天体的起源和演化.ppt

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1、SchoolofEarthandSpaceSciences天体的起源和演化 Still waters run deep.流静水深流静水深,人静心深人静心深 Where there is life,there is hope。有生命必有希望。有生命必有希望SchoolofEarthandSpaceSciences一恒星的演化恒星的主要观测特征：1.H-R图式恒星演化的重要资料。从H-R图上可以看出，90%以上的恒星集中在主星序，其它星序的恒星是很少的。除了由”单个恒星”所绘出的H-R图外，天文学家还绘出了星团的H-R图。疏散星团的H-R图和球状星团的H-R图差别很大。这些差异，下面将会支出是反映

2、了星团的年龄，也就是反映了处于不同演化阶段的恒星，。疏散星团球状星团SchoolofEarthandSpaceSciences2.恒星的化学组成也是一个重要资料。观测正米昂恒星的化学组成差别很小。恒星中最丰富的元素是氢，其次是氦，重元素的含量远小于氢和氦的含量。3.恒星的光度弥散很大。绝对星等有的亮到-9m，有的微弱到19.6m，即恒星的光度相差可达两千八百亿倍之巨。4.恒星的直径有比太阳大千倍的红巨星，也有仅仅是太阳万分之一的中子星。5.恒星密度差异惊人。白矮星为107g/cm3左右，中子星内部为1014g/cm3；而一些巨星，超巨星密度只有10-9g/cm3。6.表面温度有的不到一千度，有

3、的却超过10万度。SchoolofEarthandSpaceSciences7.磁场强度也是多种多样的。中子星的磁场强度为1012-1013G。白矮星为107G;太阳普遍磁场也有几高斯，有的恒星磁场更小。8.自转角速度一本来说早型星较大、晚型星较小。自转速度一般为几十-几百公里每秒，唯有中子星达几千公里每秒。9.恒星的物理特性多种多样，但质量差异不显著，最多只有上千倍之差。10.除了正常的恒星以外，氦发现了数以万计的大量特殊类型的恒星，如脉动变星、新星、超新星、脉冲星等。多样种类的恒星，为恒星演化提供了丰富的材料，是恒星演化学的观测基础和依据。11.近年来研究恒星的一个重要资料是证明了恒星的年

4、龄是多种多样的。球状星团的年龄在109-1010年，疏散星团的年龄一般小于109年；星协的年龄为105年左右，一些抛射物质的不稳定星位108年。对于光度很大的O型星、B型星，年龄一般为108年。SchoolofEarthandSpaceSciences决定恒星特性的两个主要因素是恒星的初始质量和化学组成。由观测可知，恒星形成要有一定的质量，一般恒星的质量范围是0.1太阳质量60太阳质量。质量太低，若小于0.08太阳质量的天体，靠自身引力不能压缩它的中心区达到热核反应并自身发可见光，如太阳系的木星有红外辐射源，就不能称恒星。大于60太阳质量的天体，由自身引力压缩，中心很快达到高温，辐射压大大超过

5、物质压，很不稳定，目前还未发现。分析恒星光球的谱线可以获悉恒星的化学组成大部分星最初含有70%氢，28%为氦，其它为重元素，但重元素的比例差别很大。富重元素的星称为星族I，认为是晚期形成的；贫重元素的星叫星族II，认为是早期形成的。同自然界一切事物一样，恒星也有生老病死。恒星也经历着从发生、发展到衰亡的过程。恒星演化问题的基本认识是20世纪后半叶天文学的最大成就之一。概括地说，恒星的一生大体上是这样度过的：星云分子云球状体原恒星年轻的恒星中年恒星老年恒星衰老和死亡。总的来说，恒星在引力作用下诞生，也在引力作用下死亡。引力快收缩阶段引力慢收缩阶段主序星阶段红巨星阶段红巨星之后的演化阶段（脉动阶段

