【太阳的演变论文】太阳的演变过程_物理_护花MP98DJ87
编辑： admin 2017-15-06
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恒星也有自己的生命史,它们从诞生、成长到衰老,最终走向死亡.它们大小不同,色彩各异,演化的历程也不尽相同.恒星与生命的联系不仅表现在它提供了光和热.实际上构成行星和生命物质的重原子就是在某些恒星生命结束时发生的爆发过程中创造出来的.目前太阳所处的主序星阶段,通过对恒星演化及宇宙年代学模型的计算机模拟,已经历了大约45.7亿年.据研究,45.9亿年前一团氢分子云的迅速坍缩形成了一颗第三代第一星族的金牛T星,即太阳.这颗新生的恒星沿着距银河系中心约27,000光年的近乎圆形轨道运行.太阳在其主序星阶段已经到了中年期,在这个阶段它核心内部发生的恒星核合成反应将氢聚变为氦.在太阳的核心,每秒能将超过400万吨物质转化为能量,生成中微子和太阳辐射.以这个速度,太阳至今已经将大约100个地球质量的物质转化成了能量.太阳作为主序星的时间大约持续100亿年左右.太阳的质量不足以爆发为超新星.在50~60亿年后,太阳内的氢消耗殆尽,核心中主要是氦原子,太阳将转变成红巨星,当其核心的氢耗尽导致核心收缩及温度升高时,太阳外层将会膨胀.当其核心温度升高到 100,000,000 K时,将发生氦的聚变而产生碳,从而进入渐近巨星分支,而当太阳内的氦元素也全部转化为碳后,太阳将不再发光,成为一颗死星（Black dwarf）.地球的最终命运还不清楚.太阳变成红巨星时,其半径可超过1天文单位,超出地球目前的轨道,是当前太阳半径的260倍.然而,届时作为渐近巨星分支恒星,太阳将会由于恒星风而失去当前质量的约30%,因而行星轨道将会外推.仅就此而言,地球也许会幸免被太阳吞噬.然而,新的研究认为地球还是会因为潮汐作用的影响而被太阳吞掉.即使地球能逃脱被太阳熔融的命运,地球上的水将被蒸发而大气层也会散逸.实际上,即使太阳还是主序星时,它也会逐步变得更亮,表面温度缓慢上升.太阳温度的上升将在9亿年后导致地球表面温度升高,造成目前我们所知的生命无法生存.其后再过10亿年,地球表面的水将完全消失.红巨星阶段之后,由热产生的强烈脉动会抛掉太阳的外壳,形成行星状星云.失去外壳后剩下的只有极为炽热的恒星核,它将会成为白矮星,在漫长的时间中慢慢冷却和暗淡下去.这就是中低质量恒星的典型演化过程.
其他同学给出的参考思路：
一.质量聚集，二.内部压缩，三.内压过载引起核聚变，四.引燃后持续连续反应，无需引爆过程。
互助这道作业题的同学还参与了下面的作业题
题1： 太阳演化过程中经历的几个阶段?[物理科目]
现代的观测表明,太阳已有50亿年的历史.它是一个典型的中等质量恒星,正平稳地燃烧着自身的核储备,并把氢转变为氦.现在人们对恒星演化的知识逐渐完善,并勾勒出太阳的生命历程.
幼年阶段,原始星云在自身引力作用下不断收缩,密度不断增大,温度不断升高.历时数千万年形成原始太阳.
青年阶段,太阳位于非常稳定的主星序（参看“恒星”一编）,按照观测得到的氢和氦的丰度估计,太阳还可以生存50亿年之久.今天的太阳正处在它的鼎盛时期.
中年阶段,约持续10亿年时间.当热核反应的燃烧圈接近一半太阳半径时,将会难以支持太阳自身的巨大引力,中心将会塌缩,这个塌缩过程中所释放的巨大能量使太阳的外部大幅膨胀,这时的太阳体积很大、密度很小、表面亮度很强,演化为一颗红巨星.太阳直径将扩大到现在的250倍,连地球都将被吞没.
老年阶段,太阳转变为一颗脉动变星,终于,内部核能耗尽,整体发生坍塌,内部被压缩成一个密度很高的核心,冷却后形成一颗白矮星,并长久地留在宇宙中.
题2： 【太阳的演变路线是_______.】[物理科目]
1.恒星的形成
在宇宙发展到一定时期,宇宙中充满均匀的中性原子气体云,大体积气体云由于自身引力而不稳定造成塌缩.这样恒星便进入形成阶段.在塌缩开始阶段,气体云内部压力很微小,物质在自引力作用下加速向中心坠落.当物质的线度收缩了几个数量级后,情况就不同了,一方面,气体的密度有了剧烈的增加,另一方面,由于失去的引力位能部分的转化成热能,气体温度也有了很大的增加,气体的压力正比于它的密度与温度的乘积,因而在塌缩过程中,压力增长更快,这样,在气体内部很快形成一个足以与自引力相抗衡的压力场,这压力场最后制止引力塌缩,从而建立起一个新的力学平衡位形,称之为星坏.
星坯的力学平衡是靠内部压力梯度与自引力相抗衡造成的,而压力梯度的存在却依赖于内部温度的不均匀性（即星坯中心的温度要高于外围的温度）,因此在热学上,这是一个不平衡的系统,热量将从中心逐渐地向外流出.这一热学上趋向平衡的自然倾向对力学起着削弱的作用.于是星坯必须缓慢的收缩,以其引力位能的降低来升高温度,从而来恢复力学平衡；同时也是以引力位能的降低,来提供星坯辐射所需的能量.这就是星坯演化的主要物理机制.
