关于天文学

马头星云底部的亮点是正在生成新恒星的IC 434恒星的演化始于巨大的分子云。一个星系中大多数空洞的密度大约是每立方厘米0.1到1个原子，但是巨型分子云的密度是每立方厘米几百万个原子。一个巨大的分子云包含几十万到几千万个太阳质量，直径50到300光年。

当巨型分子云围绕星系旋转时，一些事件可能会导致其引力坍缩。巨型分子云可能会相互碰撞，或者穿过旋臂的致密部分。附近超新星爆炸抛出的高速物质也可能是触发因素之一。最后，星系碰撞引起的星云压缩和扰动也可能形成大量恒星。

坍缩过程中的角动量守恒会使巨大分子云的碎片分解成更小的碎片。质量小于约50个太阳质量的碎片将形成恒星。在这个过程中，气体被释放的势能加热，角动量守恒也会导致星云开始旋转，然后形成原恒星。

恒星形成的初始阶段几乎完全被致密的星云气体和尘埃所覆盖。通常，正在产生恒星的恒星源将通过在其周围明亮的气体云上产生阴影来观察，这被称为布克球。

质量非常小的原恒星无法达到足够的温度来启动氢的核聚变反应，它们会变成褐矮星。恒星和褐矮星之间的确切质量边界取决于化学成分，金属成分(相比之下比氦重的元素)越多，边界越低。金属成分与太阳相似的原恒星的边界约为0.075太阳质量。质量大于13木星质量(MJ)的褐矮星会发生氘聚变反应，但有天文学家认为这类恒星可以称为褐矮星，比行星大但比褐矮星小的天体被归为亚恒星天体。这两种类型，无论是否能燃烧氘，光度都很暗淡，并在数亿年间逐渐冷却，逐渐消亡。

质量更高的原恒星，核心温度可达1，000，000 K，可以启动质子-质子链式反应，将氢聚变为氘，再聚变为氦。在一颗质量略大于太阳的恒星中，碳、氮和氧循环对能量产生的贡献相当大。核聚变的开始会导致流体静力平衡的短期丧失，流体静力平衡是核心向外的“辐射压力”和恒星质量造成的“引力压力”之间的平衡，以阻止恒星进一步“引力坍缩”，但恒星很快演化为稳定状态。

LH 95是大麦哲伦星云中的一个恒星托儿所。新生的恒星有不同的大小和颜色。光谱类型从高热蓝到低温红，质量从最低太阳质量的0.085到20倍太阳质量以上。恒星的亮度和颜色取决于表面温度，而表面温度是由质量决定的。

新诞生的恒星将落在希罗多德主序带上的特定点上。小而冷的红矮星燃烧氢的速度较慢，可以在主序带停留数百亿年，而质量大而热的超巨星只能在主序带停留数百万年。像太阳这样的中型恒星在主序带停留的时间约为6543.8+000亿年。太阳被认为处于其生命的中点，所以它仍然在主序带上。一旦恒星耗尽其核心的大部分氢，它就会离开主序区。

人马座是大量恒星聚集的星域。

[编者]明星的成熟

按照恒星诞生时的质量，经过几百万到几十亿年，核心不断的核聚变反应，已经在核心积累了大量的氦。较重较热的恒星比较小较冷的恒星制造氦的速度快。

积聚的氦的密度比氢的密度高，由于自身的压缩和不断的核反应而逐渐增大。需要通过抵抗更高温度下压缩增强的重力来保持稳定的平衡。

最后，核心能量提供的氢会被耗尽，不会有氢核聚变到藐视重力的向外压力。它会收缩，直到电子退化到足以对抗重力，或者核心有足够的温度(1亿度)来燃烧氦，这将首先发生，这取决于恒星的质量。

[编辑]低质量恒星

目前无法直接知道低质量恒星停止通过核反应产生能量后会发生什么:宇宙目前的年龄只有654.38+037亿年，比低质量恒星停止核反应的时间要短(某些情况下少几个数量级)，所以目前的理论都是根据计算机模拟定型的。