6、）爆发阶段最后阶段SchoolofEarthandSpaceSciences引力快收缩阶段引力慢收缩阶段主序星阶段红巨星阶段红巨星之后的演化阶段（脉动阶段）爆发阶段最后阶段快收阶段是从星际云向恒星过渡的阶段。开始收缩时，星际云的温度很低，密度也低，引力占压倒优势，收缩很快，物质几乎是向中心部分自由降落，在几万年到上百万年时间内，密度就增加十几个数量级，直到内部温度逐渐升高，使得大气微粒热运动所产生的气体压力，辐射压力，湍流压力，自转所产生的惯性离心力等与引力不可相比。在快收缩阶段，恒星的能源是收缩时释放的引力势能，不存在平衡结构。SchoolofEarthandSpaceSciences引力快

7、收缩阶段引力慢收缩阶段主序星阶段红巨星阶段红巨星之后的演化阶段（脉动阶段）爆发阶段最后阶段在快收缩过程中，星云内部的温度逐渐增高，压力不断增大，当压力增到近似与引力相等时，开始建立平衡结构，这时星云由快收缩过程转化为慢收缩过程。在慢收缩阶段，主要能源仍然是收缩时释放的引力势能，在慢收缩的末期，当中心温度升到80万度以上时，内部开始出现热核反应，这种热核反应成为这一阶段除了引力收缩以外的另一种能源，最先出现的是下列反应：3H+1H3He+温度升高到300万度左右，又出现了下列核反应：7Li+1H24He+当温度再增至350万度时，就出现：9Be+1H6Li+4He+和其他一些涉及、i、e、等轻元

8、素的核反应。由于这些元素含量低，而且反应不是循环式的，因此，在反应过程中轻元素的核很快就消耗完了，所以这类核反应只能在短时期内供应能量。SchoolofEarthandSpaceSciences引力快收缩阶段引力慢收缩阶段主序星阶段红巨星阶段红巨星之后的演化阶段（脉动阶段）爆发阶段最后阶段不同质量的恒星，收缩的时间不同，质量等于太阳的恒星，慢收缩阶段长约7500万年，15M的恒星，约6万年，0.2M的恒星，则长达17亿年。引力收缩阶段为主序前阶段。星际云收缩为原恒星。SchoolofEarthandSpaceSciences慢收缩阶段，星际云已完全转化为恒星，物质不再是透明的。内部的结构越靠近

9、中心，温度和密度都越高。该阶段主要是红光，恒星表面温度为3000左右。这时能量转移已不是对流，而主要是靠辐射了。观测到的一种金牛座T型变星就是出于这种慢收缩阶段的年轻恒星，在H-R图上这类变星位于主星序下半段的上面区域内。银河系内这种变星是很多的，目前已发现的有1500多个。如果质量在0.3M-3M范围内的恒星，慢收缩阶段多半以金牛座T型变星的形态出现。金牛座金牛座T星星SchoolofEarthandSpaceSciences引力快收缩阶段引力慢收缩阶段主序星阶段红巨星阶段红巨星之后的演化阶段（脉动阶段）爆发阶段最后阶段当恒星中心温度继续增高到700万度时，氢聚变为氦的核反应开始，并放出大量

10、的能量，使压力增高到与引力完全平衡，这时恒星停止收缩，处于严格的流体力学平衡状态。恒星演化进入以内部氢核聚变为氦核作为主要能源的那个阶段称为主星序阶段，或叫作主序阶段，主序星和主序后星的结构是不同的。SchoolofEarthandSpaceSciences引力快收缩阶段引力慢收缩阶段主序星阶段红巨星阶段红巨星之后的演化阶段（脉动阶段）爆发阶段最后阶段恒星演化到主序阶段，不同质量的恒星，进入主星序的不同位置，质量越大，位置越高，即光越大，表面温度越高。通常把刚好到达主星序的恒星年龄定为零。所以年龄为零的恒星组成的序列称为零龄主序零龄主序。对于主序星，就是属于主星序的恒星，主要的核反应是质子质子

11、反应和碳氮循环。一般质量约小于1.5M的恒星，内部核反应以质子质子的反应为主；而质量约大于1.5M的恒星，内部核反应以碳氮循环为主，对太阳而言，目前质子质子反应约占内部热核反应的96%，碳氮循环约占4%。由于恒星里氢极为丰富，而且氢聚变为氦的核反应相对进行得比较平缓，恒星在主星序上可以停留很长时间。事实上，主星序阶段是恒星一生中最长的一个阶段，但质量不同的恒星在主星序停留的时间不同，质量越大，停留的时间越短。太阳在主星序可以停留100亿年（从现在算起至少50亿年内太阳还是稳定的）；15M只能停1000万年，0.2M则停留1万亿年。恒星在主星序阶段是比较稳定的，虽然也有不稳定现象，如太阳的耀斑爆

