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1、恒恒星星恒星的前身是一团密度不匀的气体（主要是氢） 密度较大处有较强引力，吸引来更多 气体，逐渐形成一个球对称气团。因此整个气团在引力作用下收缩。这是引力势能转化为 热能的过程，因此温度不断升高。根据经典理想气体的压强公式 p=nkT， （k 为玻尔兹曼常数，n 为数密度。 ） 看来当温度足够高时有可能阻止收缩，然而在没有能源的情况下这是不可能的：由于气团 温度比周围高，它不断向外辐射能量。如果收缩停止，温度(因而压强)就要下降，内外压 强差抗衡不了自引力。因此它要不断收缩，以使为引力势能不断转化向外辐射出去的能量。经过一段时间的缓慢收缩，气团中心的温度和密度终于高到足以点燃热核反应的程度。中
2、心附近（一个称为星核的中心球）的氢经热核聚变而成氦 （与氢弹爆炸的反应相同） ，同时释放巨大能量，使由于辐射而损失的能量得以补充（无须 再依靠引力势能转化而来） ，气团就不再收缩而达到平衡。 这时的气团开始成为一颗恒星太阳就是普通恒星的一例。 它 己在这种靠星核内部烧氢变氦而维持的稳定状态中 度过了约 45 亿年，大约还能保持这种状态 50 亿年。 返 回 红红巨星巨星总有一大星核内的氢全部变为氦，只有周围的一层氢 仍在燃烧，星体内部的情况可由图 9-9 粗略表示。当星核的温度尚未达到点燃氦的核聚变 的程度时，情况与先前的星核尚未达到点燃氢的情况类似：氦球在自引力作用下再次收缩， 同时变热。这
3、使周围薄层的氢燃烧从而导致星球外部膨胀和冷却，变成一颗红巨星（red giant） 。 “红”是由于表面温度降低， “巨”是因膨胀得名。 返回 白白矮星矮星氦球收缩导致的高温高密可能达到点燃氦的聚变反应（烧氦变碳或氧）的程度，所释 放的能量再次使星核达到稳定平衡。这种靠氦燃烧维持的平衡的持续期远短于氢燃烧的持 续期。当氦烧成碳（或氧）时星核再度收缩。 恒星的晚年命运因质量而异。对于质量较小的恒星（包括太阳） ，星核的收缩不能提供 足够温度使碳发生核聚变，靠核能维持平衡己不再可能。 还有没有什么力量足以抗衡自引力，经典物理学中不存在这样的力量。遏止自引力收 缩必须有足够的压强梯度。星体由氢，氦及
4、其他元素组成。星内的高温使这些元素的原子 处于电离状态。在给定密度下要获得高压就要有高温，由于星体不断辐射能量，除核反应 以外没有任何机制可以提供能量以维持高温。然而，根据量于物理学，即使是绝对零度（- 273.16 度）下的系统也有可能存在可观的压强，以电子气为例， 电子服从泡利不相容原理，一个能级至多可被两个电子占据。可见，即使处于绝对零度， 电子气中的电子也不像经典物理断言的那样完全没有运动，它们具有并非起因于热运动 （而是起因于不相容原理）的动能，这种动能对压强和能量密度都有贡献。温度为绝对零 度的电子气叫（完全）简并电子气，由上述原因引起的压强叫电子简并压 。在普通密度下， 电子简并
5、压微不足道。但电子简并压在高密情况下的作用却很可观。 星核在氢、氦烧完后的再次收缩造成的高密度所以这时星内的电子可看作简并电子气，其简并压有可能抗衡自引力，使星体保持平衡，永不收缩。这种靠电子简并压支撑的稳定 星体称为白矮星（white dwarf） “矮”是指比普通恒星小得多， “白”则由表面温度很高 得名。一个孤立的星体一旦演化为自矮星就不再有重要的演化过程。因为温度比外界高， 它将不断辐射能量。由于没有能源，辐射导致温度下降，直至与周围温度相等，因而再也 不被看见。 （许多文献称, 此为“黑矮星” ，即“black dwarf” ）白矮星的存在性早已为天文 观测所证实，天狼星日是人类发现