质量小于0.5太阳质量的恒星，其核内氢聚变停止后，仅仅是因为没有足够的质量在核内产生足够的压力，氦核的聚变反应无法进行。它们会变成红矮星，就像比邻星一样，其中一些会比太阳长寿几千倍。目前的天体物理模型认为，一颗太阳质量为0.1的恒星可以在主序带停留长达6万亿年，需要数千亿年甚至更长时间才能慢慢坍缩成白矮星[1]。如果恒星的核心变得停滞不前(这被认为有点像现在的太阳)，它将一直被几层氢包围，这可能是在演化过程中产生的。但如果恒星有完全对流(这种想法被认为是低质量恒星的主角)，那么它的周围就不会有层。如果是的话，它会发展成红巨星而不会引起氦聚变，就像下面提到的中等质量恒星一样；换句话说，它会简单地收缩，直到电子简并压力阻止引力坍缩，然后直接变成白矮星。

[编辑]中尺度恒星

当一个类似太阳的恒星死亡后，它就变成了一个行星状星云，就像猫眼星云一样。另一种情况是，核心外围的几层含氢壳层被核聚变反应加速，立即引起恒星的膨胀。由于这些层处于核心外围，重力较低，其膨胀速度会比能量增加得更快，这将导致温度下降，使其比主序区更红。像这样的恒星被称为红巨星。

按照希罗多德的说法，红巨星是不在主序带的巨星，恒星的分类是K或M，包括金牛座的毕宿五和摩羯座的大角星，都是红巨星。

在电子简并压的支持下，一颗质量在几个太阳质量以内的恒星会发展出一个氦核，其外围仍然被氢覆盖。它的引力直接挤压氦核上的几层氢，导致氢聚变的反应速率比主序带同等质量的恒星要快。这又使恒星变得更亮(亮度增加1，000到1，000倍)并膨胀；膨胀程度超过光度的增加，导致有效温度降低。

恒星的膨胀是在对流层外层，它将物质从核聚变附近的区域带到恒星表面，并通过湍流与表面的物质混合。所有的恒星除了质量最小的那颗，内部发生核聚变的物质在这一点之前都深埋在恒星内部，通过对流在恒星表面第一次可以看到核聚变的产物。在这个进化阶段，结果是非常微妙的，最大的影响是氢和氦的同位素的变化，但还没有观察到。有用的是碳、氮和氧在表面的循环，12C/13C的较低比例和改变碳氮比例。这些是由分光镜发现的，并在许多演化的恒星上测量过。

与太阳质量相近的恒星演化演示示意图。恒星从坍缩的气体云(1)中诞生，经过收缩阶段成为原恒星(2)，然后进入主序区(3)。一旦核心的氢耗尽，它就会膨胀成一颗红巨星(4)，然后它的外壳消散成一个行星状星云，它的核心退化成一颗白矮星(5)。当堆芯周围的氢被消耗后，堆芯吸收产生的氦，进一步导致堆芯收缩，使残留的氢聚变更快，最终会导致堆芯发生氦聚变(包括3个氦过程)。在质量大于0.5个太阳质量的恒星中，电子简并压或许能够将氦聚变延迟数百万到数千万年；在较重的恒星中，氦核和几层气体的总质量会使电子简并压不足以延缓氦聚变的过程。

当堆芯的温度和压力足以点燃堆芯中的氦聚变时，如果电子简并压是支撑堆芯的主要力量，就会发生氦闪。在质量更大的堆芯中，电子简并压并不是支撑堆芯的主要力量，氦聚变的燃烧会相对平静地进行。即使发生氦闪，能量快速释放的时间(太阳能量的108数量级)也很短，所以恒星外可观测到的表层不会受到影响[2]。氦聚变产生的能量会导致堆芯膨胀，所以叠加在堆芯外层的氢聚变速率会变慢，从而降低总的能量产生。所以恒星会收缩，虽然不是全部都会回到主序区，它会在Herotto的水平分支上迁移，半径逐渐缩小，表面温度升高。