12、发等，但一般说来，是局部性质的，对整体影响不大。SchoolofEarthandSpaceSciences根据恒星起源演化的理论，主序星有一质量的极限，即约为0.08M，如果恒星的质量小于这个数字，其中心温度和密度不可能高到足以产生氢聚变为氦的核反应，它们只能靠引力收缩发光。因此，这些小质量的星不经过主星序，直接由红矮星转化为黑矮星，耀星就是处于慢收缩阶段、质量小于0.08M的恒星，是目前还在引力收缩的红矮星。引力快收缩阶段引力慢收缩阶段主序星阶段红巨星阶段红巨星之后的演化阶段（脉动阶段）爆发阶段最后阶段SchoolofEarthandSpaceSciences引力快收缩阶段引力慢收缩阶段主序

13、星阶段红巨星阶段红巨星之后的演化阶段（脉动阶段）爆发阶段最后阶段恒星内部越靠近中心，温度越高，所以主序星内部的氢核聚变反应是在中心部分进行的，越靠近中心，氢会过早地被消耗殆尽，被合成氦，这样，在中心部分便出现了一个由氦组成的核心。由于温度还不够高，氦的核反应不能进行，氦核不产能，因此是等温的。等温氦核的周围是氢燃烧的壳层，随着时间的推移，等温氦核越来越大，因氦核不产能，所以维持平衡越来越困难，当氦的质量达到某一极限时，（对于质量大于1.5M的恒星，氦核的质量达到总质量的10%时），恒星的结构将发生很大变化，此时氦核开始收缩，收缩释放的引力能中一部分使氦核温度升高，另一部分则转移到外部，使外部膨

14、胀，体积急剧增大，表面温度降低，恒星便脱离主星序，开始向红巨星演化，质量特别大的恒星，则向超巨星演化。SchoolofEarthandSpaceSciences引力快收缩阶段引力慢收缩阶段主序星阶段红巨星阶段红巨星之后的演化阶段（脉动阶段）爆发阶段最后阶段恒星从主星序向红巨星演化过程中，等温氦核的氢燃烧壳层是主要的能源，核心的收缩，使温度升高，密度变大，当温度达到一亿度时，密度达到105克/厘米3，氦开始点火，氦核开始聚变为铍核，铍核又很快和另一氦核反应，结合成碳核，这两种反应都产生光子：4He4He8Be8Be4He12CSchoolofEarthandSpaceSciences在氦核聚变阶

15、段里，恒星内部的物理状况会发生变化，导致外层收缩，使恒星表面积减小，表面温度升高。总的来说，恒星脱离主星序以后，向红巨星演化，但演化途径非常复杂，有的恒星甚至不止一次地成为红巨星。低质量星由主序上升到巨星支，核闪和降到水平支，再升到渐近巨星支（简称AGB星），最后演变为行星状星云和白矮星。不同质量的恒星演化途径是不同的。引力快收缩阶段引力慢收缩阶段主序星阶段红巨星阶段红巨星之后的演化阶段（脉动阶段）爆发阶段最后阶段SchoolofEarthandSpaceSciences在下图中标出光度和温度外，还有等半径线即虚斜线，一颗星在这图上自左向右演化，表示它的表面温度在降低，半径在增大。质量大的恒星

16、（如图中5M、10M）演化进程从右方（即红巨星）向左移，在离主星序不同距离处，又沿不同演化程回到右方，这样可以来回几次，但并不是重复上次。它们来回移动时跨过的赫罗图上有一狭窄带称为不稳定区（如造父变星的区域）。质量小于1.5M的恒星。值得一提，大质量的原恒星演化的速度非常快，这一阶段只需要数千年；而最小质量的原恒星完成这一演化阶段则需要数亿年之久。引力快收缩阶段引力慢收缩阶段主序星阶段红巨星阶段红巨星之后的演化阶段（脉动阶段）爆发阶段最后阶段SchoolofEarthandSpaceSciences引力快收缩阶段引力慢收缩阶段主序星阶段红巨星阶段红巨星之后的演化阶段（脉动阶段）爆发阶段最后阶段

