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星系演化與恒星的光譜級別


三水錳礦 / 2021-10-02

 星系演化與恒星的光譜級別

   概略地說,一般認為恒星是按照下列順序過程演化的。起初是由變冷了的原始氫和氮以自身引力而集聚,對于象太陽那樣大?。ㄙ|(zhì)量為工1.991×10³0kg=1M)和中等密度的恒星來說,這一過程需要20年。這種引力收縮會釋放出熱能,部分熱能通過輻射失去;但是繼續(xù)收縮造成溫度穩(wěn)步上升,直到約 10 7K,其中心部分(芯部)可以導致產(chǎn)生核反應。這些核反應釋放出足夠的多余能量,以補償輻射損失,并建立一個瞬時平衡或穩(wěn)定態(tài)。
   當芯部10%的氫消耗了之后,再次發(fā)生引力收縮,直到溫度約為2×10 8K時可以發(fā)生氦燃燒(核聚變)。跟著產(chǎn)生類似的耗損、收縮和溫度升高,直到 10°K 左右可以發(fā)生包括更重一些核(Z=8~22)在內(nèi)的核反應。這些過程的時間標度對 恒星的質(zhì)量十分敏感,對于質(zhì)量為0.2M。的恒星來說,時間約為 10¹²y,對于質(zhì)量為1M。的恒星則為10¹0y,對于質(zhì)量為10M。的恒星為10 7y,而對于質(zhì)量為50M。的恒星則僅為8×10 4y。即恒星越重,
   它消耗自身的核燃料越快。此后,可以進一步發(fā)生突變,使得許多星球物質(zhì)噴射到空間中去.在空間這些物質(zhì)又與別的氯和氨摻和在一起,成為下一代恒星。但是應該指出,因為鐵處在核結(jié)合能曲線的極大值位置,只有鐵(Z=26)之前的那些元素才可以按上述考慮的那利放熱過程而產(chǎn)生,如果溢度上升得足夠,這些過程就能自動發(fā)生。要進一步促成鐵以后元素的建造就需要輸入能量。
  星球演化理論所根據(jù)的證據(jù)不僅來白已知的核反應和相對論的質(zhì)能等價性,而且還來白從恒星到達地球的光線的光譜分析。這種分析產(chǎn)生了尾球的光譜分級,光譜分級是現(xiàn)代實驗天體物理學的基石。星光的光譜分析揭示出關(guān)于恒星化學組成的許多信息、—恒星中存在的元素相同,且元素的相對濃度也相同。 此外,"紅移"和 Doppler 效應可以用來測算恒星彼此的相對運動,以及它們與地球的距離。更微妙的是,恒星表面的溫度可以根據(jù)具"黑體"輻射的光譜特性來測定,溫度越高,發(fā)射極大值的波長就越短。因此,較冷的恒星顯示紅色,較熱的恒昆依次顯示出黃色,白色和i 藍色,顏色上的差別也與化學組成上的差別有關(guān),如表1.1所示。
  如果以恒星的光譜級別(或者溫度)對它們的絕對星光度(或者發(fā)光度)作圖,這種圖便顯示出幾個集中的區(qū)域,大多數(shù)的恒星處在這些區(qū)域里。這種圖最早是由 Hertzsprung 和 RusselI在1913年左右獨立作出的,現(xiàn)在稱之為 ER圖(圖1.2)。90% 以上. 的恒星處在一條稱之為主星序的寬闊帶中,它包括了整個光譜級別和星光度的范圍,從頂端的既大又熱且質(zhì)量巨大的O級恒星到底部的小而密的微紅色M級恒星。這一關(guān)系表示在圖1.3中。但是必須著重指出;"大"和"小"的稱呼純粹是相對的,因為,在主星序中的所有恒星均屬于矮星級別。

  下一個數(shù)目最多的恒星組位于主屬序的右上方,稱之為紅巨星。例如,五車二<御夫座α)和太陽都是G級恒星,但五車二的發(fā)光度為太陽的 100倍;因為它們具有相同的溫度,所以斷定五車二的輻射表面必為太陽的100倍,故其半徑約為太陽的10倍。位于紅巨星上面的是超巨星如心宿二(天蝎剛α,見圖1,4),其表面溫度只有太陰的-半,但發(fā)光度卻為太陽的 工0000倍,因此可以斷定它的半徑是太陰的1000倍。
既大又熱,質(zhì)量巨大的恒星
   相反,HR圖的左下角屬于比較熱的低發(fā)光度恒星所在部位,這意味著這些恒星是很小的。這些均是白矮星,象天狼 B,它的大小與地球差不多,但是它的質(zhì)量卻與太陽的相同,暗示其密度約為5×104g·cm-8,這表明這些星體具有異乎尋常的致密性質(zhì)。