在恒星消耗了核心的氦之后，聚变在含有碳和氧的热核心附近继续进行。随着恒星进入Herro图的渐近巨星分支，它与原始红巨星的演化平行，但能量产生得更快(因此持续时间更短)[3]。

能量输出的变化引起恒星大小和温度的周期性变化。能量输出本身降低了能量辐射的频率，伴随着强烈的星风和剧烈的脉动导致质量损失率的增加。这个阶段的恒星根据其明显特征被称为晚期星、OH-IR星或Milla星。排出的气体来自恒星内部，也含有相对丰富的创造元素，尤其是碳和氧的丰度与恒星的类型有关。由气体构成的膨胀气体壳被称为环星包层，它会随着远离恒星而逐渐降低温度，从而允许尘埃和分子的形成。理想情况下，来自堆芯的高能红外线输入环星包后会被激发形成一个炮点。

氦的燃烧速率对温度极其敏感，会导致很大的不稳定性。巨大的脉冲组合最终会赋予恒星足够的动能，向外抛出几层气体壳，形成潜在的行星状星云。仍然留在星云中心的恒星核心将逐渐降温，成为一颗小而致密的白矮星。

[编辑]大质量恒星

蟹状星云是大约1，000年前爆发的一颗超新星的散落残余。在大质量恒星中，在电子简并压能够成为主流之前，内核大到足以点燃氢聚变产生的氦。因此，当这些恒星在膨胀冷却时，其亮度不会比低质量恒星大多少；但它们会比低质量恒星的初始阶段亮很多，也会比低质量恒星形成的红巨星更亮，所以这些恒星被称为超巨星。

质量特别大(大约是太阳质量的40倍)的恒星会非常明亮，会有一个又长又高的恒星风。在它们膨胀成红巨星之前，由于强大的辐射压力，它们往往会先剥离外层气体外壳，因此它们的质量损失也非常快，这导致它们在主序区阶段维持较高的表面温度(蓝白颜色)。因为恒星的外壳会被极强的辐射压力剥离，所以恒星的质量不能超过120个太阳质量。虽然较低的质量可以减缓外壳的剥离速度，但如果它们足够近，在伴星膨胀、外壳剥离时，它们会与伴星结合；或者是因为它们的自转速度足够快，对流会把所有的物质带到表面，导致彻底混合，没有可分离的核和壳，它们可以避免成为红巨星或红色超巨星[4]。

当氢从壳层底部获得并融合成氦时，内核逐渐变得更热、密度更大。在大质量恒星中，电子简并压力不足以单独阻止引力坍缩。至于核心消耗的每一种元素，也可以通过点燃更重的元素聚变之火，暂时阻止引力坍缩。如果一颗恒星的核心不太重(质量约为1.4倍太阳质量，考虑到之前发生过大量质量损失)，或许能够形成一颗如上所述的白矮星(外部被行星状星云包围)，只不过这颗白矮星主要由氧、氖和镁组成。

在核心坍塌之前，大质量恒星的核心结构像洋葱一样呈层状排列(不按比例)。在一些质量以上(估计是太阳质量的2.5倍，原恒星质量约为太阳质量的10倍)，核心温度可达到局部毁灭的温度(约1.1GK)并开始形成氧和氦，氦会立即与残留的氖合并形成镁；然后氧融合形成硫、硅和少量其他元素。最后，当温度达到任何元素都会被部分破坏的高温时，通常会释放出α粒子(氦核)，然后它们会立即与其他原子核合并。所以少数原子核经过分选后会变成更重的原子核，释放的净能量会增加，因为母核破碎释放的能量大于聚变为子核所需的能量。