17、恒星的脉动，是恒星离开红巨星阶段后，可能演化的过程之一。在赫罗图上部有一个脉动不稳定区，恒星在演化中离开红巨星区域后，就来到这个不稳定区。因为在这个区域内，还发现有不脉动的恒星，所以只能说来到该区的恒星有一部分脉动起来，周期性地膨胀和收缩。在红巨星阶段，氦的燃烧是十分猛烈的，这样，恒星的温度很快升高，致使核心膨胀，外层则收缩，恒星在赫罗图上从红巨星向左方演化，温度和密度增高到一定的程度，碳氢进一步聚变为氧，以后再变为氖、铁，以及其他更重的元素。中心部分温度高，氦首先耗完，这样，恒星内部结构可能是：最中心部分可能是一个等温的碳和氧的核心，其外部为氦燃烧壳层，再外是氦未燃烧的壳层，再外层是氢燃烧的

18、壳层，最外面是不产能的包层。再往后演化，合成重元素的种类越来越多，恒星的结构越来越复杂。SchoolofEarthandSpaceSciences在未燃烧的氦壳层中，氦处于电离状态，此区域的温度分布使一次电离氦原子处于部分的二次电离状态，在此区域的外边界处，温度不够高，氦原子不能二次电离，靠此区域下面，由于温度较高，氦原子有一小部分处于二次电离，越靠下面，温度越高被二次电的氦原子越多，至此，区内边界，全部氦原子都被二次电离，这个区起着维持脉动的作用。恒星收缩时，热能增加到比抗吸引所需要的能量多，多余的部分就转分为电离能而储存起来，二次电离的氦原子增多。由于电离吸收的能量多，使温度不能升高。当恒

19、星膨胀时，热能减小，储存的能量便自动起来补充，二次电离氦原子（即氦核）和自由电子复合，回到一次电离的氦原子，复合时放出所需要的能量，使温度不降低，脉动得以继续下去。氦二次电离的区域太深，维持脉动区的不是它，而是它上面的氢电离区。脉动变星须受到小的扰动才能脉动起来，在脉动不稳定区里的那些不脉动的星可能就是未受到扰动的星。引力快收缩阶段引力慢收缩阶段主序星阶段红巨星阶段红巨星之后的演化阶段（脉动阶段）爆发阶段最后阶段SchoolofEarthandSpaceSciences引力快收缩阶段引力慢收缩阶段主序星阶段红巨星阶段红巨星之后的演化阶段（脉动阶段）爆发阶段最后阶段恒星经过脉动阶段后，还要经历一

20、个大量抛射物质的爆发阶段，恒星抛失质量在演化中起着不可忽视的作用。爆发的方式多种多样，例如行星状星云就是恒星爆发方式之一的产物，云物质是恒星抛射出来的。恒星在几万年内，大致连续地抛射大量的物质。到六十年代，人们才肯定，行星状星云的核心是演化到晚期的恒星，其核心是由碳核组成，中层有氦，外层有氢。关于爆发原因，目前尚无定论。有一种可能，是中外层的氦和氢落入核心部分，迅速聚变，释放大量能量，引起大量物质的抛射。另一种可能，是恒星内氦聚变区域已延伸到外层，当接近恒星表面时，光度迅速增大，辐射压力也随着增大，导致大量物质的流出和星云的形成。SchoolofEarthandSpaceSciences引力快

21、收缩阶段引力慢收缩阶段主序星阶段红巨星阶段红巨星之后的演化阶段（脉动阶段）爆发阶段最后阶段还有的爆发方式是超新星、新星、再发新星和矮新星的爆发。它们都比行星状星云核心星的爆发猛烈，它们彼此间的差别也主要是爆发的猛烈程度不同。对爆发不猛烈的再发新星和矮星新星，人们已经观测到多次爆发。它们隔一段时间爆发一次，但时间间隔很长，超新星爆发最猛烈，有的爆发后就全部瓦解成许多碎块和大量的弥漫物质，有的则留下一部分物质，成为一个质量比原来小的多的高密恒星。恒星爆发大量抛射物质的阶段，流体力学平稳已不再成立。理论计算很困难，所以到现在还没有得出令人满意的定量结果。SchoolofEarthandSpaceSc

