星，他們共同特徵是核心區都有氫正在燃燒，他們的光度、半徑和表面溫度都有所不同，後來證明：主序星的定量上差別主要是質量不同，其次是他們的年齡和化學成份，太陽這段歷程約千萬年。

觀察到的主序星的最小質量大約為0.1M。模型計算表明，當質量小於0.08M時，星體的收縮將達不到氫的點火溫度，從而形不成主序星，這說明對於主序星它有一個質量下限。觀察到的主序星的最大質量大約是幾十個太陽質量。理論上講，質量太大的恆星輻射很強，內部的能量過程很劇烈，因此結構也越不穩定。但是理論上沒有一個質量的絕對上限。

當對某一星團作統計分析時，人們卻發現主序星有一個上限，這說明什麼？我們知道，主序星的光度是質量的函式，這函式可分段的用冪式表示：L∝Mν。其中υ不是一個常數，它的值大概在3.5到4.5之間。M大反映主序星中可供燃燒的質量多，而L大反映燃燒的快，因此主序星的壽命可近似用M與L的商標來標誌：T∝M-(ν-1)即主序星壽命隨質量增大而按冪律減小，如果整個星團已存在的年齡為T，那就可以由T與M的關係式求出一個截止質量MT。質量大於MT的主序星已結束核心的H燃燒階段而不是主序星了，這就是觀察到由大量同年齡星組成的星團有上限的原因。 現在我們就討論觀測到的恆星中大部分是主序星的原因，表1根據一25M的恆燃燒階段點火溫度(K) 中心溫度(g. cm-3) 持續時間(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。Si:3.5×109 1×108 3×10-3。燃燒階段的總壽命7.5×106。

星演化模型，列出了各種元素的點火溫度及燃燒所持續的時間。從表上看出，原子序數大的核有更高的點火溫度，Z大的核不僅難於點火，點火後燃燒也更劇烈，因此燃燒持續的的時間也就更短。這顆25M的表1 25M恆星演化模型，模型星的燃燒階段的總壽命為7.5×106年，而其中百分之九十以上的時間是氫燃燒階段，即主星序階段。從統計角度講，這表明找到一顆處於主星序階段的恆星機率要大。這正是觀察到的恆星大多數為主序星的基本原因。

1.5恆星晚年

主序後的演化由於恆星形成是它的主要成份是氫，而氫的點火溫度又比其他元素都低，所以恆星演化的第一階段總是氫的燃燒階段，即主序階段。在主序階段，恆星內部維持著穩衡的壓力分佈和表面溫度分佈，所以在整個漫長的階段，它的光度和表面溫度都只有很小的變化。下面我們討論，當星核區的氫燃燒完畢後，恆星有將怎麼進一步演化？

恆星在燃燒盡星核區的氫之後，就熄火，這時核心區主要是氦，它是燃燒的產物，外圍區的物質主要是未經燃燒的氫，核心熄火後恆星失去了輻射的能源，它便要引力收縮是一個起關鍵作用的因素。一個核燃燒階段的結束，表明恆星內各處溫度都已低於在該處引起點火所需要的溫度，引力收縮將使恆星內各處的溫度升高，這實際上是尋找下一次核點火所需要的溫度，引力收縮將使恆星內各處的溫度全面的升高，主序後的引力收縮首先點著的不是核心區的氦（它的點火溫度高的太多），而是核心與外圍之間的氫殼，氫殼點火後，核心區處於高溫狀態，而仍沒核能源，它將繼續收縮。這時，由於核心區釋放的引力位能和燃燒中的氫所釋放的核能，都需要透過外圍不燃燒的氫層必須劇烈地膨脹，即讓介質輻射變得更透明。而氫層膨脹又使恆星的表面溫度降低了，所以這是一個光度增加、半徑增加、而表面變冷的過程，這個過程是恆星從主星序向紅巨星過渡，過程進行到一定程度，氫區中心的溫度將達到氫點火的溫度，於是又過渡到一個新階段--氦燃燒階段。在恆星中心發生氦點火前，引力收縮以使它的密度達到了103g. cm-3的量級，這時氣體的壓力對溫度的依賴很弱，那麼核反應釋放的能量將使溫度升高，而溫度升高反過來又加劇核反應速率，於是一旦點火，很快就會燃燒的十分劇烈，以至於爆炸，這種方式的點火稱為“氦閃光”，因此在現象上會看到恆星光度突然上升到很大，後來又降的很低。

另一方面，當引力收縮時它的密度達不到103g. cm-3量級，此時氣體的壓力正比與溫度，點火溫度升高導致壓力升高，核燃燒區就會有所膨脹，而膨脹導致溫度降低，因此燃燒就能穩定的進行，所以這兩種點火情況對演化程序的影響是不同的。 恆星在發生“氦閃光”之後又怎麼演變呢？閃光使大量能量的釋放很可能把恆星外層的氫氣都吹走，剩下的是氦的核心區。氦核心區因膨脹而減小了密度，以後氦就有可能在其中正常的燃燒了。氦燃燒的產物是碳，在氦熄火後恆星將有一個碳核心區氦外殼，由於剩下的質量太小引力收縮已不能達到碳的點火溫度，於是它就結束了以氦燃燒的演化，而走向熱死亡。

由於引力塌縮與質量有關，所以質量不同的恆星在演化上是有差別的。M