【预告】莱茵游学论坛第16期(Nov.11，波恩)：天文学——恒星的形成

莱茵游学论坛

天文学——恒星的形成

Astronomy: The Formation of Fixed Stars

主讲人: 孙科峰　科隆大学博士生

　　孙科峰：1996年-2003年在北京大学攻读本科和研究生。专业是天理物理。2000年7月获得理学学士学位，2003年7月获得理学硕士学位。曾获得宝钢奖学金和北京大学优秀毕业生称号。2004年1月至今在科隆大学第1物理研究所攻读博士学位。研究方向是星际物质的湍动和恒星形成。

　　讲座内容简介：
　　我们的银河系中1千亿颗恒星，在宇宙中1千亿个星系。星系是组成宇宙的基本单位，而恒星是组成星系的基本单位。我们的太阳只是这些恒星中很普通的1个。当我们仰望天空的时候，也许不禁会问，这些恒星是怎么形成的呢？
　　恒星形成是天体物理研究中最具挑战的课题之一。在过去的近30年中，伴随着对这一问题的研究，无论是在观测技术上还是对星际分子云的引力，磁场和扰动相互作用的理论的了解方面都有很大改善。由致密气体/尘埃组成的恒星形成区业已通过对CONH3 等100多种谱线的观测所证认出。目前对小质量恒星（<=3个太阳质量）形成的过程的了解已较为透彻，而相对而言，对大质量恒星知之甚少。这个讲座将介绍小质量恒星的形成理论以及目前存在的大质量恒星形成的理论。讲座也会简单介绍目前在科隆第1物理所进行的相关项目：KOSMA（3米亚毫米望远镜，瑞士），NANTEN2（4米亚毫米波望远镜，智利）， SOFIA（飞机上的天文台）和Herschel（空间天文台）。

　　时间：2006年11月11日，星期六
　　13:40－15:30　主题讲座及提问时间；
　　15:30--------- 　自由交流。

　　地点(点击查看)：Auf dem Huegel 6，53121,Bonn-Endenich
　　交通(点击查看)：621，623，611到Immenburg (Endenich) 下(乘621从Bonn HBF 8分钟到)，再回走100米。或者从623，635，634在Frongasse(或Magdalenenplatz)下，然后回走过十字路口后步行200米。

　　联系电话：0228-3066751，0176 24571562，0228 8158371, 0172 7134 999 (19-23pm或周末)
　　电子信箱: Rhein.forum@hotmail.com

附：
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[ 本帖最后由 wamway 于 2006-11-6 18:05 编辑 ]

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qquchn

恒星                                        维基百科，自由的百科全书                                                                                                跳转到： 导航, 搜索
                                               
数以百计的恒星聚集在一起。图片由哈勃太空望远镜摄得。


恒星是拥有巨大且致密的等离子体，是在宇宙中靠核聚变产生能量而自身能发热发光的星体。最接近地球的恒星就是太阳。过去天文学家以为恒星的位置是永恒不变的，以此为名。但事实上恒星也会按照一定的轨迹，围绕着其所属的星系的中心而公转。不像行星，所有的光都是反射的，恒星因为是一个热源，能自己发光。从科学的角度来看，恒星可以定义为：经由重力与流体静力的平衡趋向球体的等离子体，经由核聚变的过程产生自己的能量。恒星天文学是研究恒星的科学。
恒星是星系中最基本的成员。除太阳外，已知最接近地球的恒星是半人马座的比邻星．它有40万亿公里远（4.2光年）。天文学家推断在已知的宇宙当中约有7×1022颗（70 000 000 000 000 000 000 000）恒星。
个别的恒星因为总质量的不同而在它们的结构和寿命上有所不同，总质量决定恒星的演化路线与最终的结局。在赫罗图显示恒星温度和绝对星等之间的关系，可测量恒星的寿命（年龄）和演化的阶段。一开始，恒星主要由氢组成，还有一些氦和微量，但仍能在恒星内测量到微迹金属。随著恒星演化进展的过程，一部分的氢经由核聚变的过程被转变成更重的元素，部份气体再回到星际空间的环境中，在行星际空间组成新一代含有更多富金属的恒星。
恒星并非平均分布在星系之中，多数恒星会彼此受引力影响而形成聚星，如双星、三合星、甚至形成星团等由数至数百万计的恒星组成的恒星集团。当两颗双星的轨道非常接近时，其引力作用或会对它们的演化产生重大的影响，例如一颗白矮星从它的伴星获得吸积盘气体成为新星。