22、iences引力快收缩阶段引力慢收缩阶段主序星阶段红巨星阶段红巨星之后的演化阶段（脉动阶段）爆发阶段最后阶段现代恒星的起源和演化研究表明，白矮星、中子星、黑洞，是恒星演化的最后阶段，具体演化成这三种形态的哪一类，要取决于恒星的质量。恒星在核能耗尽后，如果它的质量小于1.44M（钱德拉塞卡极限），就将成为白矮星；如果它的质量在1.442M之间，就会成为中子星，如果质量超过2M（奥本海默极限），就会演化成黑洞。质量范围恒星的结局M长寿命的黑矮星1M/M36白矮星+行星状星云，质量损失36M/M58（1）12C+12C简并碳点火，爆燃或爆轰（2）脉动促进质量损失演化为白矮星58M/M60100核心坍

23、缩+超新星 中子星某些成为黑洞SchoolofEarthandSpaceSciences引力快收缩阶段引力慢收缩阶段主序星阶段红巨星阶段红巨星之后的演化阶段（脉动阶段）爆发阶段最后阶段中子星，白矮星都是靠冷却而发光，不再燃烧。中子星的温度比白矮星高，能量消耗较快，寿命只有几亿年，而白矮星的寿命可达十几亿年，当热能消耗完后，白矮星、中子星都将演化成不发光的黑矮星，黑矮星已不再是恒星，而只是恒星的残骸。恒星的一生到了黑矮星就结束了。但黑矮星仍是一个天体，这种天体将进一步演化，有的转化为弥漫物质，以后弥漫物又集为恒星；有的相互结合成较大的天体，重新活动起来；还有可能，黑矮星吸积周围的星际弥漫物质，发

24、出辐射和引力辐射，当吸积的物质足够多时，出现使内部发生重核裂变的条件，使熄灭了的天体重新起来，重新发光。以上的可能性究竟如何，还有待于进一步研究。SchoolofEarthandSpaceSciences人类对恒星诞生、发展和死亡的一生演化可以说已基本掌握，右图是恒星一生的演化途径通俗的表示。但由于问题复杂、资料不够完备以及理论过于简单化，还有很多不足之处，尤其对恒星的极早期和最终期了解得还不充分。SchoolofEarthandSpaceSciences（二）太阳系的起源太阳系的主要观测特征：1.同向性；所有大的行星都绕同一个方向运动，太阳本身也绕同一个方向自转；2.共面性；所有的大行星都在

25、黄道附近运动，除了冥王星的公转轨道倾角稍大以外，其它的倾角都在几度以内；3.近圆形；大行星的偏心率（除冥王星和水星稍大以外）都很小，一般e0.1,轨道近乎为圆形；4.行星的分布满足提丢斯-波得定则，即an=0.4+0.3x2n-2AU.SchoolofEarthandSpaceSciences5.太阳系角动量的特殊分布：对于偏心率为e，半径为a的公转的行星，其角动量J可以表示为：式中M为太阳质量、m为行星质量，为公转的角速度。实际上，行星和太阳是在绕着它们的共同的质心转动，不难算出行星和太阳绕质心转动的角动量。行星角动量太阳角动量类似的，行星和卫星也绕着它们的共同质心转动，也可以用这种类似的计

26、算公式分别计算它们的角动量。SchoolofEarthandSpaceSciences6.等周期律：行星的自转周期相差不大，一般为几小时到一天左右（只有水星和金星的自转周期较长些），这叫“等周期律”。大多数行星的自转方向是相同的。7.行星分类：行星明显分为“类地”和“类木”两类行星。前者密度大、体积小、后者恰好相反。在结构和化学组成上，这两类行星也有很多差异。8.卫星系统：太阳系中质量大和体积大的行星具有许多卫星。质量小的行星则卫星很少，甚至有的没有卫星。大行星和卫星按系统组成类似“小太阳系”的结构，也符合波得分布。9.小行星的特征：在火木之间有几十万颗小行星，其总质量只有地球的万分之四。它们

