恆星是如何形成 ? 它也是有壽命的嗎 ?

Question

恆星是如何形成 ? 它也是有壽命的嗎 ?
當恆星壽命結束後 , 它又會變成什麼星 ?

Answer 1

恆星的運動 太陽的自轉 太陽系的恆星---太陽，由氣體所組成。表面上的氣體自轉一圈大約25到33天。緯度愈低自轉速率愈快，約25天自轉一圈，但是隨著緯度的增高週期愈久。因此如果我們每天觀測和紀錄太陽表面上的黑子，可以發現黑子每天均由東往西移動十幾度。太陽的公轉 (銀河的自轉) 漩渦狀的本銀河星系有三條主要漩臂，分別為人馬座漩臂、英仙座漩臂、獵戶座漩臂，我們的太陽就位於獵戶座漩臂以每秒250公里的速率，帶著太陽系所有的星體，一起繞著銀河公轉，繞一圈約二億五千萬年，故以太陽的年齡約五十億年去除二億五千萬年，我們可以知道太已經繞銀河系二十圈，並且還在不停的公轉。太陽公轉銀河，換句話說，也就是銀河在自轉，本銀河系的自轉，由於恆星距離銀河中心的不同，轉速並不一致， 一般來說，距離銀河中心較近、公轉較快，愈遠則轉速愈慢，以至於長時間的累積，恆星間相對位置將不停的改變。恆星的運動 太陽是太陽系內唯一的恆星。恆星由於距離太遙遠，在地球上觀察無法感覺出之間的相對位置及變化，也因此稱為永恆固定的恆星，簡稱恆星。恆星隨地球由西向東自轉，相對地每天由東方升起、西方落下，每小時在太空中移動15度，並隨地球公轉太陽，每天由東往西移動1度，造成每天要提前觀察4分鐘，因此也有了四季星座的變化。恆星的運動分為兩個互相垂直的運動分量，一是連接地球與該恆星方向的速度，稱為徑向速度(Radial Velocity)，這個速度可由卜勒效應測得，另一是與徑向速度垂直的橫向速度( Transverse Velocity)，這個速度可由地面上精密測出其在天空中每年移動的角度也就是自行(Propermotion)。地球的歲差 恆星在天空中相對於地球上的運動，除了銀河自轉外，地球的歲差運動也佔極大的因素，所謂歲差類似陀螺一樣，當陀螺自轉時自轉軸受地心引力的影響，不停打擺，造成自轉軸也在轉圈圈，故地球自轉受太陽引力的影響自轉軸也會打擺，只不過一圈需要二萬六千年，目前自轉軸對準北極星，但過了一萬二千年以後(公元一萬四千年)，自轉軸會轉向織女星，到時織女星將變成北極星，而現在的北極星必須恢復以前的名字，稱為勾陳一。宇宙的運動 　由紅位移和宇宙背景輻射的了解，我們知道宇宙正在膨脹，因此距離我們愈遠的星系，遠離我的速率愈快，天文學家倒溯至一百五十億到二百億年，宇宙應由一個中心密集區域爆炸產生(即俗稱大霹靂)，後經銀河系的形成到現的密度，而未來的情況尚無法知曉。註：對於天體的運動定律由德國天文學家開普勒創立的，通常稱為行星三大運動定律。 第一定律：行星的軌道都是橢圓形的，太陽在橢圓形的一個焦點上。第二定律：行星與太陽連成的向徑在相同的時間內掃過的面積相等，可 見行星在近太陽時走得快；在遠太陽時走的得慢。第三定律：行星繞太陽旋轉的週期(以p表示)的平方和垓星的軌道半長軸(以a表示)的立方成正比。 　　恆星的誕生與死亡 恆星是成群結隊的 現在大家普遍認為恆星是成群結隊的從一團星雲物質中產生。最有力的證據是天文學家拍攝到許多狀似氣體雲霧的照片，包裹不少質量很大、溫度很高的藍色恆星，(如雲霧狀的獵戶座大星雲)，有時稱為幼年恆星。原則上，我們把10顆以上有物資聯繫的星群稱為『星團』，10顆以下稱為『聚星』。