6、的第一颗白矮星。直观地想，质量越大的星体自引力越 强，只有质量足够小的星体才能靠电子简并压支撑而成白矮星。钱德拉塞卡最先求得白矮 星的质量上限 Mch=1.3 倍太阳质量（1.3Ms） 这一工作以及他一生对大体物理学的贡献使他于年获得诺贝尔物理奖。星体在演化过程中会因抛出物质而使质量减小当说到自矮星满足Msh，时， 是 指剩余质量。据估算，初始质量小于 6-8Ms 的星体都将经过红巨星阶段并抛出大量, 物质 而成为质量约为 0.5-0.6Ms 的白矮星。 返回 中子中子星星如果Mch，则电子简并压不足以维持星体平衡，星核内部的核聚变反应将一级 级继续，直至烧成铁和镍,这是结合得最紧的原子核（核
7、于的平均结合能最大） ，不可能因 核聚变而放能于是星核在自引力作用下急剧收缩，密度和温度急剧增大。这时自引力很 强。平衡更难实现。 在如此高温高密下，高能光于可将铁镍原子核打碎成中子、质子或轻核（光分裂） ， 电子也将同质于反应而成中于和中微于（后者溢出星体） 。于是中子在星核内占了绝大部分。 中子也服从泡利不相容原理。在达到核密度（1e17）时,因而可以看作简并中子气，其简 并压也有可能抗衡自引力，使星体达到稳定平衡。这种靠中子简并压支撑的稳定星体称为 中子星(neutron star)。 由于中子星内的密度达到甚至超过核密度，人们对这种条件下的物态方程的了解远不 如在较低密度时确切，这给中
8、子星质量上限的计算带来困雉，不同文献给出不同结果，只 能大概说中子星的质量上限为 2Ms(或 23Ms)，由于达到核密度，不妨认为中子星是一个 “超大型原子核” 。 中子星比白矮星小得多，典型中子星半径只有 10km 的量级，而白矮星的半径约在 3 千至万公里之间。中子星是一种非常特别（且复杂）的大体，它有各种“极端” （超常） 表现：高达核密度的密度，异乎寻常的强磁场（高达 1e12 高斯） 、高速的旋转（频率从 Hz 至近 1000Hz） 、离光速不远的高声速、超流的内部。人们至今还很难对它了解得 很透彻。 中子星的第一个理论模型是奥本海默（原子弹之父）等发表的（） 由于文中 没有给出可观
9、测的物理效应，对中子星的研究冷落了年。中子星的存在从年 发现脉冲星后，开始得到证实。 脉冲星是一种在地球上测到的周期性电磁脉冲信号的信号源，周期约为秒或更小， 其唯一可信的解释是：这是一颗旋转着的中子星，其表面的强磁场导致磁偶极辐射，辐射 的方向性同中子星的旋转的结合使地球收到电磁脉冲信号（年发现的脉冲星的电 磁脉冲是射电脉冲） 只有中子星（半径很小，表面引力很强）才能在如此高角速度的旋转 中免于“敞架” 。 星核在形成中子星之前的收缩非常急剧，所以叫引力坍缩。正在急剧坍缩的星核一旦 达到足够的密度并被中于简并压所遏制，其强大的能量将表现为向外的冲击波并把外层物 质向四周抛出，形成能量极大的超新星爆发，著名的两个超新星遗址蟹状星云和船帆 状星云中都发现了脉冲星，这对上述理论是重要支持。地球上对肉眼可见的超新星爆 发的最近一次观测是在年。 该超新星位于银河系的近邻星系大麦哲伦云，距 地球约为万光年，超新星爆发的详细机制仍是一个正在深入研究的课题。 返回 黑洞黑洞如果球对称恒星在抛出物质后的质量仍高于中子星质量上限（2Ms） ，就没有任何力 量可以阻止它的引力坍缩，它将无限制地缩为密度和曲率都无限大的“奇点” ，并形成黑 洞