27、的偏心率都很大。根据波得定则这里应该有一个大行星分布，但只知道了数以万计的小行星。SchoolofEarthandSpaceSciences10.彗星的特性：太阳系中有奇怪的彗星，偏心率大。短周期的彗星大多顺行，长周期和非周期的彗星则是顺行和逆行都有。11.太阳系空间分布着大大小小的流星体。行星际中间不满则为硕星（星际陈），以及太阳辐射出来的各种等离子体。还有扇形结构的行星际螺旋磁场。12.年龄：从地壳岩石蜕变，得出地球年龄约为45亿年。从月球岩石分析也得出年龄为46亿年左右。从硕士的放射分析，认为硕石头是45亿年前形成的。从月球核硕星的放射同位素含量研究得出年龄在50-58亿年。总之，根据各

28、种分析可以得出整个太阳系的年龄约为50亿年，而行星、卫星、硕星等，距今大约46亿年左右已形成了。13.太阳系是稳定的。从天体力学理论得出，我们的太阳系是稳定的，没有什么巨大的变化，行星轨道在20亿年和现今没有任何不同。至于小行星和彗星的轨道有显著变化，即它们和大行星不同，动力学上有演化。SchoolofEarthandSpaceSciences太阳起源假说十八世纪的星云假说各种灾变学说本世纪各种星云学说SchoolofEarthandSpaceSciences18世纪的星云假说康德假说拉普拉斯假说SchoolofEarthandSpaceSciences各种灾变假说认为太阳比行星先形成，行星是

29、由“彗星”碰撞太阳而形成认为恒星和太阳相碰形成行星潮汐说太阳物质抛射形成行星双星说SchoolofEarthandSpaceSciences本世纪星云学说共同形成学说俘获学说戴文赛的学说和看法SchoolofEarthandSpaceSciences三宇宙起源总星系的观测特征：1.星系的空间分布2.射电源的计数3.红移现象4.宇宙微波背景辐射5.物质密度6.元素丰度比7.天体的年龄SchoolofEarthandSpaceSciences宇宙起源假说牛顿静态宇宙模式等级式宇宙学稳恒态宇宙学广义相对论宇宙学大爆炸宇宙学SchoolofEarthandSpaceSciences开始阶段辐射阶段实物

30、阶段现在和未来SchoolofEarthandSpaceSciencesSchoolofEarthandSpaceSciences110-45s：现在还未真正理解在此时间之前的物理。也许引力是量子化的。210-43s：发生在宇宙大爆炸后四种强度相当的一段短暂的时间间隔，称着郎克时间。3.10-35s：该时间标志着大统一理论的终结，强核力和弱电力分离，因此是最初的暴胀。在此之前，夸克（反夸克）的数目与光子数目是相等的，光子数与重子数之比为109-10。410-32s：暴胀结束，宇宙从10-25m迅速膨胀为0.1m，以后逐渐膨胀为现在我们所看到的宇宙1026m。宇宙的主要组分是光子、夸克和反夸克，

31、以及有色胶子。应指出，质子是不稳定的。因此这一阶段还无元素，甚至没有氢。510-12s：弱核力和电磁力分离，宇宙在此时期很少有活动，常称为荒芜时期。6102103s：这是宇宙原初元素合成时期。（大爆炸核合成，即BBN）。71011s：在此时间光子核重子退耦。在此之前是辐射能密度高于物质能密度，在此之后宇宙以物质为主，因为退耦伴有自由电子与核结合形成原子-这是我们最熟悉的物质形式。81016s：星系、恒星和行星开始形成。91018s：现在。从这个阶段起随着时间流逝，星系继续退离，哈勃常量也在减少，宇宙温度将继续下降。SchoolofEarthandSpaceSciencesSchoolofEarthandSpaceSciences还有人把宇宙的时间演化大体分为三个阶段：1.宇宙大爆炸后10-43s时期的宇宙2.大爆炸后30万年，暴涨到膨胀的宇宙（这个时期发出宇宙微波背景辐射）3.宇宙不断膨胀，恒星、星系、星系团逐渐形成阶段。