遥感教程第A-5页

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星星的诞生、生与死

我们集中在这一页上,讨论单个恒星的起源、演化和消亡。补充此网页内容的有用网站已由 Prof. Nick Strobel 贝克斯菲尔德学院。还建议 University of Oregon 序言中引用的地点(特别相关的是15-18和20课)和天文学家在 University of Georgia .

在阅读接下来的两页之前,您可以先了解一下 Star formation 通过阅读上面引用的俄勒冈讲座的特定页面。

宇宙中恒星的数量一定是惊人的巨大——一个好的猜测是1000亿个星系,每个星系包含1000亿颗恒星,或者(10:sup:11乘以1011 ,计算为1022 (使用其他方法的独立估计值表示为7 x 1022 星星)。然而,在干燥空气中的一个非常晴朗的夜晚,人们不用望远镜或双筒望远镜就可以在任何一个地方看到北半球银河系中大约2500个“星点”,南半球也有类似的星点。(除了极少数例外,M.W.以外的单个恒星不能被肉眼看到)。当从所有陆地的有利位置来看,这个数字接近8400。其中一些是遥远的星系,距离如此之远,肉眼只能分辨出一个明显的单一光源。许多最亮的恒星通常是离太阳最近的(大约1到100光年远)。只有当使用强大的望远镜时,天文学家才通过估计或外推法认识到存在着数十亿个星系;通过推断,我们推断出这些星系中可能包含的恒星的数量与在银河系中可以粗略计算的恒星数量(数百亿个)相似。

我们开始把注意力集中在恒星上,并不是真正的科学课题,但作为一张方便的“天空地图”对天文学家仍然有用。这些地图包含 星座 -某些可见恒星的图案(有一些实际上是星系,但当时还不知道),古人通过观察天球狭长区域内的单个恒星,可以想象到这一点,而这些区域似乎是独特的,并且很容易被识别出来。这些安排被赋予了神话般的名字,神灵、动物和其他描述者从他们的日常经历。这始于美索不达米亚的巴比伦人,大约2000年前,希腊人和罗马人将这个系统扩展到88个命名的星座。(通灵师和算命师使用星座作为“符号”,并为几千年的占星术)下一对插图(来源 StarNames )显示了北半球的一些主要星座,绘制在两个半圆字段中:

对于古人来说,星星在“天球”上都是等距的,只是亮度不同而已。现代天文学家现在知道,组成星座图案的光点中的单个恒星/星系实际上位于离地球不同的距离上,加上大小上的差异,说明了它们的不同亮度。星座中的大多数恒星都位于我们的银河系中。

天文学家经常引用个别的星座作为参考框架,以说明它们所报告的某些恒星或星系特征或现象在天球中的位置。然而,他们需要给出一些具体的半球坐标,不管是方位角、高度(沿子午线)和小时时间,还是在另一个系统中,赤纬和右方位角。在某个特定的夜晚所看到的任何恒星的位置都会随着观测者所在的时间、时间和地理位置的变化而变化。因此,地球绕其轴的运动使恒星在夜间的观测中沿着围绕天极所在的天空部分(靠近北斗七星中的两颗恒星指向的北极星)的弧形(圆形)路径运动。 [大熊座] )星座群也随着季节和地球上天文学家所处的位置而变化(地球南半球的人看到的星座不同于北半球的人)。 [观察赤道的人会看到在每个半球都能看到一些星座。] )有关星座的更多信息,请访问 Star ChartsStar Map 互联网网站。对于第二个站点,在它出现后向下滚动,直到您在一个句子中看到一个带下划线的短语“北半球星座”,这是此类地图的常见格式的一个例子(此版本对12月有效)。下一张同样来自星星的地图显示了与上面第一张地图相同的观察方向(向北),但是是冬季视图(比较并定位等效的星座;但是现在有几个消失了,新的出现了)。

有趣,但回到科学上来。当然,恒星的标准模型是我们的太阳。太阳是大多数恒星的典型;正如我们不久将要注意到的,这些恒星体的质量约为太阳质量的0.1到100倍。如果没有望远镜,在特殊的观察条件下(使用双筒望远镜),在银河系(M.W.)中心盘的宽天带中可以看到大约9000颗恒星。在天球的其他地方,肉眼可以看到大约2000点的恒星光(在晴朗的空气中,远离城市光污染)。有些在我们星系的附近,并不特别大,而另一些则主要是银河系周围光环(见下文)中的巨型/超巨型恒星。还有一些星系位于银河系以外的星系间空间,但大部分距离地球10亿光年。望远镜能分辨出西南部数不清的恒星,能识别数百万个星系,还能分辨出附近星系中的个别恒星。