目录 [隐藏] 1 结构 2 恒星的年龄和大小 3 核聚变反应路径 4 恒星的诞生与演化 4.1 小质量恒星（小于0.4倍太阳质量） 4.2 质量与太阳相当的恒星（0.4～4倍太阳质量） 4.3 大质量恒星（大于4倍太阳质量） 5 空间分布 6 命名 7 分类 8 人类对恒星的观测和利用 9 相关条目 10 外部链接

[编辑] 结构绝大部分恒星由高温等离子体（电浆）构成。等离子体的辐射压力和重力收缩相平衡，构成稳定的状态。
[编辑] 恒星的年龄和大小
太阳是最近地球的恒星。


有关于恒星的一切几乎都取决于它最初的总质量，包括其的密度和结局，以及其本质和特征，例如演化、光度和大小。恒星的尺度从非常小（不大于一个城市的中子星，密度却十分惊人）到像猎户座的参宿四（直径是太阳100倍）的超巨星，但参宿四密度远比太阳低。许多恒星的年龄在10亿到100亿年之间，甚至有137亿年之遥，与目前观测所得宇宙年龄相近的（参见 大霹雳理论、恒星演化）。
质量越大的恒星寿命越短，主要是因为质量越大，内部核心的压力也就越高，因此每秒钟必消耗更多氢“燃料”，氢消耗得十分快速，质量最巨大的恒星约一百万年就耗尽自身全部氢。然而质量最少的恒星（红矮星），氢的消耗却十分缓慢，至少可维持数百亿年之久。我们对恒星的了解大多数来自理论的模型和模拟，而这些理论只是建立在恒星光谱和直径的测量上。除了太阳之外，首颗被测量出直径的恒星是参宿四，是由艾伯特․亚伯拉罕․米歇尔森在1921年使用威尔逊山天文台100吋的虎克望远镜完成（约450个太阳直径）。
船底座η是已知质量最大的恒星之一，约为太阳的100–150倍，所以其寿命很短，最多祇有数百万年。依据位于马里兰州巴尔的摩太空望远镜科学学院的天文学家唐纳德․婓格最近的研究，认为在现今宇宙中恒星质量上限是太阳的150倍。这是它使用太空望远镜研究接近银河中心，由年轻的大质量恒星聚集而成的圆拱星团（Arches cluster）中数千颗恒星后，发现在统计学上应该有几颗如此大质量的恒星存在，但在实际上却未能寻获，由此所获得的结论。虽然爱丁顿极限给了部份答案，但过去对这极限值并不很了解。在大霹雳后最早诞生的那一批恒星质量必然很大，或许能达到太阳的300倍，由于在它们的成分中完全没有比锂更重的元素，这一代超重质量的恒星应该已经灭绝，然而在现今理论中它们是存在的。
剑鱼座 AB A的伴星剑鱼座 AB C，质量只有木星的93倍，是已知质量最小，但核心仍能进行核融合的恒星，再小的恒星就是介乎于恒星与气体巨星之间的灰色地带，没有明确定义的棕矮星。而理论上估计质量最小的恒星，质量大约是木星质量的75倍。
[编辑] 核聚变反应路径
碳氮氧循环


在恒星的核心，依据恒星的质量和组成，能进行各种不同的核聚变反应，这是星体核合成这门学科研究的领域。
起初，恒星绝大部分都是氢和23-28%氦，以及少量较重的元素。在太阳的核心，温度是107 K，氢以质子质子链融合成氦：
41H → 22H＋2e+＋2νe（4.0 MeV＋1.0 MeV）21H＋22H → 23He＋2γ（5.5 MeV）:23He → 4He＋21H (12.9 MeV)总结这些反应的最后结果是：
41H → 4He＋2e+＋2γ＋2νe (26.7 MeV)质量更大的恒星，氢可以在经由触媒的参与，进行碳氮氧循环一系列反应之后成为氦。
对核心温度在108 K和质量介于0.5至10太阳质量的恒星，氦可以经由3氦反应转变成碳：
4He＋4He＋92 keV → 8*Be4He＋8*Be＋67 keV → 12*C12*C → 12C＋γ＋7.4 MeV总反应的结果是：
34He → 12C＋γ＋7.2 MeV[编辑] 恒星的诞生与演化
巨蛇座M16（星云）鹰星云，是其中一个恒星诞生地。图片由哈勃太空望远镜摄得。