下面我们利用经典引力理论大致的讨论这一过程.考虑密度为 ρ、温度为T、半径为r的球状气云系统,气体热运动能量：
ET= RT= T
(1) 将气体看成单原子理想气体,μ为摩尔质量,R为气体普适常数
为了得到气云球的的引力能Eg,想象经球的质量一点点移到无穷远,将球全部移走场力作的功就等于-Eg.当球质量为m,半径为r时,从表面移走dm过程中场力做功：
dW=- =-G( )1/3m2/3dm
(2) 所以：-Eg=- ( )1/3m2/3dm= G( M5/3
于是： Eg=- (2),
气体云的总能量: E=ET+EG (3)
热运动使气体分布均匀,引力使气体集中.现在两者共同作用.当E>0时热运动为主,气云是稳定的,小的扰动不会影响气云平衡；当E1.5×107K时,恒星中燃烧H的过程就可过渡到以CNO循环为主了.
当恒星内混杂有重元素C和N时,他们能作为触媒使1H变为4He,这就是CNO循环,CNO循环有两个分支：
或总反应率取决于最慢的14N(p,γ)15O、15N的(p,α)和(p,γ)反应分支比约为2500：1.
这个比值几乎与温度无关,所以在2500次CNO循环中有一次是CNO-2.
在p-p链和CNO循环过程中,净效果是H燃烧生成He：
在释放出的26.7MeV能量中,大部分消耗给恒星加热和发光,成为恒星的主要来源.
前面我们提到恒星的演化是从主星序开始的,那么什么是主星序呢?等H稳定地燃烧为He时,恒星就成了主序星.人们发现有百分之八十至九十的恒星都是主序星,他们共同特征是核心区都有氢正在燃烧,他们的光度、半径和表面温度都有所不同,后来证明：主序星的定量上差别主要是质量不同,其次是他们的年龄和化学成份,太阳这段历程约千万年.
观察到的主序星的最小质量大约为0.1M⊙ .模型计算表明,当质量小于0.08M⊙时,星体的收缩将达不到氢的点火温度,从而形不成主序星,这说明对于主序星它有一个质量下限.观察到的主序星的最大质量大约是几十个太阳质量.理论上讲,质量太大的恒星辐射很强,内部的能量过程很剧烈,因此结构也越不稳定.但是理论上没有一个质量的绝对上限.
当对某一星团作统计分析时,人们却发现主序星有一个上限,这说明什么?我们知道,主序星的光度是质量的函数,这函数可分段的用幂式表示 ：
L∝Mν
其中υ不是一个常数,它的值大概在3.5到4.5之间.M大反映主序星中可供燃烧的质量多,而L大反映燃烧的快,因此主序星的寿命可近似用M与L的商标来标志：
T∝M-(ν-1)
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.
现在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⊙的恒燃烧阶段 点火温度(K) 中心温度(g.cm-3) 持续时间(yr)
H 4×107 4 7×106
He 2×108 6×102 5×105
C 7×108 6×105 5×102
Ne 1.5×109 4×106 1
O 2×109 1×107 5×10-2
Si 3.5×109 1×108 3×10-3
燃烧阶段的总寿命 7.5×106
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,原子序数大的和有更高的点火温度,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 表1 25M⊙恒星演化模型,模型星的燃烧阶段的总寿命为7.5×106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.
3.恒星的晚年
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,这时核心区主要是氢,他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起点火所需要的温度,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,他将继续收缩.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.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氢点火的温度,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.cm-3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"闪?quot;,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.cm-3量级,此时气体的压力正比与温度,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.氦核心区因膨胀而减小了密度,以后氦就有可能在其中正常的燃烧了.氦燃烧的产物是碳,在氦熄火后恒星将有一个碳核心区氦外壳,由于剩下的质量太小引力收缩已不能达到碳的点火温度,于是他就结束了以氦燃烧的演化,而走向热死亡.
由于引力塌缩与质量有关,所以质量不同的恒星在演化上是有差别的.
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题3： 太阳的演化过程不要很多,简略点,像太阳——××——××——××太阳的后面有三个[物理科目]
像咱们的太阳一样的中等质量恒星演化过程是
原始太阳星云--主序星--红巨星--白矮星--黑矮星
我们的太阳现在处于主序星阶段
当然,形成黑矮星需要漫长的时间,现在的宇宙里大概还没有黑矮星.如果白矮星的质量超出钱德拉塞卡极限,电子互斥力会不足以抵抗引力,而会继续坍缩下去.这会造成恒星向外抛出外壳,也就是超新星爆发,标记着恒星的死亡.也就是说,不会有大于1.4倍太阳质量的白矮星.如果白矮星和另外一颗恒星组成双星系统,那么白矮星可能使用来自另外一颗恒星的氢进行核反应并且将周围的物质加热抛出,即使白矮星的质量低于1.4倍太阳质量.这样的爆炸称为新星.
题4： 太阳的演变过程
简短些吧：
原星云-原恒星-主序星-红巨星-白矮星-黑矮星.
每一阶段有什么特征不妨参考百度百科.
题5： 【太阳的演化过程经历哪4个阶段和其中的密度变化情况】[物理科目]
原始太阳->主序星（黄矮星,光谱型G）——大概现在的阶段,由于引力作用,主序星阶段应该比原始太阳密度略大,但差的不多.
红巨星的密度远小于主序星.因为体积增大,质量减小（抛掉一部分外壳）.
白矮星密度大于主序星阶段.
黑矮星密度略大于白矮星.