天空中物体(星系、恒星、发光云、行星)的光度可以用它的光度来表示。 视在震级 -如何衡量 明亮的 它实际上是由望远镜或其他测量装置看到的。这个量级是1)固有亮度的函数,它随大小、质量和光谱类型(与恒星表面温度有关)的函数而变化,2)它与地球的距离。(适用于一个星系的星等,除非离得很近,否则很少有单个恒星出现。) [一般不到10亿年] ,是恒星和其中气体的未解析组合的积分值。)恒星的亮度可以通过光度测量(在某个任意波长范围内)并分配一个亮度L(辐射通量)。对于光度已经确定的两颗恒星(A和B),这种关系成立:

L a /l:sub:b`=(2.512):sup:`m:sub:`b -M a `

从中可以得出:

b -M a =2.5对数(La /l:sub:b

为了建立一个数值尺度,一些参考星必须被赋予一个任意的值。最初,选择的恒星,北极星,被评为+2.0,但后来发现它是一个变星,其他被选为M的0参考值。量级范围从-m(非常明亮)到+m(越来越微弱)值。这个数字越为正,物体(行星、恒星、星系)就越暗;距离很远的星系,尽管它们可能非常明亮,但由于1/R的存在,它们可能具有很大的正视震级。2 亮度随距离的增加而降低。太阳的值为-26.5;满月的值为-12.5;金星的值为-4.4;肉眼可以看到比+7亮的恒星;冥王星的值为+15;地球望远镜可以从视觉上分辨出比-20(最微弱)小的恒星,并且用CCD积分仪可以分辨到大约+28,HST可以分辨到大约+30。因此,这些值的趋势是,随着通过望远镜观察到的物体亮度越来越低,从负性降低到正性增加。每改变1个单位的幅度表示视亮度增加/减少2.512;从+4到+7的亮度增加3个单位,导致亮度降低(2.512):sup:3`=15.87(此公式可从上述公式推导得出,这样,光度比由以下表达式给出:10:sup:`(0.4)(m:sub: B`-Ma )下面是一个简单的线性图,显示了在视震级标度上绘制的各种天文物体:

尼克·斯特罗贝尔的天文学笔记。

绝对星等(m)是一颗恒星如果重新定位到距地球标准距离的话所具有的视星等(m)。表观星等可以通过计算恒星或星系的光度来转换为绝对星等,如果它被设想为移动到距地球10秒(10 x 3.26光年)的参考距离。其公式为:

m=m+5-5对数10 R,

其中r是恒星与地球的实际距离(以秒为单位)。m的正值和负值都是可能的。该程序设想所有恒星在整个宇宙中具有不同的固有亮度,并与地球保持不同的距离,因为它们被任意地重新定位在离地球相同的距离上。

光度和星等都与恒星的质量有关(这最好通过将牛顿运动定律应用于双星来确定)。 [一对;关于二进制文件的讨论见下文。] )下面的图表由天体测量数据制成,其中质量由引力效应决定,它表达了这种关系;在图表中,质量和光度都与太阳有关(注意,数字在两个轴上以对数单位绘制):

绝对量(这里用l表示光度)和质量(用传统的字母m表示,用l代替绝对量m)之间存在关系。下面是一个表达式:

在上面,给定恒星的l和m都与为太阳确定的值成比例。注意两个不同的幂指数。似乎有些恒星服从四次方,另一些服从三次方,还有一些只是质量的平方。最常用的表达式是l=m。3.5 . 质量比太阳大50倍的恒星相对较少。我们很少能找到一颗接近100秒太阳质量的恒星,但是这些恒星的寿命太短,以至于在过去的百万年前几乎所有的恒星都爆炸了,它们的质量高度分散,因此不再发出可检测的辐射。

如果太阳被设想为向外移动到32.6升/年的距离,那么从地球上看它的表观大小将是-26.5;它的绝对大小将更改为+4.85。类星体通常比星系亮,其绝对亮度为-27(请注意,在绝对尺度中,越来越多的负值表示固有亮度的增加)。下面的插图给出了一些具有流行名称的恒星的绝对大小(垂直轴)作为温度(水平轴)的函数;注意颜色条(表示通过望远镜看到的恒星的视觉颜色)与亮度范围的相似性。IS本质上是标准H-D图的预览版本,在本页上显示和讨论,从下面的十二个图开始,它用作不同类型恒星的图,以及已知大小(质量)恒星的推断历史:

恒星的一个分类是以一系列减小的大小和亮度设置恒星类型的分类(见下文)。这是7个亮度/类型类别:ia、ib: 极端超级巨人 II: 超巨星 (参宿四);三: 巨人 (心大星);四: 亚巨人 V: 侏儒 (太阳):六: 子矮星 (金属不良);七: 矮星 (烧坏的星星)。这一分类中的奇怪之处在于省略了“正常”这一分类;一颗恒星要么是一个巨人,要么是一个矮星。另一种分类是基于密度。从密度最小的开始,一直到密度最大的(块状),这是一个序列: 超级巨人红巨星主序列褐矮星白矮星中子星 ;和 黑洞 . 以上每种粗体类型都在这两部分的页面中进行了详细描述。

