《天文学概论》论文

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1、《天文学概论》论文天文学概论公共基础选修课论文题目：《浅谈恒星的一生》摘要：距离我们最近的恒星，太阳，是我们地球生命循环的最原始动力。无论地球木身的存在是那么的巧合，但是太阳始终是驱动着这个太阳系的最原始的动力，如果太阳不亮了，那会怎样？所以自古以來，人们就开始观察太阳，了解我们的世界。通过科学家观察天空所得，太阳只是无数在天空中闪耀的恒星的其中之一。我们对宇宙和天空的探索，绝不仅仅止于了解太阳。而是了解我们的宇宙，了解恒星，了解它的诞生和演变。一、幼年篇恒星最初诞生于太空中的星际尘埃，科学家形彖地称Z为“星云

2、”或者“星际云”，其主要成分由氢组成，密度极小，但体积和质量巨大。密度足够人的星云在自身引力作用下，不断收缩、温度升高，当温度达到1000力度时其内部发生热核聚变反应，核聚变的结果是把四个氢原子核结合成一个氫原子核，并释放岀大量的原子能，形成辐射压，当压力增高到足以和自身收缩的引力抗衡时，一颗悄星诞生了。恒星形成的初始阶段几乎完全被密集的星云气体和灰尘所掩盖。通常，止在产生恒星的星源会通过在四周光亮的气体云上造成阴影而被观测到，这被称为包克球。质量非常小的原恒星温度不能达到足够开始氮的核融合反应，它们会成为棕矮

3、星。质量更高的原恒星，核心的温度可以达到1,000力K,可以开始质子-质子链反应将氢先融合成氛，再融合成Mo在质量略大于太阳质量的恒星，碳氮氧循坏在能量的产生上贡献了可观的数量。新诞生的恒星有各种不同的大小和颜色。光谱类型的范围从高热的蓝色到低温的红色，质量则从最低的0.085太阳质量到数十倍于太阳质量。恒星的亮度和颜色取决于表血的温度，而表而温度又由质量来决定2二、青年篇主序星阶段是一个相对稳定的长吋期，此过程是恒星以内部氢氨聚变为主要能源的发展阶段，是恒星的“青年时代”,也是恒星一牛中最长的黄金阶段，占据了

4、它整个寿命的90%o这段时间，恒星相对稳定，向外膨胀和向内收缩的两种力大致平衡，恒星•基本上不收缩也不膨胀，并且以几乎不变的恒定光度（所谓“光度”，就是指从恒星表面以光的形式辐射出的功率）发光发热，照亮周围的宇宙空间。但在其内部内部进行着剧烈的氢核聚变为氨核的反应，核反应产生的热能全部用于热和电磁辐射及微粒了辐射，恒星温度不变，在主序上的位置也不变，在屮心的氢耗尽时逐渐形成一个不再产能的氨核，使其温度不再改变即同温，当同温氨核质量达到恒星质量的10%-15%时，同温氨核开始顶不住星体的白吸引氨核会猛烈坍缩，释放

5、出巨大的引力能。但是质量越人的恒星在主序上停留的时间越短，1924年，爱丁顿发现：一个处在辐射平衡状态的理想气态球，其光度与质量的3.5次方成正比。恒星的寿命=燃料储备/燃料消耗率，燃料储备*质量，燃料消耗率*光度。一般，质量为M的主序星，寿命为1010年XM-2.5o质量大于6OH0的恒星，在主序的生存期短于1010年X60-2.5,即3.6X105年。三、中年篇当一颗恒星度过它漫长的青壮年期——主序星阶段，步入中年期时，它将首先变为一颗红□星。称它为“口星”，是突出它的体积□大。在□星阶段，恒星的体积将膨胀

6、到十亿倍Z多。它为“红”巨星，是因为在这恒星迅速膨胀的同时，它的外表面离中心越来越远，所以温度将随Z而降低，发出的光也就越來越偏红。不过，虽然温度降低了一些，可红巨星的体积是如此之大，它的光度也变得很大，极为明亮。肉眼看到的最亮的星中，许多都足红巨星。红巨星的外层人气虽然在膨胀和冷却，而它的星核却由于引力而在收缩形成镜像反应，核的密度和温度在不断升高。当星核温度超过1亿K时,星核小的氢元索被点燃,发生以氫为原料的核聚变。在一些质量较小的恒星上，氨的核聚变是突然发生的，即氨闪。通常，当恒星质量人于4MG）吋，恒星

7、对能会向红超巨星转化。在主星序末期，氢聚变的热核反应无法在中心区进行，星体塌缩，温度急剧上升。中心氮核温度可高达1亿度。此时恒星可发％两种核反应。其一是紧邻中心氨核的氧氨混合气休受热后重新引发氮聚变，氢燃烧层会逐渐向外扩展。其二是氨核处3发工的三个氮原子聚变成一个碳原子的聚变反应。由于两种核聚变产生的巨大能量以及轼聚变向外扩展的趋势，恒星的半径将比红巨星又增大许多借，表而温度也由几万度降至三四T度，成为红超巨星。较普通红巨星而言，红超1=1星半径要人的多，•其用于外层膨胀所消耗的能量要多得多，因此红超巨星的衣而

8、温度会更低些。此阶段过后，红巨星会发生爆炸，将其外壳物质抛散到宇宙空间中。大质量恒星会发生猛烈的人规模爆炸，当恒星爆炸时的绝对光度超过太阳的100倍（中心温度可达100亿度），即新星爆发时光度的10丿j倍时，这种爆发就被称为超新星爆发。质量小的恒星，屮心温度将不足以点燃氨聚变，它会在红巨星阶段停留很长时间，但是总有一天它也会爆发。四、晚年篇红巨星阶段后。恒星进入“晚年”。此时的恒星是很