Question

恒星有哪些特征

Answer 1

恒星结构
恒星都是气体星球.晴朗无月的夜晚,且无光无染的地区,一般人用肉眼大约可以看到 6000多颗恒星.借助于望远镜,则可以看到几十万乃至几百万颗以上.估计银河系中的恒星大约有1500-2000亿颗.　　恒星的两个重要的特征就是温度和绝对星等.大约100年前,丹麦的艾依纳尔·赫茨普龙(Einar Hertzsprung)和美国的享利·诺里斯·罗素(Henry Norris Russell )各自绘制了查找温度和亮度之间是否有关系的图,这张关系图被称为赫罗图,或者H—R图.在H-R图中,大部分恒星构成了一个在天文学上称作主星序的对角线区域.在主星序中,恒星的绝对星等增加时,恒星的演变
其表面温度也随之增加.90%以上的恒星都属于主星序,太阳也是这些主星序中的一颗.巨星和超巨星处在H—R图的右侧较高较远的位置上.白矮星的表面温度虽然高,但亮度不大,所以他们只处在该图的中下方 　　恒星演化是一个恒星在其生命期内（发光与发热的期间）的连续变化.生命期则依照星体大小而有所不同.单一恒星的演化并没有办法完整观察,因为这些过程可能过于缓慢以致于难以察觉.因此天文学家利用观察许多处于不同生命阶段的恒星,并以计算机模型模拟恒星的演变.　　天文学家赫茨普龙和哲学家罗素首先提出恒星分类与颜色和光度间的关 恒星——赫罗图
系,建立了被称为“赫-罗图的”恒星演化关系,揭示了恒星演化的秘密.“赫-罗图”中,从左上方的高温和强光度区到右下的低温和弱光区是一个狭窄的恒星密集区,我们的太阳也在其中；这一序列被称为主星序,90%以上的恒星都集中于主星序内.在主星序区之上是巨星和超巨星区；左下为白矮星区.
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,称之为星坯.　　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.最新观测发现S1020549恒星
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) 灵魂星云将形成新的行星
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E