在北半球天空中最亮的恒星是天狼星,这是一颗A型恒星(见下面的H-R图和随附的解释恒星字母名称的段落),明显的量级为-1.47,距离8.7光年。下面是它通过望远镜的样子:

离太阳最近的是一颗M型恒星(微弱),位于近半人马座,距离太阳4.2光年。稍微远一点的是半人马座α星,一颗G型恒星,是天空中第三亮的恒星(在南半球可见)。这是半人马座阿尔法望远镜的照片:

下面的地图是银河系区域中离地球最近的25颗单个或双星或本地星团的距离(圆半径为13.1光年)图:

信息奖励:刚刚超过这个极限的是维加星(27光年远)。它有两个名声:1)它与北极星交替,北极星是导航用的北极星;地球的进动每隔11000年就把织女星带到这个位置;2)它是卡尔·萨根(Carl Sagan)的非凡科幻小说《否》(No.VEL“接触”(后来被拍成电影,同名“主演”乔迪·福斯特);与织女星附近的一颗行星进行接触,作为一个信号被索科罗、纳米射电望远镜阵列接收到——最初解释说,信号由一系列素数组成(这些素数只能被themsel整除)。VES和1)。

参考上述内容,提取以下内容 逐字 从当天天文学图片上显示的这张图片的标题中 Website 2002年2月17日:在银河系的颈部,围绕着太阳的是什么?我们目前的最佳猜测是在上面的地图上描绘的,由各种观察和推断得出的1500光年。目前,太阳正穿过一个以紫罗兰色表示的局部星际云(LIC),它正从天蝎座半人马座年轻恒星协会流出。LIC位于被称为局部气泡的星际介质(ISM)中的一个低密度孔中,以黑色显示。附近,包括阿奎拉裂谷在内的高密度分子云围绕着恒星形成区域,每一个区域都以橙色显示。树胶星云呈绿色,是一个热电离氢气区域。胶星云内部是船帆超新星遗迹,呈粉红色,正在膨胀,形成像LIC一样的碎片状物质外壳。未来的观测将有助于天文学家更深入地了解当地的银河系附近以及它可能对地球过去气候的影响。

到目前为止,在银河系中测量到的最大的恒星是mu-cephi(在星系云IC1396中),它被视为靠近这张HST图像顶部中心的橙色圆盘(也被称为Herschel的石榴石星)。它距离地球约1800光年,几乎是太阳直径的2500倍。

Mu Cephi, near top center of this view of Milky Way stars as seen by the HST.

这是一个被称为超巨星的罕见恒星类型的例子(见下页)。另一颗更大的恒星(太阳直径的2800倍;24亿英里)是御夫座的epsilon(御夫座,御夫座),但它位于离地球3300光年的银河系中。这颗恒星,也被称为al-maaz(阿拉伯语代表山羊),肉眼可见,许多天文学家认为它是天空中最奇怪的恒星。每27年,这颗恒星(3.2级)的亮度就会减弱(大约是太阳亮度的6万倍),持续约2年。最后一次这样的活动是在1983年;下一次是在2010年。因此,它是一个被称为“食星”的类中的一个。这种规则的光度变化模式的原因仍然不确定;一些天文学家认为它是由第二颗大质量恒星穿过御夫座epsilon的表面而引起的,但是这两颗恒星至今未被发现,这导致了一种假设,即当一团DAR云出现时,光度会下降。K物质(尘埃)以一团团块的形式围绕着恒星运行,每当御夫座epsilon穿过视线到达地球时,它就会被遮蔽。

大多数比太阳大的恒星都不如木头或御夫座epsilon那么大。大多数都不大于太阳直径的100倍。这张图说明了一些普通恒星的相对大小(将太阳的直径设为1),这使得我们的恒星在银河系中的大小方案中显得相当普通:

一个星系中超过一半的恒星也作为伴星(双星)与另一颗恒星局部相连,因此这对恒星或这组恒星中的每一颗都围绕着一个共同的中心运行,这个中心由它们的质量依赖的相互引力决定。这一安排的例子是由位于鲸鱼座的米拉星(omicron-ceti)的HST隐身物体照相机(FOC)拍摄的图像。

这颗恒星是一颗红巨星(见下文),看起来周期性地变亮(它被认为是第一颗已知的变星,发现于公元1546年)。HST已经将其分解成一个双星,左边的恒星在其核心有一个白矮星(见下图),现在它从红巨星那里接收质量,这个红巨星积聚到氢燃烧为止(见上图)。 page 20-6 )HST的FOC拍摄的一张紫外线(UV)图像实际上显示了从红巨星身上提取的质量。

有些恒星被分成多个伴星;三元群(绕着一个共同的重心运行的三颗恒星)相当常见。这是一张关于M73星系中一个重心的四颗恒星的图像。

Four gravitationally-tied stars in M73.