主条目：恒星演化论
天文学家相信恒星由分子云内诞生，当分子云受到外来干扰，例如附近有星系诞生或超新星爆炸所做成的冲击，令分子云某些区域被压缩，形成密度较高的区域，在引力作用下，这些密度较高的区域开始收缩。
随著这些区域慢慢收缩，最终会形成一个球体，称为原恒星，其外围会被由尘埃和气体所形成的吸积盘所包围。
原恒星并不是恒星，因为其核心温度并不足以产生核聚变。如果原恒星的质量足够大，其核心温度会慢慢增高，最后引发核聚变产生能量，发出的热力会将外围的气体驱散，这时一颗新的恒星便诞生了，并进入主序星的阶段。
从主序星阶段开始，恒星核心的温度与压力足够产生氢聚变，不断将氢合成氦产生能量。核聚变所产生的辐射压力平衡了自身引力，这时恒星进入稳定状态，恒星的一生有90%的时间在这个状态下度过。
恒星的质量越大，燃料的消耗越快，故恒星寿命就越短。
[编辑] 小质量恒星（小于0.4倍太阳质量）
质量小的恒星的演化：（1）红矮星，（2）棕矮星？，（3）黑矮星（本图不依比例）


质量非常小的恒星（称红矮星），如半人马座比邻星，其“燃料”会消耗得很慢，寿命可维持二三千亿年。它们终其一生只会慢慢收缩并经由恒星风使外层的气体慢慢的逃逸至太空中，温度慢慢下降成为持续冷却及变暗成为黑矮星。
[编辑] 质量与太阳相当的恒星（0.4～4倍太阳质量）
质量与太阳相约的恒星的演化：（1）主序星，（2）红巨星，（3）行星状星云（位于中央的核心是白矮星，最后会冷却成为黑矮星）


