dnf安徒恩任务怎么做:关于恒星的问题

我们首先来看恒星的一生：
恒星的诞生
在星际空间普遍存在着极其稀薄的物质，主要由气体和尘埃构成。它们的温度约10～100K，密度约10-24～10-23g/cm3，相当于 1cm3中有1～10个氢原子。星际物质在空间的分布并不是均匀的，通常是成块地出现，形成弥漫的星云。星云里3/4质量的物质是氢，处于电中性或电离态，其余约?是氦以及极少数比氦更重的元素。在星云的某些区域还存在气态化合物分子，如氢分子、一氧化碳分子等。如果星云里包含的物质足够多，那么它在动力学上就是不稳定的。在外界扰动的影响下，星云会向内收缩并分裂成较小的团块，经过多次的分裂和收缩，逐渐在团块中心形成了致密的核。当核区的温度升高到氢核聚变反应可以进行时，一颗新恒星就诞生了。'
主序星
恒星以内部氢核聚变为主要能源的发展阶段就是恒星的主序阶段。处于主序阶段的恒星称为主序星。主序阶段是恒星的青壮年期，恒星在这一阶段停留的时间占整个寿命的90%以上。这是一个相对稳定的阶段，向外膨胀和向内收缩的两种力大致平衡，恒星基本上不收缩也不膨胀。恒星停留在主序阶段的时间随着质量的不同而相差很多。质量越大，光度越大，能量消耗也越快，停留在主序阶段的时间就越短。例如：质量等于太阳质量的15倍、5倍、1倍、0.2倍的恒星，处于主序阶段的时间分别为一千万年、七千万年、一百亿年和一万亿年。
目前的太阳也是一颗主序星。太阳现在的年龄为46亿多年，它的主序阶段已过去了约一半的时间，还要50亿年才会转到另一个演化阶段。与其他恒星相比，太阳的质量、温度和光度都大概居中，是一颗相当典型的主序星。主序星的很多性质可以从研究太阳得出，恒星研究的某些结果也可以用来了解太阳的某些性质。
红巨星与红超巨星
当恒星中心区的氢消耗殆尽形成由氦构成的核球之后，氢聚变的热核反应就无法在中心区继续。这时引力重压没有辐射压来平衡，星体中心区就要被压缩，温度会急剧上升。中心氦核球温度升高后使紧贴它的那一层氢氦混合气体受热达到引发氢聚变的温度，热核反应重新开始。如此氦球逐渐增大，氢燃烧层也跟着向外扩展，使星体外层物质受热膨胀起来向红巨星或红超巨星转化。转化期间，氢燃烧层产生的能量可能比主序星时期还要多，但星体表面温度不仅不升高反而会下降。其原因在于：外层膨胀后受到的内聚引力减小，即使温度降低，其膨胀压力仍然可抗衡或超过引力，此时星体半径和表面积增大的程度超过产能率的增长，因此总光度虽可能增长，表面温度却会下降。质量高于4倍太阳质量的大恒星在氦核外重新引发氢聚变时，核外放出来的能量未明显增加，但半径却增大了好多倍，因此表面温度由几万开降到三、四千开，成为红超巨星。质量低于4倍太阳质量的中小恒星进入红巨星阶段时表面温度下降，光度却急剧增加，这是因为它们外层膨胀所耗费的能量较少而产能较多。

预计太阳在红巨星阶段将大约停留10亿年时间，光度将升高到今天的好几十倍。到那时侯，地面的温度将升高到今天的两三倍，北温带夏季最高温度将接近100℃。
大质量恒星的死亡
大质量恒星经过一系列核反应后，形成重元素在内、轻元素在外的洋葱状结构，其核心主要由铁核构成。此后的核反应无法提供恒星的能源，铁核开始向内坍塌，而外层星体则被炸裂向外抛射。爆发时光度可能突增到太阳光度的上百亿倍，甚至达到整个银河系的总光度，这种爆发叫做超新星爆发。超新星爆发后，恒星的外层解体为向外膨胀的星云，中心遗留一颗高密天体。
金牛座里著名的蟹状星云就是公元1054年超新星爆发的遗迹。超新星爆发的时间虽短不及1秒，瞬时温度却高达万亿K，其影响更是巨大。超新星爆发对于星际物质的化学成分有关键影响，这些物质又是建造下一代恒星的原材料。

超新星爆发时，爆发与坍塌同时进行，坍塌作用使核心处的物质压缩得更为密实。理论分析证明，电子简并态不足以抗住大坍塌和大爆炸的异常高压，处在这么巨大压力下的物质，电子都被挤压到与质子结合成为中子简并态，密度达到10亿吨/立方厘米。由这种物质构成的天体叫做中子星。一颗与太阳质量相同的中子星半径只有大约10千米。

