第212章 主序星-《末日冰原之大道唯一》


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    恒星的成份大部分是h和he,当温度达到104k以上,即粒子的平均热动能达1ev以上,氢原子通过热碰撞就充分的电离了(氢的电离能是13.6ev),在温度进一步升高后,等离子气体中氢核与氢核的碰撞就可能引起核反应。对纯氢的高温气体,最有效的核反应系列是所谓的pp链:

    其中主要是2d

    即主序星寿命随质量增大而按幂律减小,如果整个星团已存在的年龄为t,那就可以由t与m的关系式求出一个截止质量mt。质量大于mt的主序星已结束核心的h燃烧阶段而不是主序星了,这就是观察到由大量同年龄星组成的星团有上限的原因。

    我们就讨论观测到的恒星中大部分是主序星的原因,表1根据一25m⊙的恒星演化模型,列出了各种元素的点火温度及燃烧所持续的时间。

    从表上看出,原子序数大的核有更高的点火温度,z大的核不仅难于点火,点火后燃烧也更剧烈,因此燃烧持续的的时间也就更短。这颗25m⊙的模型星的燃烧阶段的总寿命为7.5x109年,而其中百分之九十以上的时间是氢燃烧阶段,即主星序阶段。从统计角度讲,这表明找到一颗处于主星序阶段的恒星几率要大。这正是观察到的恒星大多数为主序星的基本原因。

    主序后的演化由于恒星形成是它的主要成份是氢,而氢的点火温度又比其他元素都低,所以恒星演化的第一阶段总是氢的燃烧阶段,即主序阶段。在主序阶段,恒星内部维持着稳衡的压力分布和表面温度分布,所以在整个漫长的阶段,它的光度和表面温度都只有很小的变化。下面我们讨论,当星核区的氢燃烧完毕后,恒星有将怎么进一步演化?

    恒星在燃烧尽星核区的氢之后,就熄火,这时核心区主要是氦,它是燃烧的产物,外围区的物质主要是未经燃烧的氢,核心熄火后恒星失去了辐射的能源,它便要引力收缩是一个起关键作用的因素。

    一个核燃烧阶段的结束,表明恒星内各处温度都已低于在该处引火所需要的温度,引力收缩将使恒星内各处的温度升高,这实际上是寻找下一次核点火所需要的温度,引力收缩将使恒星内各处的温度全面的升高,主序后的引力收缩首先点着的不是核心区的氦(它的点火温度高的太多),而是核心与外围之间的氢壳,氢壳点火后,核心区处于高温状态,而仍没核能源,它将继续收缩。

    这时,由于核心区释放的引力位能和燃烧中的氢所释放的核能,都需要通过外围不燃烧的氢层必须剧烈地膨胀,即让介质辐射变得更透明,来排出多余的热能来维持热平衡。而氢层膨胀又使恒星的表面温度降低了,所以这是一个光度增加半径增加而表面变冷的过程,这个过程是恒星从主星序向红巨星过渡,过程进行到一定程度,氢区中心的温度将达到氦点火的温度,于是又过渡到一个新阶段氦燃烧阶段。

    在恒星中心发生氦点火前,引力收缩以使它的密度达到了103g·cm3的量级,这时气体的压力对温度的依赖很弱,那么核反应释放的能量将使温度升高,而温度升高反过来又加剧核反应速率,于是一旦点火,很快就会燃烧的十分剧烈,以至于爆炸,这种方式的点火称为氦闪光,因此在现象上会看到恒星光度突然上升到很大,后来又降的很低。

    另一方面,当引力收缩时它的密度达不到103g·cm3量级,此时气体的压力正比于温度,点火温度升高导致压力升高,核燃烧区就会有所膨胀,而膨胀导致温度降低,因此燃烧就能稳定的进行,所以这两种点火情况对演化进程的影响是不同的。

    恒星在发生氦闪光之后又怎么演变呢?闪光使大量能量的释放很可能把恒星外层的氢气都吹走,剩下的是氦的核心区。
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