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2012-8-21 21:59
恒星和星云

摘要 :   在夜晚的星空你能看到的大多数的东西就是星星,用肉眼可以看到几千颗星星。恒星是一个热的氢气球,太阳是最典型最普通的一个例子。引力阻止气体蒸发到空中,由于恒星高温高密产生的压力可以避免恒星收缩。在恒星 ...

习斋2012-8-21 21:599090
/来自: sdss.org

  在夜晚的星空你能看到的大多数的东西就是星星,用肉眼可以看到几千颗星星。恒星是一个热的氢气球,太阳是最典型最普通的一个例子。引力阻止气体蒸发到空中,由于恒星高温高密产生的压力可以避免恒星收缩。在恒星的内核,温度和密度高到可以发生核聚变反应,并且这些反应产生的能量都以热和光的形式输送到恒星表面和辐射到空间。当聚变反应的燃料都耗尽,那么恒星的结构就改变了。通过核反应将轻元素转化为重元素,并且调解其内部结构以平衡引力和压力的过程,这个过程就叫做恒星演化。

  通过望远镜观察恒星可以让我们知道许多关于它的一些重要属性。恒星的颜色可以告诉我们它的温度,而温度是与恒星质量和演化阶段相关的。通常,观测同样可以让我们发现恒星的光度,或让我们知道以热和光发射能量的产能率。

  夜空中肉眼看到所有恒星就是我们的星系,银河系。银河系大概有1000亿颗恒星,还有大量的星际物质。它的形状就像嵌在一个圆形晕状里的扁盘,引力可以防止恒星散开,而恒星的运动又能使它们不致于汇聚在一起。银河没有明显的边界,恒星的分布随着与中心距离的增加而渐渐减少。SDSS可以观测到比肉眼看到的微弱一百万倍的恒星,也可以观测到足够远的银河的外部结构。

  恒星的颜色和光度:赫罗图

  天文学家常常做一些图表把恒星的光度和它们的颜色进行比较。早在20世纪初期首先提出这样的图表,那时天文学家拍取了成千上万的恒星光谱,按着光谱不同特征排成一个序列,用不同的字母来给恒星分类,它们随温度降低的次序是OBAFGKMLT。最热的恒星定为O型,最冷的恒星定为T型。E·赫兹普龙和H·N·罗素两个天文学家各自独立地开始研究,如果把恒星的光度与恒星的光谱(或者恒星的温度)做比较将会出现什么情况。他们已经知道某些恒星要比太阳更热更亮,而其它却比太阳更低更暗。赫兹普龙和罗素发现90%的恒星在一个窄的范围内,他们把这个范围叫做“主星序”。现在,我们把这个图表叫做“赫罗图”。

  天文学家又把每个字母的类型进一步的分为10种次型,即从0到9。0型是在光谱次型中最热的恒星,9是光谱次型中最冷的恒星。因此,B1型的恒星要比B2型的恒星要热;B9型的恒星要比A0型的恒星热。我们的太阳的温度是处于G型的高温端,它的表面有效温度有5770° K,因此我们把太阳叫做G2型恒星。

  光谱的类别给我们了一个方便的方法去指出大部分的恒星?D从温度超过25,000° K最热的O0型星,到温度冷到1,000° K的矮恒星。每颗恒星的光谱型都和一定的颜色相关:所有和太阳一样的G型星呈黄色,所有M型星都呈现红色,还有所有B型星都带点蓝色。因此,这个由字母和数字组成的系统告诉我们恒星在赫罗图水平轴(颜色或者温度)上的位置。

  两种可选择的系统近似地告诉我们一颗恒星在垂直轴的什么位置可以找到。一个系统利用绝对星等,是从目视星等或者是从地球看到的恒星亮度得来的星等。另外一个系统是用罗马数字,用最小的罗马数字(I)来表示最亮的恒星(超巨星),用最大的罗马数字(V)来表示暗一些的恒星(主序星)。

  下表给出了光谱和光度的一个完整分类。下图给出了包括有大约一百种类型恒星的赫罗图,底部的轴表示光谱型;顶端的轴表示绝对温度。左边的轴表示与太阳比较的光度(“10”表示这个恒星的光度要比太阳的光度高10倍);右边的轴表示绝对星等。

  星体演化

  恒星不是一个静止的物体。当恒星发生核反应消耗燃料的时候,它的结构和组成都在变化,并且影响着它的颜色和光度。因此,赫罗图不仅仅告诉我们许多恒星的颜色和光度,而且还能表示这些恒星在演化历史中所处的不同阶段。

  在主星序上的所有恒星的内部热量可以把四个氢原子聚变成一个氦原子,而且这一个氦原子的质量要比四个氢原子的质量轻0.7%。失去的质量转化为了能量,这个能量的释放产生恒星的光度。然而数亿年过去后,恒星内部剩余的氦堆积起来。当氦聚集了足够多以后,氦原子同样发生核反应。在这个反应中,三个氦原子转变成一个碳原子。氦原子燃烧的核反应是当恒星的内部温度达到更高的温度时发生的,这个更高的温度会使恒星的外表面膨胀,膨胀后恒星的体积要比它在主星序上的时候大得多。即使恒星得内核温度非常高,但是恒星表面的温度却比较低,这样就使得恒星得颜色要比以前变红。因此,随着时间得推移,恒星将要演变为红巨星,离开主星序的位置即赫罗图的中心区域转移到红巨星的位置,即赫罗图的右上方。