那些核心质量太大而无法形成白矮星，并且无法承受氖转变为氧和镁的恒星，在合并成更重的元素之前，会经历重力坍缩的过程(因为电子俘获)[5]。无论温度是因电子俘获而升高还是降低，在重力坍缩前都会形成更小的原子核(如铝和钠)，对重力坍缩前的总能量产生影响很大[6]。这可能会对卓越的超新星爆炸以及抛出的元素和同位素的丰度产生影响。

恒星核合成过程中一旦产生铁-56，后续过程就会消耗能量(碎片结合成核所释放的能量小于击碎母核所需的能量)。如果核心的质量大于钱德拉塞卡极限，电子简并压力将不足以支撑和抵抗质量引起的引力，核心将突然坍缩，灾难性坍缩将形成中子星或黑洞(当核心的质量超过托尔曼-奥本哈莫-瓦科夫极限时)。虽然这一过程尚未完全了解，但一些重力势能转换导致这些核心坍塌，并转换为Ib，Ic或II超新星。我只知道，当核心坍缩时，就像超新星1987 A中观测到的那样，会有一次巨大的中微子暴增。极高能量的中微子会破坏一些原子核，它们的一部分能量会消耗在释放原子核中，包括中子，还有一部分能量会转化为热能和动能，从而引起冲击波与一些来自堆芯坍缩和反弹的物质融合。在非常密集的汇合物质中的电子俘获产生额外的中子，一些被反弹的物质受到中子的轰击，这诱发了一些核俘获，产生了一系列比铁更重的元素，包括放射性物质铀[7]。虽然非爆炸红巨星在早期反应和次级反应中释放的中子也能产生一定数量的比铁重的元素，但在这种反应下比铁重的元素(特别是一些稳定和长寿命的同位素和一些同位素)的丰度与超新星爆炸有明显的不同。我们发现太阳系中重元素的丰度与两者都不一样，所以无论是超新星还是红巨星都不能单独用来解释观测到的重元素和同位素的丰度。

核心坍缩转移到反弹物质上的能量不仅产生了重元素，还提供了它们加速和脱离所需的逃逸速度(这一机制尚未完全了解)，从而导致了Ib、Ic或II超新星的形成。目前，对这些能量传递过程的理解还不尽人意。虽然目前的计算机模拟可以为Ib、Ic或II超新星的能量转移提供一些解释，但仍不足以解释观测到的物质抛射所携带的能量[8]。通过分析中子星(需要两颗相似的超新星)的轨道参数和质量得到的一些证据表明，氧、氖、镁核坍缩产生的超新星可能与铁核坍缩观测到的不同(大小除外)[9]。

最大质量的恒星可能会在超新星爆炸中彻底毁灭，因为它的能量超过了它的引力结合能。这种罕见的事件导致对不稳定，余波甚至不是黑洞[10]。

[编辑]恒星碎片

恒星耗尽燃料后，根据其一生中的质量，如果不计算假设的奇异星，其碎片将是以下三种类型之一。

[编辑]白矮星

主要项目:白矮星

一颗1太阳质量的恒星演化成了一颗质量约为0.6太阳质量的白矮星，压缩体积与地球大小相近。白矮星是一个非常稳定的天体，因为它向内的引力与核心电子产生的电子简并压力相平衡，这是保罗不相容原理的结果。电子简并压力为对抗重力的进一步压缩提供了一个相当宽松的限制；所以，对于不同的化学元素，质量越大，体积越小。在没有燃料继续燃烧的情况下，恒星的余热可以持续辐射数十亿年。

白矮星的化学成分取决于它的质量。只有少数具有太阳质量的恒星可以通过碳融合产生镁、氖和少数其他元素，从而产生一颗以氧、氖和镁为主要成分的白矮星。在丢弃足够质量的情况下，其质量不会超过钱德拉塞卡极限(见下)；并且在碳燃烧不够剧烈的情况下，阻止其成为超新星[11]。与太阳质量相当的恒星无法点燃碳聚变的核反应，产生的白矮星主要由碳和氧组成，质量太低不会导致引力坍缩，除非后期能增加质量(见下图)。一颗质量小于0.5太阳质量的恒星甚至无法被氦燃烧点燃(见上图)，所以被压缩成白矮星后的主要成分是氦。