大部分恒星，当核心的氢燃料耗尽之后，核心会积聚核聚变留下的氦，能量产生的速度放慢至不足抗衡引力，氦核开始收缩并释放热能，使核心继续加温。当核心温度足够高候，邻近核心的氢外壳会被燃烧，产生氢核聚变，令外壳膨胀。同时随著外壳膨胀，外壳因表面面积增加而冷却，成为核心温度高，表面非常巨大但温度低的红巨星。太阳在50亿年后也会膨胀成为一颗红巨星，气壳把水星与金星吞噬。
质量较大的恒星，核心的温度更可把氦点燃，以氦聚变合成更重的元素（如氧、碳）。这些核聚变过程并不稳定，令恒星产生脉动，收缩膨胀所吹出的恒星风，逐渐将外壳抛开，又或者核心的温度无法再合成更重的元素，成为行星状星云。
失去外壳的核心裸露出来，温度虽然很高但因体积小使得光度暗淡，成为白矮星。白矮星不再进行核聚变反应后，只能依靠原子核的简并压力与众力保持平衡，但能量（热能）能持续散逸至太空中，最终将冷却及变暗而成为黑矮星。
[编辑] 大质量恒星（大于4倍太阳质量）质量较大的恒星，在氢燃料耗尽之后，其高温度不但能将氦聚变成碳，更能把生成的碳转化为氧，甚至足以将碳合成更重的元素例如硅，至合成铁。由于核心产生高热，恒星的外壳会膨胀得比红巨星更大，成为超红巨星。
当铁被合成后，恒星便无法将铁合成至更重的元素来产生能量，因为这个过程是需要消耗比以前更大的能量，却由于没有能量产生，核心将会因引力塌缩，密度亦越来越高，一旦超越电子简并压力，核心的质子与电子在巨大压力下结合成中子，造成核心塌缩。这突然发生的塌陷产生的激震波，使恒星其余的部份剧烈爆炸成为超新星。
核心外围的物质受到冲击波的撞击，将恒星的外壳于短时间内毁灭，这瞬间，比铁更重的元素能在此时合成，爆炸所产生的光度有时比整个星系所有恒星光度的总和更亮。
超新星爆炸后，恒星可有两种不同的结局：
爆炸后残余的核心，假如其质量小于太阳质量的三倍，中子简并压力便能抗衡恒星的收缩，形成稳定的中子星。
但当残余核心的质量大于太阳质量的三倍，中子简并压力也无法抗衡恒星的收缩，并且再没有任何力量可以阻止恒星的引力塌缩，形成黑洞。
[编辑] 空间分布恒星间距离非常遥远，天文学上一般用光年来量度恒星间的距离。而距离的测定则可以通过周年视差法、星团视差法、力学视差法、造父变星法等进行测量。
[编辑] 命名主条目：恒星命名
每一颗恒星都要给它取一个名字，才能够便于研究和识别。中国古代命名恒星或是以它所在星官命名，如天关星、北河二等；或是根椐传说命名，例如织女星、牛郎星（河鼓二）等；或根据二十八宿命名，例如心宿二等。
西方方面，1603年，德国业余天文学家拜耳建议将每个星座中的恒星按照从亮到暗的顺序，以该星座的名称加上一个希腊字母顺序表示。例如猎户座α（参宿四）、猎户座β（参宿七）。如果某个星座的恒星数目超过24个希腊字母，则接续采用小写的拉丁字母（a, b, c...），仍不足再使用大写拉丁字母（A, B, C...）。
英国首任的天文台长佛兰斯蒂德创立了数字命名法，将星座内肉眼可见的恒星由西向东、由北向南依序编号。
[编辑] 分类主条目：恒星光谱分类
恒星分类是依据光谱和光度进行的二元分类。在通俗的简化的分类中，前者可由恒星的颜色区分，后者则大致分为“巨星”和“矮星”，比如太阳是一颗“黄矮星”，常见的名称还有“蓝巨星”和“红巨星”等。
根据维恩定律，恒星的颜色与温度有直接的关系。所以天文学家可以由恒星的光谱得知恒星的性质。
故此，天文学家自19世纪便开始根据恒星光谱的吸收线，以光谱类型将恒星分类。天体物理学就是由此发展起来的。
依据恒星光谱，恒星从温度最高的O型，到温度低到分子可以存在于恒星大气层中的M型，可以分成好几种类型。而最主要的型态，可利用"Oh，Be A Fine Girl, Kiss Me"（也有将"girl"改为"guy"）这句英文来记忆（还有许多其它形式的口诀记忆），各种罕见的光谱也有各特殊的分类，其中比较常见的是L和T，适用于比M型温度更低和质量更小的恒星和棕矮星。每个类型由高温至低温依序以数字0到9来标示，再细分10个小类。此分类法与温度高低相当符合，但是还没有恒星被分类到温度最高的O0和O1。
光谱类型表面温度颜色O30,000 - 60,000 K蓝色B10,000 - 30,000 K蓝白色A7,500 - 10,000 K白色F6,000 - 7,500 K黄白色G5,000 - 6,000 K黄色（太阳属于此类型）K3,500 - 5,000 K橙黄色M2,000 - 3,500 K红色另一方面，恒星还有加上“光度效应”，对应于恒星大小的二维分类法，从0（超巨星）经由III（巨星）到V（矮星）和VII（白矮星）。大多数恒星皆以燃烧氢的普通恒星，也就是主序星。当以光谱对应绝对星等绘制赫罗图时，这些恒星都分布在对角在线很窄的范围内。
太阳的类型是G2V（黄色的矮星），是颗大小与温度都很普通的恒星。太阳被作为恒星的典型样本，并非因为它很特别，只因它是离我们最近的恒星，且其它恒星的许多特征都能以太阳作为一个单位来加之比较。

太阳质量：	kg
太阳光度：	watts.

另请参见: 赫罗图
[编辑] 人类对恒星的观测和利用
哈勃望远镜拍摄的天狼星及其伴星照片


人类对恒星的观测历史悠久。古埃及以天狼星在东方地平线的出现，预示尼罗河泛滥的日子。中国商朝就设立专门官员观测大火在东方的出现，确定岁首的时刻，与作物播种与收割并列在卜辞中。而中国明朝的航海家们则利用航海九星来判断方向。美国的阿波罗11号飞船设有光学定位仪，利用恒星来确定位置。
对恒星体积的测量可以通过干涉法和月掩星法测得恒星的角直径，从而求得体积。
恒星的质量可用开普勒第三定律或恒星光度与质量之间的关系进行测量。
[编辑] 相关条目

• 恒星列表
• 最亮恒星列表
• 最接近恒星列表
• 变星
• 深空天体
• 恒星天文学
• 星等
• 自行运动

[编辑] 外部链接

• 香港大学物理系自学天文课程《宇宙的本质》讲义

黑色大炮

俺来
鲁尔区出发的一起走吧,
合起来买州票

[ 本帖最后由 黑色大炮 于 2006-11-6 13:19 编辑 ]

wamway

原帖由 黑色大炮 于 2006-11-6 13:18 发表
俺来
鲁尔区出发的一起走吧,
合起来买州票

恩，好办法，
你那么多搞研究的朋友，以后你也邀请几位来莱茵游学论坛讲学吧。