  不同恒星从主星序演化到红巨星所需的时间也不同。对于那些比较重和热的恒星, 如O型星, 演化成红巨星仅需要1千万年的时间。而对于那些比较轻和冷的恒星,像我们太阳, 需要100亿年的时间变为红巨星。这实际上提供了一种测试一群恒星的年龄的方法—通过制作一张恒星的H-R图,就可以看到哪类恒星已经演化离开主序阶段。

  最后,恒星中心的氦已燃烧殆尽。这时,恒星将如何变化取决于该恒星的质量。对于最重的恒星,超过我们太阳质量的6~8倍,它们的中心拥有足够的压力来燃烧碳, 一旦碳也耗尽, 它们将象超新星一样爆发,产生中子星或黑洞。相对小一些质量的恒星,则简单的燃烧殆尽,并失去它的外层部分,其外层部分将形成美丽的行星状星云,剩下的恒星核心部分变成一个炽热的白矮星。白矮星处于H-R图的左下角部位,那一个区域是埋葬死亡恒星的坟墓。



 

  星云
  起先,星云是指几乎除行星和彗星以外的所有的弥散天体。“nebula”一词来源于希腊语,本意义“云”。在天文学家还没有认识到星系是遥远恒星集合时,星系也称作星云,因为它们看上去模糊不清。现在,我们仍然保留了星云这个词,它代表是由大部分气体和尘埃组成的弥散天体。

  星云的形状和大小不同,形成的方式也不同。有些星云,恒星是由大量气体和尘埃云形成的;一旦恒星已经在这个星云中形成,它们的光将照亮这个星云,使我们得以看见它。这些恒星的形成区域正是发射和反射星云所处的地方,像右图所示著名的猎户座大星云。

  发射星云是高温气体云。在这个气体云中原子被来自附近恒星的紫外线所激发,它们释放出辐射然后在回到较低的能级的状态(氖灯也是同样发亮的)。发射星云通常是红色的,因为氢气是宇宙中最普遍的气体,它通常释放出红光。反射星云是那些仅反射邻近恒星或星团光的尘埃云。反射星云通常是蓝色的,因为蓝光比较容易散射。发射星云和反射星云通常可以一起观测到,它们有时被称作弥散星云。在某些星云,由于恒星形成区太密太厚连光线都无法通过。不要惊奇,它们被称为暗星云。

  另外一种星云称为行星状星云,它是由一个死亡的恒星形成的。当一个恒星燃烧了大量物质之后,它就再也无法继续进行它的核聚变反应,它的引力将会导致坍塌。当恒星坍塌时,它内部的热量会增加,这种内部的热量会形成一种持续数千年的恒星风,它将把恒星的外层物质吹散开。当外层物质被吹散开时,内核中剩余的热量仍进一步加热这些远离内核的气体,并使它们发光。这就形成了所谓的“行星状星云”(之所以这样称它,是因为它们在望远镜中看起来像巨大的气体行星),它是在一个小的内核外部环绕着发光气体外壳。天文学家们估计在我们的银河系中,大概有10,000个行星状星云。行星状星云是一般恒星演化进程中一段共同的阶段,但它是比较短的,仅持续约25,000年。

  那些质量大于太阳质量1.4倍的恒星,它们的生命终止时更加猛烈,它们会遗留下另外一种星云,称为超新星遗迹。当一个这样的恒星燃烧耗尽所有的燃料并坍塌时,巨大的振荡波高速横扫整个恒星,它的各个层将爆炸,并遗留下一个称为中子星的内核,和一个膨胀的壳形物质称为超新星遗迹。超新星的振荡波比使小质量恒星灭亡的星风要强烈很多。在遗留内核的附近,电子发射的辐射称为“同步加速辐射”,因为它们以接近于光的速度螺旋飞向中子星。这种辐射的紫外区域,电子被剥离或星云外层电离使它们发光。而且,喷射物质在膨胀时会横扫周围的气体和尘埃,产生振荡波,激发和电离超新星遗迹星云的气体,气体物质的密度尽管很低但温度极高(高达1,000,000° K)。最著名的超新星遗迹是金牛座蟹状星云(M1),如上图所示。内核的光亮来自于同步加速辐射,而外部区域多种颜色的发光来自多种气体的发射,包括电离氢产生的红光。

  褐矮星

  一些恒星在它们演化的生命周期开始之前就结束了,这样的“夭折恒星”就叫做褐矮星。褐矮星是个非常轻的氢气体球,不足以激发核反应来点燃它们的内核,它们的能量输出来自于引力。尽管褐矮星的存在理论上已经预言了很长时间,但是由于它们温度太低、颜色太暗,所以很难发现,直到五年前才发现第一颗褐矮星。质量最小的褐矮星实际上与木星非常相似,它们的光谱中有甲烷吸收线。恒星温度分类系统中的最后两个字母L和T,就是为了褐矮星才在最近加进去的。SDSS巡天与近红外线的进一步结合研究,发现了许多褐矮星,因为SDSS覆盖了天空中的大部分区域。SDSS可以看到非常微弱的物体,在它们光谱的红色部分加上一个过滤片。褐矮星引人注目的原因有两个:第一,它们能够告诉我们形成恒星所需要的最小质量,这将使我们获知恒星形成的条件。第二,褐矮星能够构成短缺质量,成为我们星系中的暗物质。


 

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