   現(xiàn)在可以將星體類型的這種描述與熱核過程的討論 聯(lián)系起來,至于元素的合成將在下一節(jié)中討論。當一個原始恒星開始由星際間的氫和氦以引力收縮的方式形成時,它的溫度升高,直到它的芯部溫度能夠維持質(zhì)子燃燒(§1.4.1)為止。 對于一個質(zhì)量接近太陽的恒星來說,這一過程表示在圖1.6中。這樣的恒星可能90% 的生命耗費在主星序中,僅失去很少的質(zhì)量,但卻產(chǎn)生了驚人數(shù)量的能量。在芯部氫消耗后<但恒星外層的氫不消耗),將導致進一步的收縮,造成了一個燃燒的氨芯,從而迫使多數(shù)未燃燒的氫進入到廣闊麗稀薄的外包層。因為這種星體輻射的表面積很大,盡管有較高的芯部溫度,卻不再能維持象以前那樣的高溫,所以星
體變成了紅巨星。典型的紅巨星具有的表面溫度在 3500~5500K 范圍內(nèi),其發(fā)光度約為太陽的10°~104倍,直徑約為太陽的 10~100倍。在較老的紅巨星中,隨之發(fā)生碳燃燒(§1.4.2),當它最終死亡而變成白矮星狀態(tài)時伴隨發(fā)生α 過程(§1.4.3)。

    事實上,許多恒尾是由彼此圍繞轉(zhuǎn)動的兩個星體形成的雙星系伴星。象經(jīng)常出現(xiàn)的情況那樣,如果兩個星體具有不同的質(zhì)量,
、a則較重的那顆將演化得快些,比其伴星更早些達到白矮星階段、所以當?shù)诙€恒墾體擴展而變?yōu)榧t巨星時,在它伸展的大氣中包住了相鄰的白矮星,并造成了不穩(wěn)定的性質(zhì),結(jié)果發(fā)生能量火爆炸,并使物質(zhì)轉(zhuǎn)移到更重的伴星上去。處在這一過程中,白矮星的發(fā)光度也許會增大1萬倍,該過程被看作是產(chǎn)生一顆新星(因為此前肉眼是難以看到上述雙星的)。
    我們在描述e-過程和7-過程時(§1.4.4和§1.4.b)將會看到,在較大的主星序恒星中可能發(fā)展成更加驚人的不穩(wěn)定性。如果起始質(zhì)量在3.5個太陽質(zhì)量以上,現(xiàn)行的一些理論認為,引力崩潰可能是一種突變,以致使體系向內(nèi)爆炸超出核密度范圍而成為一一個黑洞。 對于質(zhì)量范圍為1.4~3.5M。的主星序恒星來說,內(nèi)向爆炸可能在核密度情況下停止而產(chǎn)生一個快速轉(zhuǎn)動的中子星(密度約為1014g*om-8)。這種星體可以看作是一個發(fā)射電磁輻射的脈沖星,其頻率范圍很寬,時間間隔為幾分之一秒。在星體內(nèi)爆炸的這一過程中,崩潰芯體達到核密度時突然受阻而產(chǎn)生極高的溫度(納1018K)和高壓,這將產(chǎn)生一種向外運動的沖擊波,它沖擊星體的外套層而產(chǎn)生快速的壓縮和溫度的猛烈升高,突然引起許多新的核反應,并噴射出不少的星體物質(zhì)。最終的結(jié)果是出現(xiàn)一個超新星,亮度最高可達到原先星體的 108倍。這時,單獨一個超新星的亮度就可以與生成它的星系中所有其它星體的總亮度相比擬.兩個月以后,超新星的亮度按 55士1d的半衰期指數(shù)衰減。曾經(jīng)指出。這一半衰期很接近于254Cf 的半衰期,當288U在氫彈爆炸中受強中子通量照射時,會產(chǎn)生顯著數(shù)量的254Cf。來自垂死的紅巨星的超新星.新星和不穩(wěn)定的變星全都是合成重元素的成員,而它們噴射到顯際空間的物質(zhì)則用于凝集以后各代主星序恒星(如太陽)的過程中。應該強調(diào),化學元素起源的各種理論提出時間都不太久,而且細致的過程還沒有辦法充分了解①。但是這是現(xiàn)今研究中一個非?;钴S的領(lǐng)域,在本章給出的這些結(jié)論都是很初步的,在未來的實驗和理論研究中,無疑地會對它們進行修正和改進 我們目前可以借助這些認識,對認為是元素合成中的具體核過程進行較詳細的討論。

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