双星系统可以通过三种方式识别:1)通过望远镜(如上述两幅图像)进行视觉识别;2)通过一颗恒星穿过另一颗恒星而引起的周期性亮度下降(日食;一种罕见的观测条件);以及3)通过测量光谱特征来识别,其中两种光谱特征多普勒向红色和蓝色的移动发生在一颗恒星沿着其相互轨道的路径移动,另一颗恒星则朝着地球(和相反方向)移动时。

为了演示第二种方法,请查看显示双星算法亮度水平(和幅度变化)的图表:

较大的恒星(蓝色)相互围绕着较小的恒星(红色)运行,而较小的恒星在自身亮度上的输出明显较小。当后一颗恒星从大恒星前面经过时,由于日偏食切断了大恒星的一些光,组合的光度会显著下降。然后,当红星经过蓝星之后,光度会有一个小的下降,因为这个较小的,现在已经被掩埋的恒星不会把它的任何光发送到观测望远镜。

谱线位移用于研究双星的运动。我们将在第页详细讨论恒星光谱。 20-7 作为预览,可以通过查看两个相互环绕的类似恒星的一对光谱带来说明光谱法:

氢的亮线出现在顶部和底部(深色背景)条带中。这确定了静止状态下激发氢的参考位置。两个中心光谱带包括相同的氢线,第一条是从一颗恒星获得的,第二条是另一颗恒星。请注意,其中一条线已移到参考线位置的左侧,另一条线已移到参考线位置的右侧。底部中心的光谱已经蓝移(参见 page 20-9 )向较短的波长方向发展;顶部中心的光谱已向较长的波长方向红移。这可以解释为:底部的恒星正在向地球上的观测系统运动,而顶部的恒星正在远离望远镜。当这两颗恒星与视线横向对齐,并围绕一个共同的重心向相反的方向移动时,就会发生这种情况。

对于一些视觉双星,可以观察和绘制随时间变化的运动,如图中所示的米扎星(在大熊座中),它可以分解为米扎A和米扎B。

image19

钱德拉X射线天文台拍摄到了M15星系中一对近距离的双星。在获得这张照片之前,人们认为这个物体是一颗恒星,但在X射线波段,它现在被分解成一颗微弱的蓝色恒星,附近的一颗伴星被认为是一颗发出高能辐射的中子星。因此:

现在转向恒星的演化,以预览将要详细研究的内容(在本页后面的图表中显示),恒星的历史模式遵循一条路径,根据其总质量,最终分裂为两个分支之一(/>或\>,因为它留下了被称为主序列。这是:主要由分子氢(H:Sub:2`)+尘埃->原恒星->T-金牛座相位->主序列->(如果质量小于8个太阳质量)->红巨星->行星星云->白矮星组成的更密集的气体云的发展;或->(如果质量大于8个太阳质量)>超新星——>中子星和/或黑洞(取决于质量) [size] )

恒星的分类和演化都可以用一张图表来概括,该图表由亮度(垂直轴)与恒星表面温度的关系图组成,而亮度(垂直轴)与恒星表面温度的关系图也可以用恒星的视觉颜色来表示(与之相关)(同时注意顶部的光谱类型名称)。这就是赫茨普拉格-罗素(H-R)图。质量密度以定义恒星主序列(m.s.)的中心线上的数字表示。大多数已知的恒星都位于这条直线上,它们描述了一个恒星达到某个固定大小和质量的阶段,并开始燃烧它的大部分氢,然后再转变成其他恒星类型。恒星类型是根据第20-7页的恒星表面温度来定义的,由分配给每组的字母(O,B,…等)来表示,并指出了一些恒星的进化路径。这个特殊的图也显示了在沿着几个主要路径(见下文)进化之前,不同质量的主序恒星花费在该序列上的总时间;就我们现在所知,恒星不是完全消失,而是作为矮星或黑洞生存。(但后者原则上可以像霍金辐射一样通过蒸发而消失。

|赫茨普拉格-罗素图。|

摘自J.Silk,《大爆炸》,第2版,1989年。经纽约W.H.Freeman公司许可转载

在下面版本的H-R图中,显示了不在主序列上的恒星的各种主要恒星类型或状态(绘制了这些类型作为温度-光度变化函数的分布)。在非M.S.进化的恒星群中,有四种类型的巨行星(亚、红、亮、超)、T金牛座和两种主要的造父变星。这些将在本页或本节其他地方再次讨论。未显示的是最近对褐矮星的命名。请注意,底部的字母包括一些,如b0和b5或k0-k5;这表示将每个类细分为温度子类(0表示最热,5表示最冷)。温度范围(单位:K)为:O类=大于30000;B=11000-30000;A=7500-11000;F=6000-7500;G=5000-6000;K=3500-5000;M=小于2500。在颜色上,前三个都是“蓝白”星,F是蓝到白;G是白到黄;K是黄橙色;M是红。