从理论上推算，中子星也有质量上限，最大不能超过大约3倍太阳质量。如果在超新星爆发后核心剩余物质还超过大约3倍太阳质量，中子简并态也抗不住所受的压力，只能继续坍缩下去。最后这团物质收缩到很小的时候，在它附近的引力就大到足以使运动最快的光子也无法摆脱它的束缚。因为光速是现知任何物质运动速度的极限，连光子都无法摆脱的天体必然能束缚住任何物质，所以这个天体不可能向外界发出任何信息，而且外界对它探测所用的任何媒介包括光子在内，一贴近它就不可避免地被它吸进去。它本身不发光并吞下包括辐射在内的一切物质，就象一个漆黑的无底洞，所以这种特殊的天体就被称为黑洞。黑洞有很多奇特的性质，对黑洞的研究在当代天文学及物理学中有重大的意义。

科学家发现，在木星和土星的表面散放出来的能量比它们所吸收的能量要多，这就意味着木星和土星也可以发光，只是它们发出的是远红外线而不是可见光而已。

恒星以内部氢核聚变为主要能源的发展阶段就是恒星的主序阶段。处于主序阶段的恒星称为主序星。主序阶段是恒星的青壮年期，恒星在这一阶段停留的时间占整个寿命的90%以上。这是一个相对稳定的阶段，向外膨胀和向内收缩的两种力大致平衡，恒星基本上不收缩也不膨胀。恒星停留在主序阶段的时间随着质量的不同而相差很多。质量越大，光度越大，能量消耗也越快，停留在主序阶段的时间就越短。例如：质量等于太阳质量的15倍、5倍、1倍、0.2倍的恒星，处于主序阶段的时间分别为一千万年、七千万年、一百亿年和一万亿年。

红巨星与红超巨星
当恒星中心区的氢消耗殆尽形成由氦构成的核球之后，氢聚变的热核反应就无法在中心区继续。这时引力重压没有辐射压来平衡，星体中心区就要被压缩，温度会急剧上升。中心氦核球温度升高后使紧贴它的那一层氢氦混合气体受热达到引发氢聚变的温度，热核反应重新开始。如此氦球逐渐增大，氢燃烧层也跟着向外扩展，使星体外层物质受热膨胀起来向红巨星或红超巨星转化。转化期间，氢燃烧层产生的能量可能比主序星时期还要多，但星体表面温度不仅不升高反而会下降。其原因在于：外层膨胀后受到的内聚引力减小，即使温度降低，其膨胀压力仍然可抗衡或超过引力，此时星体半径和表面积增大的程度超过产能率的增长，因此总光度虽可能增长，表面温度却会下降。质量高于4倍太阳质量的大恒星在氦核外重新引发氢聚变时，核外放出来的能量未明显增加，但半径却增大了好多倍，因此表面温度由几万开降到三、四千开，成为红超巨星。

恒星演化
恒星 红巨星 白矮星 中子星 黑洞
恒星
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T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1983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M<Msh，时，M 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 ]
中子星
如果M＞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2~3Ms)，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2万公里之间。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1Hz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（1939）．由于文中没有给出可观测的物理效应，对中子星的研究冷落了28年。中子星的存在从1967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1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（1967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1987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16万光年，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
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 [ 返回 ]

一旦燃料用光，热核反应的速率立即剧减，引力与辐射压之间的平衡被打破了，引力占据了上风。有着氦核和氢外壳的恒星，在自身的重力下开始收缩，压强、密度和温度都随之升高，于是恒星外层尚未动用过的氢开始燃烧，外壳开始膨胀，而核心在收缩。

在大约一亿度的高温下，恒星核心的氦原子核聚变成为碳原子核。每三个氦核聚变成一个碳核，碳核再捕获另外的氦核而形成氧核。这些新反应的速度与缓慢的氢聚变完全不同。它们像闪电一样快地突然起爆（氦闪耀），而使恒星不得不尽可能地相应调整自己的结构。经历约一百万年后，核能量的外流渐趋稳定。此后的几亿年里，恒星处于暂时的平稳，核区的氦在渐渐消耗，氢的燃烧越来越向更外层推进。但是，调整是要付出代价的，这时的恒星将膨胀得极大，以使自己的结构适应于光度的增大。它的体积将增大十亿倍。这个过程中恒星的颜色会改变，因为其外层与高温的核心区相距很远，温度就低了下来。这种状态的恒星称为红巨星。

你凭什么说能量在减少？难道燃烧后都不会升成产物么？