星團又分為銀河星團和球狀星團，銀河星團是由它們的位置多在銀道面附近而得稱，星團中星數較少結構鬆散(常稱為疏散星團)，球狀星團中數較多越近中心部份越密，以致無法單一分開恆星。球狀星團中星那麼多，究竟是什麼力量使它們集結在一起毫無散開？近年來天文學家觀測到球狀星團會發出很強的X射線，因想它們的中心有一個物質高度密集的天體──『黑洞』。『黑洞』原先是數學家兼天文學家拉普拉斯提出的假設，根據理論計算如果太陽保持現有的質量不變，而直徑縮小至20公里，就會成為一個『黑洞』，此時密度大約為水的4萬億倍。它對周圍的東西有強大的吸引力，連自己可能發射出的光線──光子，都無離開它。因此周圍的人看不到它的存在。天上的恆星是發光的，因為它內部有氫核在燃燒；而黑洞沒有氫或其他元素在燃燒，因此不能發光，我們也就看不見。但是黑洞有強大的吸引力可使鄰近的物質(或恆星)急速降落至黑洞，運的能量很大，以致發射出X射線。目前天文學家認為天鵝座中的一個X射線源遠流(名叫天鵝座X-1)，可能是黑洞。恆星的生活史 羅素──福格特提出一條定理：『……，一旦由星雲中產生出一顆恆星之後，這顆恆星所具有的質量和它的化學組成，就會決定這顆恆星一生的命運。』開始時，它在主星序斜線的上方，很快收縮成主星序恆星，並且停留在主星序的位置上時間最久，這時他它靠燃燒氫聚變成氦的核反應所釋放出的能量過著穩定的「幸福生活」。質量越大的恆星，停留在主星序位置上的時間越短，這是因為它的光度大，損失的能量和物質也越快的緣故。然後，由於中心氫燃料耗盡，氦增多，收縮並升溫，把氦又點燃了，開始了另一些核反應，把氦聚變成更重一些的元素，如碳和氧。氦的燃燒過程很快，因此，恆星從主星序位置很快地經過膨脹而演化成紅巨星，這時它已差不多過了青年了。恆星經過紅巨星階段的生活之後，在走向死亡的路上，也會因為原來質量的大小不同。大質量的恆星將先演化成造父變星，然後再通過主星序位置，慢慢地升溫縮小，終至大爆炸後，又成為新星或超新星，但它的末日終於來臨。爆炸之後所留下來的將是一顆密度非常大的中子星。質量小的恆星的衰亡是比較平靜的，恆星的質量小於1.44個太陽質量，結局都是白矮星。如果恆星的質量不到太陽的一半，那麼這種星不經過紅巨星階段，就直接變成白矮星。質量比太陽大3倍以上的恆星，它們的衰亡要經過激烈的轉變，即經過超新星的爆發過程。爆發後一大部分物質拋射入宇宙空間，成為星雲與星際物質，而中心部分則為中子星。大質量的恆星經過爆炸後，剩餘的質量如果仍然大於兩個太陽質量的話，那麼它的結局是黑洞。恆星的一生大致流程： 超新星爆發後形成的『星際物質』與早先形成恆星的『星際物質』是不一樣的。爆炸後的星際物質中，包含有較重的元素物質。根據這一點，有人認為我們的太陽含有這麼多的重元素，太陽可能是第二代或第三代的恆星。 　　 形形色色的變星 　恆星中有不少星的亮度是不斷變化的，亮度會變化的星統稱為變星。種類很多，有交食變星、脈動變星、新星和超新星。西元1844年德國天文學家阿格蘭得爾首次提出變星命名的方法，規定變星的名稱是由變星所在的星座名稱加上英文字母所構成的，加英文字母的方法是，根據變星發現的先後次序，按英文字母R、S、T……Z等的順序每發現一顆變星就命名一顆。若一個星座發現很多變星，單一英文字母就不夠了，得擴充兩個字母來命名。即RR、RS、……RZ，SS、ST……SZ，AA、AB……AZ，……(其中不用字母J)來表示每一個星座中的第10號到第334號變星。交食變星 　大陵五(英仙座β)的亮度有明顯的變化，最亮時亮度為2.2等，最暗時為3.45等，亮度的週期為68小時49分。