下一张图表是另一个H-R变种,其中绘制了一些具有特定名称(肉眼或通过望远镜可见)的著名恒星。红矮星和蓝巨人在这个版本中被指定。右边是恒星相对于太阳的大小(以半径计),取1:

Another version of the H-D diagram; courtesy Lola Chaisson.

这张图显示了恒星序列从一个星云质量到一个原恒星,然后到M.S.,再到一个太阳大小的G星的最后一个矮星状态。

H-R diagram, on which the pathway followed by a G type star to its ultimate fate as a White Dwarf is superimposed.

如这张修改后的H-R图所示,原恒星到主序列的路径取决于它们开始进入M.S并开始氢聚变阶段的质量(太阳质量的倍数)。这一转变所涉及的时间将随质量而有系统地变化;因此,一颗15日质量的原恒星到达M.S.只需要大约10000年,而一颗2日质量的恒星可能需要多达10000000年的时间才能开始融合:

下一张图显示了三颗恒星在离开M.S.后在主序列的上、中、下两端的演化历史:

|Pathways of change after 3 Main Sequence stars (of greater, equal to, and less than a solar mass) depart from their dominantly hydrogen-burning phase. |

这些途径有点泛化。当绘制细节时,5个太阳质量大小的恒星从M.S.到红巨星的路径可能更复杂,如下面的多步骤示例所示:

The convoluted path of evolution of a Main Sequence star of 5 solar masses to a Red Giant stage.

星系中单个恒星的最大数量介于不到1个太阳质量到大约10个太阳质量之间。当这些恒星将氢燃料燃烧成氦时,当它们开始燃烧氦时,它们会变亮,释放出一些外部氢,并变亮(对于太阳质量为2.3以下的恒星,其亮度会短暂地大幅增加,称为氦闪光阶段)。然后,当氦燃烧成碳(它组织成一个退化的C和一些O的核心;见 page 20-7 ,这类恒星遵循的是所谓的渐进巨支(AGB)路径,该路径从第二个红巨星状态开始。如图所示(以及前三个图):

H-R diagram highlighting th AGB phase, involving a second Red Giant phase (orange field), and a rapid increase in temperature as the star's outer layers are expelled into the "planetary nebula " phase.

在进入行星星云阶段(下文进一步描述)的过程中,这种脱落现象会以一种壮观的方式出现,如螺旋星云的HST图像所示,其中红色环被激发氢:

恒星沿着主序列的精确位置取决于形成阶段收集到的H燃料的总质量,H燃料被收集到气球中。一些恒星(例如M型)的质量低至太阳的1/20(1个太阳质量是参考标准,太阳的亮度也设置为1),而其他恒星的质量可能超过50个太阳质量(O型)。主序列中的高质量恒星更亮、更蓝,而M.S.低端的恒星则倾向于从黄色到橙色。恒星的初始质量是其预期寿命的主要决定因素,这也取决于它的进化历史和最终命运。一般来说,小恒星可能需要500多亿年才能完全烧尽,太阳大小范围内的恒星的寿命约为50至150亿年,而大得多的恒星则需要10亿年或更少的时间才能完成。质量与太阳相似的恒星,在其停留在主序列的过程中,会燃烧掉大约90%的氢。太阳质量超过50个的恒星可能在2000-3000万年内完成m.s.的燃烧。

在主序列上花费的寿命与恒星质量的反立方体近似成正比(对于大多数恒星,尤其是大质量恒星,这是正确的;小于太阳质量的恒星的寿命更接近于反四次方)。尺寸(质量)与年龄的关系如下图所示:

Variation of H-R diagram in which the Main Sequence lifetimes of stars of various masses (compared with the Sun at 1) are shown in powers of 10.

