星风吸积双星演化模型下的外赋agb星

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1、广西师范大学硕士学位论文束，恒星就进入AGB阶段，最后经过行星状星云演化为C-O白矮星；另一种是主序质量在2.38Me之间的中等质量星，如图2-2是5Me恒星在赫-罗图中的演化轨迹。与小质量星演化不同的是，其氢燃烧将直接跨越赫-罗图中的空隙区进入氦燃烧阶段，随之经历AGB的演化后成为一颗白矮星或超新星。2.1主序前阶段标准的宇宙学模型认为，大约150亿年前，宇宙起源于一个密度无穷大而体积无穷小的“奇点”。这个奇点所代表的时间被称为“宇宙诞生时刻”。从此刻起到之后的万分之一秒止，在这段时间内究竟发生了什么事情、量子效应如何导致大爆炸？这些问题至今尚未清楚。目前一般认为，

2、在“宇宙诞生时刻”到之后的万分之一秒的时间间隔内，四种基本的相互作用（引力、电磁力、弱力和强力）完成了由统一逐步走向分离的物理过程。到“宇宙诞生时刻”之后的万分之一秒，宇宙处于极端的物理条件下，这时单个粒子还难以独立存在。随着宇宙的不断膨胀和冷却，夸克、轻子和Higgs粒子等基本粒子相继出现，当夸克被囚禁，也就产生了质子、中子等强子。再到“宇宙诞生时刻”后的3分46秒，宇宙已通过原初核合成生成了大多数的氢和少部分的氦。这些成分主要是氢和氦的气体云。气体云又由于自身的引力不稳定性发生塌缩、碎裂，并凝聚成原始星云。原始星云中的部分物质进一步塌缩、凝聚成原恒星。当原恒星内部

3、达到流体静力学平衡且处于完全对流状态时，它就被称为主序前恒星。这种天体在赫-罗图中的位置对应于林忠四郎线。主序前恒星其内部温度过低，不能发生热核反应。为补偿由表面辐射出去的能量，恒星只能收缩，而且是准静态的均匀收缩。恒星收缩释放出的引力能一部分用于补偿向外的辐射；一部分用于增加热能，使恒星内部温度升高。当恒星内部的温度升高到一定程度时，恒星便离开林忠四郎线向零龄主序（ZeroAgeMainSequence，简称ZAMS）演化。2.2主序阶段当恒星到达零龄主序时，温度可达到107K以上，这时恒星内部的氢开始燃烧，恒星开始了主序阶段的演化。在赫-罗图上，其位置也将离开主序

4、往右向林忠四郎线的方向移动。在此过程中，第一代恒星只能通过3个p-p链进行氢燃烧，这3个反应链如下：p–pI链：p+p®2H+e++ν，ep+p+e®H+ν，2 e2H+p®3He+γ，3He+3He®4He+2p；p–pII链：3He+4He®7Be+γ，7Be+e®7Li+ν，e7Li+p®8Be+γ®24He；4广西师范大学硕士学位论文p–pIII链：7Be+p®8B+γ，88 eB®Be+e++ν，8B®24He.对于第二代和第三代恒星（如太阳），它们在氢燃烧阶段开始时，已含有少量的C和N，因此可通过CN循环由H合成He。即：p+12C®13N+γ，1313N

5、®C+e++ν，ep+C®N+γ，p+14N®15O+γ，131415O®15N+e++ν，p+15N®12C+4He.e除CN循环外，还有两个循环，其中一个是以16O为催化剂的：p+16O®17F+γ，1717F®O+e++ν，ep+17O®14N+α，p+14N®15O+γ，15O®15N+e++ν，p+15N®16O+γ.e它与CN循环合称为CNO循环。另一个为Ne-Na循环，即：p+Ne®Na+γ，21Na®21Ne+e++ν，2021 ep+21Ne®22Na+γ，22Na®22Ne+e++ν，ep+22Ne®23Na+γ，p+23Na®20Ne+α.此外，

6、在低温时还会发生Mg-Al循环：p+Mg®Al+γ，25Al®25Mg+e++ν，2425 ep+Mg®Al+γ，26262526Al®Mg+e++ν，ep+Mg®Al+γ，p+27Al®24Mg+α.2627当恒星的温度和密度增加到一定程度后，就会发生热CNO循环，即：p+C®N+γ，p+13N®14O+γ，1213p+O®N+e++γ，p+15N®12C+α.1415尽管恒星的氢燃烧以多种反应链进行，但其主要产物还是4He。另外由于恒星化学组成中氢的含量最多，且其反应速率极慢，恒星几乎90%以上的时间要处于中心核内氢燃烧。因此赫-罗图中的主序有一定的宽度。对于主序

7、上的恒星，有五条规律支配着它们在整个主序阶段的性质：主序恒星的质量越大，恒星就越亮、越热、它们的颜色越蓝、寿命越短、数量越少。虽然主序星的质量有差别，但其大小却是大致相同的。随着恒星内部氢不断的燃烧合成成氦，氢的含量不断减少，而氦的含量不断增加，最终形成一个电子简并的、密度较高的氦核心，在氦核心的外边缘处是燃烧着的氢壳层。当氢的质量减少为原来的10%时[17]，恒星中心的氦核心向内收缩，而外包层向外膨胀，释放出氢燃烧所产生的能量。与此同时，恒星的表面温度下降而光度增加。恒星结束主序阶段的演化，向红巨星过渡。5广西师范大学硕士学位论文2.1红巨星及早期