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1、11 恒星演化的可能归宿与估算任何恒星都不能永远存活下去，在烧尽了核燃料后恒星根据它们自身的质量大小，其最 终演变结果通常有白矮星、中子星和黑洞三种可能归宿。1、较小的恒星（象太阳大小的恒星）通常演化为白矮星，这是人类最早发现的致密天 体。远在 170 年前（1834 年）德国天文学家贝塞尔就注意到天空中最亮的恒星开狼星是 在以“波浪式”的轨迹向前运动，根据其独特的运动方式，贝塞尔猜想它可能有一颗暗的伴 星，这一伴星后来果然被美国天文学家克拉克在 28 年后（1862 年）发现，最初人们认为它 是一颗直径很大而又很冷姝红巨星。然而到了1915 年，主要从事光谱研究的美国天文学家 沃尔特亚当斯在
2、威尔逊天文台观察这颗伴星的光谱时竟然意外地发现这颗伴星实际上根本 不冷：它是白色的，表面温度达到800K，比太阳的表面温度还高2000K。根据推算，这是 一颗直径仅为地球直径两倍大小的的恒星，尽管其光度只有太阳的百分之一，但的质量却与 太阳相差无几，其密度更高达7x107kg/m3 （是水的密度的70000倍）。后来人们把这类体 积小、密度大、表面温度高的而光度低的简并态恒星称为白矮星。理论上的研究结果表明， 当恒星经历红巨星阶段发生较大的质量损失后，这颗恒星便穿过主序星阶段而演化成白矮 星。1924 年英国物理学爱丁顿根据质量与光度的关系推测，白矮星是质量与太阳相当不能 适应致密天体，具有谱
3、线较宽的引力红移效应。 1926 年美国物理学福勒用“量子力学”建 立白矮星的简并态电子气理论，证明了第四态物态：简并物态（即等离子态）的存在。1931 年美藉印度天体物理学家钱德拉塞卡更进一步从理论上推算出，无自转白矮星质量的上限约 为 1.44 个太阳质量，这就是著名的“钱德拉塞卡极限”（迄今为止人类已发现了一千多颗白 矮星，没有一颗质量超过上述极限的）。白矮星有很强表面引力和很强的磁场（10口103卩）， 科学家们早期就是对白矮星谱线的引力红移的观察中，找出验证相对论的实测数据。太阳中的主要元素是氢和氦，这两种元素加起来占到太阳总质量的 98%以上。现在太 阳内部的核反应主要是氢氢核结合
4、成氦核，即2- 0e + 4- 1H T 4He。若取电子质量-11 2m = 0.91x10-31 kg ，质子质量 m = 1.6726x10-27 kg ， a 粒子质量 epm = 4.6548x10-29kg ，则上述核反应每发生一次的质量亏损为 aAm = 2m + 4m 一m = 4.6458x 10-29kg。释放的核能为 AE = AmC2 = 4.2x 10-12 J。如ep a果太阳每秒钟有5.6x 1011 kg （接近6亿吨）的氢参与核反应，则太阳每秒钟发生上述核反应的次数为胛 沁8.4 x 1037次，太阳每秒损失的质量为6.6904x10-27 kg4.6548x
5、 10-29 x8.4x10sv沁3.9x109kg （接近400万吨）。当太阳内部消耗的占到太阳总 质量的 10%左右时，太阳将结束稳定存在的时期而走向衰亡，因此太阳在主序星阶段存在 2x1030kgx10%的时间-3.6x 1017s，即100亿年左右，100亿年以后太阳将演变为一颗5.6x1011kg / s体积比地球大不了多少的白矮星。2中子星是恒星演化的第二种可能归宿中子星是主要由简并中子组成的更致密的天体。 1932 年查德威克发现中子后不久，朗 道就提出了可能存在由中子组成的致密星体；1934 年又巴德和茨威基也分别提出中子星概 念，并强调指出中子星可能产生于超新星爆发；1939
6、 年奥本海默和沃尔特夫通过计算建立 了第一个中子星的模型；1967 年英国射电天文学家休伊什和他的女研究生贝尔等发现了俯 冲星，不久后他们便证实了脉冲星就是高速自转的中子星。中子星的外层为固体球壳，厚度约1km，密度约为1014 口 1017kg/m3，由各种原子核 组成的点阵结构和简并态电子气所组成。球壳内是一层主要由中子组成的流体，密度约为 1017 口 1018 kg / m3，（是白矮星密度的数十亿倍），在这一层中还有少量质子、电子和卩介 子。中子星表面磁场的磁感应强度一般可达108 口 1012T （是白矮星的几千万倍），其表面温 度达到了 1 千万度，中心温度高达 60 亿度以上。