實際上不是一顆亮度的變化，而是由於兩顆靠得很近的恆星互相遮掩產生的。兩顆恆星在一起組成的最簡單恆星系統，稱為雙星。雙星中的各個星，稱為子星。也有的稱為主星或伴星。它們由於引力的作用而互相繞轉。如大陵五，兩顆星護照遮掩而發生亮度變化的星，稱它為『交食雙星』。人們發現有些靠得很近的雙星(叫密近雙星)，它們之間有物質的交流，由大的子星噴出物質，被小的子星吸引進去。在物質交流時該星會射出強烈的X光與無線電波。2.脈動變星仙王座中的造父一(δ)是最引人注目的變星。透過光譜分析，造父一的變光原因是星體在脹縮運動。星球不斷膨脹、收縮類似脈動故此類變星稱『脈動變星』。凡類似造父一變星情況的星，統稱為脈動變星或脈動變星。造父變星所具有的特性，幫助測量遙遠的星團與星系的距離所以人們常說造父變星是把『量天尺』。3.新星與超新星在熟悉的星空中，發現一顆前所未見過的很亮的星星，這樣的恆星我們稱為新星。其實它原來只是一顆不顯眼和光度不大的恆星，突然在很短的時間裡，亮度增加萬倍左右。然後過了一段時間又恢復到它暗淡無光的狀態。根據新星的光變規律和光譜分析，是恆星的一次大爆炸過程雖有時只是限於局部的外層，但有時同一顆星會相隔一段時間之後又發生爆炸，此類的星就稱為『再發新星』。在這爆發的過程中，新星會拋出一層層膨脹的氣殼(比興體本身稀薄得多的外層氣體)，一次拋開的物質數量可達到我們太陽質量的千分之一左右。當一次爆中膨脹的氣殼離開恆星本體之後，星體就變暗變弱甚至看不見。如果一顆恆星的光度突然增加十億倍以上，它的絕對星等將可達到-15m以上，變成全天空最亮的星。又過了一段時間消失於肉眼之外，這樣的星稱為『超新星』。有文獻記載過去2000年裡，在銀河系中共發生7次超新星爆炸。例：西元1987年2月24日於銀河系外圍的麥哲倫雲中出現一顆超新星轟動全世界，因麥哲倫雲距離16萬光年，最亮時僅達二等星。由於恆星間存在許多不透光的星際物質遮掩動作，約每隔300年左右，地球上的人們應能看到一次非常美麗壯觀的超新星容貌。西元1054年超新星爆發後，留下一個形狀像螃蟹星雲因此被稱為蟹狀星雲，這個星雲不斷的在膨脹，星雲物質向外膨脹的速度高達每秒1000多公里。蟹狀星雲發射出強大的無線電波、X射線；並且無線電波是脈衝式的，週期約0.03秒。天文學上將發出脈衝訊號的天體稱為脈衝星。蟹狀星雲中的脈衝星是西元1967年被人類發現的第一顆脈衝星。脈衝星實際上是由中子組成的中子星

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恆星的孕育和誕生        恒星究竟是怎樣的起源的?其實它的幕後僅有一個簡單的物理概念:引力不穩定性。這點牛頓在十七世紀晚期就首先察覺到了。想像宇宙空間原本瀰漫著均勻、靜止的氣體、塵埃物質。然後想像由於某種原因受到擾動，以至於某個小區域變的比周圍略為稠密些。因而這樣的區域所含的物質比周圍區域更多，像個凝塊，所以它的引力場也會稍強些。因此，凝塊會吸引它附近的物質。在這過程中，凝塊的質量變得更大，引力場又隨之變的更強，它又會吸引更多的物質。通過這種吸積方式，凝塊的大小和質量不斷加，直到形成星際雲。當然星際雲的大小不一，小的星際雲以後形成小恆星；大的形成大恆星。如果太大，還會分烈成兩顆恆星，這便是人們所見的雙星，即兩顆相距很近的恆星，當它們運動時，同時還繞著它們的質量中心轉動。         