摘自B.C.Chaboyer,第53页,科学美国人,2001年5月

在这张演化图中,可以方便地总结出各种大小(以及不同质量)的恒星(在它们的历史末期)的命运:

|显示恒星演化的图表取决于其分子云的初始质量。|

摘自J.Silk,《大爆炸》,第2版,1989年。经纽约W.H.Freeman公司许可转载

这张图的一个变化(不幸的是,从互联网上取下后再处理时,它不能很好地产生)包含在这里,因为它具有丰富的图片信息:

特别有趣的是每一个进化路径的最终产物。在耗尽或爆炸之后,小恒星最终形成白矮星;中间恒星形成中子星;最大恒星形成黑洞。

现在我们来更详细地讨论一下上面图表中所表达的恒星的历史。

Stars develop within galaxies in nebulae (also called Giant Molecular Clouds [GMC] composed mostly of H2) by progressive sub-fragmentation, aggregation and contraction of gas and dust into centers of higher density. These nebulae represent localized concentration of gases brought about by several processes such as the driving force of shock waves from supernova explosions and intergalactic magnetic fields. The clouds turn very slowly but this helps to develop "seed" locations - internal denser regions that bring the gases toward them because of greater gravitational attraction. The H-He atoms in these denser local regions assemble into gas balls and dust clouds by collisions and gravitational forces at initially low temperatures (100's of ºK) in a turbulent process of condensation, generating heat (in large part dissipated as thermal radiation). Thus, molecular hydrogen clouds are the regions of gas where most new stars are born.

研究GMCS的一种方法是绘制分子氢中受激发一氧化碳(CO)的分布。在这种状态下,在电磁频谱的近无线电波段中,CO在1.3和2.6毫米处产生两条突出的发射线。(h:sub:2在无线电区域不发射强信号。)这是猎户座星云(也包含强H的GMC)中出现的共模。II (电离H)区域(见下文)

在云外,H和He也以低得多的密度分散,作为主要元素分布在星际空间中;该空间中的自由H(主要是中性的)密度估计在每立方米3到8个原子之间。这种被激发但未被电离的氢原子,在射电望远镜测得的21厘米波长上,可以通过其特征来检测,这表示被激发的氢恢复到最低能量状态时发出的光子辐射。但是,在旋涡星系中,大多数的原子氢气体已经在现有恒星臂之间的长流带中重新排列,如这张21厘米的银河射电望远镜图像所示。

在银河系螺旋区域内的氢气浓度,由激发原子氢的21厘米无线电波信号探测到;黄色箭头指向距地球中心所在的银河中心的大致距离;空白楔表示该部分的第二部分。e由于地球阻塞,射电望远镜看不到银河系。|

当GMCS加热到大约5000°K以上时,氢可以电离(见 Page 20-7 讨论氢的不同电离态及其特征谱线)。这就产生了强烈的云层,被称为 H:sub:`II` Regions (氢原子表示为HI ;该符号的替代形式为H II或H II)。一条突出的线用于图像和研究HII 区域为Hα,其线位于0.656μm,即Balmer系列中的n3--n2跃迁。这些云很上镜,值得在这里举几个例子。首先,一个发射星云,由用于“2质量”项目的望远镜拍摄(在可见光近红外波段的恒星物体清单):

NGC3603, an HII emission nebula.

我们用M16(鹰星云)的一部分加热到H的图像来跟踪这个过程。II 温度范围,选择颜色表示HII 在近红外波段,云也很明亮:

Part of the M16 Eagle Nebula, heated to the H II stage.

最后,包含发射云(粉红色)和两个较小反射云(氢分子)(蓝色)的图像:

在形成一个星系之前或星系形成之后,最初的星云将具有不规则的形状。有些星云主要由黑色尘埃和氢混合而成。它们可能有细长的形状,其中一些被称为“柱子”。鹰状星云的一部分含有如此深的尘埃浓度,如图所示:

其中一个支柱的近景(许多人说这是HST迄今为止获得的最迷人的图像)如图所示。 page 20-11 . 另一种富含尘埃的暗凝块,边界尖锐,是恒星形成物质,叫做“博克球状体”(见 Page 20-4 这通常会产生大量的大质量的O型恒星,它们是主序列中最亮的,寿命很短。这是属于博克球状体类别的典型黑色斑块群:

IC2944中的一对博克球状体似乎在这个HST特写镜头中合并:

现在看看钥匙孔星云的一部分,它距离我们自己的星系大约8000光年。它的直径约为200公升。它被归类为暗星云,但在这个再现过程中,计算机处理显示出它丰富的色彩。(注:术语 星云 源于拉丁语“云”,有多种含义。在20世纪初,这个词被应用到天空中的明亮物体上,哈勃和其他一些被证明是星系;现在,这个词被限制在任何可能出现在星系外的氢气和尘埃的集合中,这些氢气和尘埃是作为星系内的物质,或者是爆炸恒星的残余物)一个很好的词。关于星云类型的回顾,见 The Web Nebula .

一个典型的气体和尘埃云(如下图所示,正在发展的螺旋星云NGC253中的一个部分)由许多明亮的、蓝色的新恒星组成,这些新恒星位于富含氢的热气漩涡中,还有一些较老的恒星。

Close-up of part of the NGC253 developing spiral galaxy, showing the dust with hydrogen in this nebular agglomeration.