最后，所有的白矮星都会变成又冷又黑的物体，有人称之为黑矮星。但是现在的宇宙还没有老到可以产生黑矮星这样的天体。

如果白矮星的质量可以增加到超过钱德拉塞卡极限——对于主要成分是碳、氧、氖和/或镁的白矮星来说，它是1.4个太阳质量，电子简并压力将无法对抗重力，恒星将因电子俘获而坍缩。根据化学成分和坍缩前的核心温度，核心可能坍缩成中子星，也可能因为点燃的碳和氧的燃烧而失去控制。越重的元素越容易发生恒星坍缩，因为它需要更高的温度来重燃核心燃料，所以可以减轻原子核的电子俘获过程可以使核反应变得更容易；但核心温度越高，越有可能导致恒星的核反应失控，从而导致恒星坍缩为Ia型超新星[12]。大质量恒星死亡产生的II型超新星即使释放出更多的总能量，也会比II型超新星亮好几倍。这种会导致坍缩的不稳定性使得太阳质量超过甚至接近1.4的白矮星不可能存在(唯一可能的例外是超高速旋转的白矮星，因为离心力抵消了质量问题)。卫星之间的质量转移可能导致白矮星的质量接近钱德拉塞卡极限，从而引起不稳定性。

如果在一个接近的双星系统中有一颗白矮星和一颗普通恒星，来自较大伴星的氢会在白矮星周围形成吸积盘，从而增加白矮星的质量，直到白矮星的温度升高，引发一场失控的核反应。在白矮星的质量达到钱德拉塞卡极限之前，这种爆炸只会形成一颗新的恒星。

[编辑]中子星

气泡状图像是65，438+05，000年前爆发的超新星产生的脉冲波，目前仍在膨胀。(查看大图)。主项:中子星。

当恒星的核心坍塌时，压力导致电子被捕获，从而大部分氢被转化为中子。在原本分离原子核的电磁力消失后(按比例，如果原子核大如尘埃，原子有600英尺长的足球场那么大)，恒星的内核变成了一个只有中子的致密球体(就像一个巨大的原子核)，外面有几层由简并物质(主要是薄薄的铁层和后续反应产生的物质)组成的壳层。中子也遵循泡利不相容原理，并使用一种类似于电子简并压力的力，但比重力更强。

像这样的恒星，叫做中子星，非常小——直径只有10公里，大小不会超过一个大城市的大小——密度极高。它们的自转周期由于恒星的收缩(因为角动量守恒)而急剧缩短，有的高达每秒600转。随着这些恒星的高速旋转，每当恒星的磁极对着地球时，地球就会接收到一个脉冲辐射。像这样的中子星叫做波沙，发现的第一颗中子星就是这种类型。

[编辑]黑洞

主要项目:黑洞

如果恒星的碎片有足够的质量，中子简并压力将不足以阻止恒星在史瓦西半径以下坍缩，那么恒星的碎片将成为黑洞。目前还不知道发生这种情况需要多少质量，目前估计是2到3个太阳质量。

黑洞是广义相对论预言的天体，天文观测和理论也支持黑洞的存在。根据广义相对论的传统，无论是物质还是信息都可以从黑洞内部传递到外部的观察者，尽管量子效应允许这个严格的定律产生误差。

虽然恒星坍缩产生超新星的机制还没有完全弄清楚，但恒星是否可以在没有可见超新星爆发的情况下直接坍缩形成黑洞，还不得而知。还是超新星爆发后形成中子星，然后继续坍缩成黑洞？初始恒星质量和最终碎片质量之间的相互关系并不完全可靠。为了解决这些不确定的问题，需要分析更多的超新星和超新星遗迹。