7、中子星是超新星爆发的产物，其质量下限为0.1M，上限在1.5 2M之间。1974 年,日 日 李政道提出反常核态理论不久，中国的一些理论物理学家就把这一假说应用于天体研究并得 出结论：有可能存在反常中子星，它们属于晚期恒星演化的一个新的类型或新的阶段。 致密星可能有三个质量极限，则反常常中子星的质量约为3.2M日。GM *2GM中子星半径的典型值约为10km，根据g=, V =不难算出，假如有一颗类R2 R似大小、但质量与太阳相当的中子星，其表面重力加速度竟达 13 x 1012 m / s 2，而它的第二宇宙速度更高达16x 108m/s2，而它的第二宇宙速度更高达1.6xl08m/s，超过
8、了真空中光速的一半。高速自转的中子星就是脉冲星。中子星的电磁辐射是连续的，沿它的磁方向最强，磁 轴 与它的自转轴间有一定的角度，在地球上接受器所收到的 脉冲电磁辐射具有稳定的周期，就是基于上述原因，因此 被接受器收到相信两脉冲信号的时间间隔即为中子星的自 转周期。根据中子星的自转周期可以估算出该中子星密度 的下限，以贝尔发现第一颗脉冲星PRS1919+21 （两个脉 冲的时间间隔为1.337s）为例，取位于该中子星赤道上 小块质量为Am的质元，其所受的向心力不能超过对应的.GM Am万有引力，Am2 ，即中T34 兀 R3GT 23子星密度的下限约为 0.8x1011kg / m3 。与上面的
9、估算过程相似，我们还可以取上述质量为GMAm出的表达式为T 2兀:R 3gm，其具体计算结果为5.4 x 10-4s。M，半径10km的中子星推算一下该中子星自转的周期的下限：同样由Am2R 飞给3黑洞是广义相对论所预言的一种特殊天体，是质量更大的恒星演化的第三种可能归 宿早在两个多世纪之前的 1798 年，法国的天体力学家拉普拉斯就 牛顿力学的基础上预 言，一个直径为太阳 250 倍而密度与地球相当的恒星，其引力场足以俘获它所发出所有光线 而成为暗天体。今天我们对这段文字的理解是：如果天体密度保持不变，其引力就会承受天 体质量的增大而越来越强，当引力增大到连光都不能逃脱时，它就变成了一个黑洞
10、。在近代， 1939 年奥本海默等人根据广义相对论证明：一个无压的尘埃天体，在自身引力作用下，将2GM能坍缩到它引力半径范围 内。其引力半径r二，这就是天体的第二宇宙速度gc 2v !GM大于或等于真空中的光速的意思，后人称此距离为“史瓦西半径”并将该天体周围史瓦西半径处想象中的球面称为“视界”，黑洞视界中心被认为是一个“奇点”。对晚期致密恒星的研究结果表明，存在一临界质量MC当星体的质量MMc时，在引力坍缩 后，它不可能存在任何不稳状态，惟一的可能就是演化为黑洞。而位于黑洞以外的观察者 除了可依靠间接手段了解黑洞的总质量、总电荷和总角动量外，再也不可能获取其他任何有 关黑洞的信息。由于黑洞强
11、大的引力足以摧毁其内部一切物体，因此黑洞内部不存在现在已 知的任何一种形态的物质结构。这种黑洞稳定性的经典理论在 1974 年受到了挑战：霍金证明如果考虑黑洞周围空间的 量子的涨落，黑洞应该具有与它温度相对应的量子辐射并因此而损失能量。黑洞的质量越大， 它的质量损失就越慢。尽管这一效应对于恒星质量的黑洞来说非常之小，但所有的黑洞最终 都将因它的全部质量辐射殆尽而不复存在。mV 2R导出M = VR后,G最近这些年来，人类对黑洞的研究又有了新的进展， 1997年 8月26日，在日本举行的 国际学术大会上，德国“普朗克学会”的一个研究小组公布了他们的研究成果：他们 用口 径3.5m的天文望远镜对猎
12、户座位于银河系中心附近的星体进行了长达6年的观察后发现， 这些在距离银河系中心60亿千米远处的天体正在以2000km/s的速度绕银系中心旋转，他们 认为这是银河系中心存在巨大质量的黑洞的结果。假如这一猜想属实的话，我们就可以按照 他们提供的数据估算一下这个黑洞的质量和它的最大可能半径：GmM以及表示对于黑洞质量，根据万有引力提供向心力的公式育 入相关数据算出的结果为M = 3.6x1035kg ；对于黑洞半径，根据V =黑洞第二宇宙速度大于或等于真空中的光速的式子”一 之c （两式中R与r的含义截然 不同：R是天体绕银河系中心转动的轨道半径，r是位于银河系中心附近黑洞的可能半径）。2V2R求得r ，其具体计算结果为5.3 xl08m。c2