下一对图像再次证实了hst在提供有关天文特征的细节方面的价值。天鹅星云的第一张照片,M18,距地球约5000光年,是由英澳地面望远镜拍摄的。该框显示了由HST广域照相机拍摄的区域,显示了星云这一小部分云团的几乎三维视图。红色表示激发的硫;绿色表示氢气(在其他使用不同颜色过滤器的格式中,H通常以红色表示),蓝色表示氧气。

最大的星云之一是船底星云,只能从地球南半球看到。它是一个明亮的星云(包含超新星埃塔-船底星),位于上面的基石星云的正上方。

HST广域摄像机最近拍摄了他们组织的早期阶段的一个小星团。这是在20万光年之外的小麦哲伦云中。这个“云”(大约10光年宽)由炽热的氢气组成,其中嵌入了许多恒星。至少50颗能够被解决的恒星看起来是年轻的大质量恒星。随着时间的推移,这些恒星将随着重力吸引周围的星云物质而增大。由于它们的体积很大,它们的命运是迅速燃烧氢燃料,最终爆炸成超新星(见下文),许多以中子星结尾。

随着大量恒星从星云中产生,并随着氢燃烧而发光,包括来自星光的辐射压力在内的过程将允许恒星通过逐渐减少的尘埃和气体被看到。如果星云从其边界以外吸收更多的氢,它可能会继续产生更多的新恒星,但一般来说,星云会消耗掉可用的氢。2 可能会失效。随着新云团的发展和达到有利于恒星生成的条件,恒星可能会在其他地方形成。

个别的恒星沿着相当著名的蓝图发展。一个主要由气体组成的中心凝块,由通常富含尘埃的包层包围。当原恒星变热时,它的一些物质会以喷射的形式被磁力喷射出来,例如在这两个例子中:


这些高速气体和带电粒子的排出会导致周围星云质量的一部分被激发并在发光斑中发光。这种现象被称为Herbig-Haro(hh)物体。下面是一个例子:

这些物体出现在原恒星的两个相对的侧面(两极)是典型的。下一个hst视图显示了这个hh效应在一个发光的“云”中,它位于一个经过它的射流(明亮的半球,在右边)的末端附近。

在新生的恒星阶段,尘埃和气体形成了一个很大体积的被称为“球状体”的组织物质(其中至少有一些是博克球状体;见上文)。ESA的IRAS卫星首次探测到了内银河系中的一个球,即DC303.8-14.2,如下图所示。在这三幅图像中,在数字巡天观测期间获得的球状体的左图像显示了可见红光下星云质量的范围。Kimmo Lehtinen团队使用位于智利ESO天文台的VLT Antu望远镜拍摄的中心图像,是该望远镜上几张红外波段图像的彩色左图的插图,它显示了一个明显的气体和尘埃环,在红外中发出强烈的光。右图(中间图像的插图)显示了一些赫比格-哈罗型的喷流,它们参与了最终恒星形成的早期阶段。

从上面的讨论中,我们得出结论:在原恒星的前主序历史中,主要的行为是由轻气体继续流入并形成恒星的质量和大小。许多尘埃在恒星外仍然是一个很厚的圆盘,例如:

如将进一步解释 page 20-11 像这样的圆盘是导致行星形成的潜在条件。同时,恒星接近能够启动氢聚变的压力-温度水平,如下一段所述。

随着越来越多的物质在不断增长的星云中积累,其内部引力继续增加,并吸入更多的气体。引力驱动的坍缩形成恒星,导致压缩和进一步的热上升。当温度上升到2000-3000°K时,就达到了原恒星阶段。在约10000°K时,H开始电离(电子被剥离),在此过程中,由于辐射而失去一些热能,而辐射往往会减慢或抵消压缩。随着时间的推移,云团最终达到了一个密度,这就要求它随后经历局部的气体聚集,形成凝块,这些凝块会逐渐变为密度更高的恒星(这些较小的凝块可以存在于银河系的大部分生命中,但却是恒星进一步形成的地点)。这是哈勃太空望远镜(简称为hst,描述于 page 20-3 )猎户座星云的视图,它似乎处于恒星形成的早期阶段(因此是一个较年轻的星云)。

哈勃太空望远镜(HST)观测猎户座星云。|

这是一个猎户座星云中的气体云,从HST的广角摄像机可以看到;但在右边是在红外波段成像的相同区域,一颗明亮的小恒星像一颗原恒星一样“穿过”。

可见特写镜头是猎户座的中心部分,其中红色与氢气的激发有关(在HST图像上使用红色滤光片)。

2003年7月发布的一份报告指出猎户座星云包含了宇宙中发现的最热的恒星。使用钱德拉X射线数据获得温度。最热的三颗是超大质量的恒星,如下图所示:

其中最热的温度达到了6000万摄氏度(108000000华氏度)的表面温度,是之前纪录保持者的两倍多。

随着恒星形成的早期阶段的进行,云倾向于以一种更为孤立的方式聚集在恒星周围,从邻近的气体和尘埃星云中移除。然后它可能进入T陶利阶段,在这个阶段成长中的恒星开始产生强烈的恒星风。云盘的尺寸仍然可以超过150 A.U.。这张望远镜图像显示了围绕着初始的、仍然组织不良的中心恒星(一对双星)的发光云(这里呈现为蓝色,但实际上颜色不同)。

这里还有另外两颗T型金牛座恒星,左边的一颗显示遮掩明亮成长恒星的星云护盾,右边的一颗显示红外中看到的另一颗T型金牛座恒星:

这颗恒星现在在通过草石阶段时迅速收缩。这依赖于质子-质子核反应,它释放的辐射能使亮度显著增加。然而,由于正在成长的恒星继续经历破坏性的对流,还没有达到流体静力学平衡(见下文)。

下一张图显示的是一颗恒星,它的大部分吸积盘材料已经融入到它的质量中,因为它接近它将在主序列上的阶段。

对于质量接近太阳的恒星,通过原恒星阶段大约需要1000万年,而加入主序列则需要2000万年。更多的大质量恒星更快地到达主序列。下面是一张通过日本的苏鲁望远镜(S106)拍摄的照片,其质量是太阳的20倍,它在大约10万年前才开始燃烧。这颗距离地球2000公升的恒星,仍然显示着尘埃和气体流入了中心天体。

另一颗大质量恒星的早期阶段,AFGL2591,是太阳的10倍大,已经通过夏威夷莫纳凯亚上新运行的双子座北方望远镜在红外光下观测到。在离银河系约3000公尺远的地方(位于天鹅座的背景下),正在形成的恒星的中心区域仍然没有组织。进料继续增长,但也会引起气体和灰尘的回流流出。

当一颗恒星进入主序列后,其生命周期的历史将在重力坍缩阶段的收缩加热和热辐射爆发时的膨胀冷却之间持续(有点振荡)的“竞争”,当温度升高时,恒星的生命周期将持续(有点振荡)。罗根电离。一般来说,一颗正在进化的恒星往往寻求一种平衡。 [静水平衡] 在向内的重力和向外的辐射压力之间,由恒星的核燃料燃烧产生。这在这个简单的图表中说明:

在恒星的早期,收缩阶段最终占主导地位,因此恒星的内部温度最终会升高到10度以上。7 K(随恒星大小而变化),在这一阶段,氢气中的基本核反应开始。这涉及热核聚变:p+p=>h2 +e + +中微子(h:sup:'2'或氘是一个单质子、一个中子和e+ 是正电子 [发射的] )这种状态的变化导致热能释放,从而导致温度持续上升。在恒星内部深处,一个交替但占主导地位的融合过程包括将4个单质子融合成一个由两个质子和两个中子组成的氦原子核。随着温度的进一步升高,一些质子、中子、氘(以及微量的氚) [H:sup:3] )(三步过程)结合成氦(He:sup:4)核 [2p,2n] )它们向其核心迁移到恒星的内部。在这些反应中,一些质量转化为能量(e=mc2 )它作为恒星亮度的来源向外辐射,产生向外的压力,抵消由于重力收缩而产生的向内的力。亮度随恒星质量的四次方而变化(因此,质量是太阳质量的两倍的恒星,其亮度是太阳质量的16倍)。

氦保持稳定,直到温度接近1亿°K,在这种状态下,它与更多的质子和中子反应,转化成其他质量更高的元素(见下文)。更大质量的主次序恒星可以产生碳;如果它是由先前的气体和粒子形成的,这些气体和粒子包含了早期恒星产生的碳,那么其中的一些元素最初可能就存在于恒星中。这颗富含碳的恒星,随着其温度的升高和内部压力的增加,可以经历另一个燃料燃烧过程,称为CNO。通过一系列的步骤,碳与氢质子发生反应,首先是C。12 转换成氮或氧的同位素15 但是对他的反应4 会导致C12 再加上正电子和中微子释放的能量。

当H=>过程达到稳定状态时,引力收缩不再占主导地位(达到称为 静液平衡) ,恒星每秒的总辐射(Em)能量输出(定义为其亮度,也称为亮度)变为常量,恒星在主序(M.S.)上达到稳定状态,由主要处于氢燃烧阶段的恒星填充。这种平衡——向内的重力或多或少地被向外的辐射压力抵消——在恒星主序列的大部分生命周期中保持着。这些恒星一生中90%的时间都花在主序列上。


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主要作者:Nicholas M.Short,高级电子邮件: nmshort@nationi.net