星雲形成後，沒有任何力量抵檔得住成億億……噸氣體的重量向內擠壓，星際雲就開始引力收縮。星雲體積開始縮小，逐漸形成團塊，內部溫度和壓力也相應地升高，這時我們常說:引力勢能轉化為熱能。在這段時期內，引力佔支配地位，收縮很快，但也得經過幾百萬年的時間，星雲才逐漸由團塊變成球狀體，這時看上去，是似雲非雲，似星非星------胚胎星，這是從星雲轉化為恆星的過渡天體，這種天體溫度很低，只有幾百度，只能發出我們肉眼看不見的紅外線。一九八三年由紅外天文衛星(載有紅外線探測器)首次發現一顆胚胎星。胚胎星再進一步收縮，溫度達到二至三千度時，它的內部壓力就達到了幾乎和引力相匹敵的地步，從此以後，星體的收縮速度大大的變慢了。一般來說，當星際雲收縮發展到能向外較大量地輻射能量(主要輻射紅外光或紅光)的時候，恆星就誕生了。但是還未成熟，還未穩定，即還會收縮，故稱為原恆星。　 　童年期的恆星        人在童年是長身體的時期。而童年期的原恆星還要進一步收縮，這將使原恆星不斷升高，恆星的顏色逐漸由紅變黃而進白。當原恆星繼續收縮使中心溫度高達七百萬度以上時，氫原子核的熱核反應開始了。這時原恆星內部開始了本質變化，氫核聚變為氦核過程代替了引力收縮，成為恆星能量的主要泉源。這時內部壓力頂住了吸引力。恆星不再收縮了。現在可以說恆星完全成熟了，成為一個穩定的恆星。         恆星從誕生到逐漸演化成為一個穩定的恆星，所用的時間長短與恆星的質量有關。質量越大的恆星，引力越大，引力收縮過程就越快，因此，它演化的步伐也就越快。質量越小的恆星，演化的步伐就越慢。像太陽那樣的恆星，只需幾十萬年便可成為一顆穩定的恆星。但質量比太陽小一半的恆星，卻需要四億年那樣漫長時期才能變成穩定的恆星。　 　青壯年時期的恆星        恆星到了青壯年時期就變為主序星。主序星靠核融合反應支撐其重量，但是供作融合燃料的氫卻是有限的。所以當氫耗盡時，恆星必然會發生重大的變化。然而，在早在氫耗盡之前，由於內部的化學組成改變，便已使恆星結構發生了微小的改變。         在主序星內部，氫合不斷融合為氦，導致恆星核心之原子核數量減少，雖然新生成之氦原子核質量對恆星內所形成的重力與原先氫原子核相同，但氣體壓力卻因原子數減少而降低，造成重力與壓力失衡，重力再度超過壓力而使核心緊縮。當核心縮陷時，溫度升高，核反應速率加快，產能速度更快，也使恆星變得更亮，額外的能量向外迫使外層的封套氣殼膨脹並變冷，所以整顆恆星從外表看來是變大、變冷了。　 　老年時期的恆星        一旦恆星離開主序，將快速地邁向死亡。恆星一生大約有90%的時間消耗在主序階段，也正因為此，所以我們所見90%的恆星皆為穩定的主序星。恆星停留在主序帶的時間長短依其質量而定。大質量恆星消耗燃料快，停留時間也較短；小質量者則可維持長達數十億年。          低質量恆星，星核氫融合反應終止後，會進行重力塌縮，重力位能轉成核心熱能，但未高到能夠觸發氦核融合的溫度。當重力位能耗盡後，黑矮星是這類恆星演化的終點。        高質量恆星，在星核的氫燃盡之後形成氦核心。氦核心的溫度不夠，無法使氦產生融合，只有繼續塌縮，將重力位能轉變成熱能。當氦核溫度昇高時，會對氦核附近的氫，再加熱使得氫產生融合，構成了氫融合層。氦核所輻射出的能量與氫核融合層所產生的能量，使得恆星外層的氣體(H, He)膨脹而成巨星或超巨星。恆星在主序星時期之後會進行更重的元素的融合，產生的現象包括有氦閃、碳閃或行星狀星雲。