恒星的演化-省賽獲獎教學設計

恒星的演化1.引力收縮階段恒星最初誕生于太空中的星際塵埃，科學家形象地稱之為“星云”或者“星際云”，其主要成分由氫組成，密度極小，但體積和質量巨大。密度足夠大的星云在自身引力作用下，不斷收縮、溫度升高，當溫度達到1000萬度時其內部發(fā)生熱核聚變反應，核聚變的結果是把四個氫原子核結合成一個氦原子核，并釋放出大量的原子能，形成輻射壓，當壓力增高到足以和自身收縮的引力抗衡時，一顆恒星誕生了。2.主序星階段恒星以內部氫氦聚變?yōu)橹饕茉吹陌l(fā)展階段就是恒星的主序階段，這是恒星的“青年時代”，是恒星一生中最長的黃金階段占據(jù)了它整個壽命的90％。這段時間，恒星相對穩(wěn)定，向外膨脹和向內收縮的兩種力大致平衡，恒星基本上不收縮也不膨脹，并且以幾乎不變的恒定光度(所謂“光度”，就是指從恒星表面以光的形式輻射出的功率)發(fā)光發(fā)熱，照亮周圍的宇宙空間。不同的恒星停留在主序階段的時間隨著質量的不同而相差很多。質量越大，光度越大，能量消耗也越快，停留在主序階段的時間就越短如質量等于太陽質量的15倍、5倍、1倍、倍的恒星，處于主序階段的時間分別為一千萬年、七千萬年、一百億年和一萬億年。3.紅巨星階段當一顆恒星度過它漫長的青壯年期(主序星階段)，步入“老年期”時，它將首先變?yōu)橐活w紅巨星。由于熱核反應中氫的燃燒消耗極快，中心形成氦核并且不斷增大。隨著時間的延長，氦核周圍的氫越來越少，中心核產生的能量已經不足以維持其輻射壓，于是平衡被打破，引力占了上風。有著氦核和氫外殼的恒星在引力作用下收縮，氫的燃燒則向氦核周圍的一個殼層里推進。這以后恒星演化的過程是：內核收縮、外殼膨脹——燃燒殼層內部的氦核向內收縮并變熱，而恒星外殼則向外膨脹并不斷變冷，表面溫度大大降低，這個過程僅僅持續(xù)數(shù)十萬年，這顆恒星在迅速膨脹中變?yōu)榧t巨星。由于體積將膨脹到十億倍之多，十分巨大，所以稱它為“巨星”；在恒星迅速膨脹的同時，它的外表面離中心越來越遠，質量易于拋失，溫度越來越低，發(fā)出的光也就越來越偏紅，所以稱之為“紅”巨星，但由于體積巨大，它的光度也變得很大，極為明亮。肉眼看到的最亮的星中，許多都是紅巨星。4.爆發(fā)階段紅巨星階段后，恒星進入“晚年”。此時的恒星是很不穩(wěn)定的總有一天它會猛烈地爆發(fā)。到那時，整個恒星將以一次極為壯觀的爆炸來了結自己的生命，把自己的大部分物質拋射向太空中，重新變?yōu)樾窃?，同時釋放出巨大的能量。這樣，在短短幾天內，它的光度有可能將增加幾十萬倍，這樣的星叫“新星”。如果恒星的爆發(fā)再猛烈些，它的光度增加甚至能超過1000萬倍以至萬萬倍，這樣的恒星叫做“超新星”。這就是天文學中著名的“超新星爆發(fā)”。超新星爆發(fā)的激烈程度是讓人難以置信的。它在幾天內傾泄的能量，就像一顆青年恒星在幾億年里所輻射的那樣多，以致它看上去就像整個星系那樣明亮!新星或者超新星的爆發(fā)是天體演化的重要環(huán)節(jié)。它是老年恒星輝煌的葬禮，同時又是新生恒星誕生的推動者。超新星的爆發(fā)可能會引發(fā)附近星云中無數(shù)顆恒星的誕生。另一方面，新星和超新星爆發(fā)的灰燼，也是形成別的天體的重要材料。如今天地球上的許多物質元素就來自那些早已消失的恒星。5.高密度階段經過爆發(fā)后，超新星只留下一個高密度殘骸，而不再是一顆恒星了，中心留下的高密度天體，也許是白矮星，也許是中子星，甚至可能是黑洞。質量在1-3倍太陽質量以下的恒星，在離開主星序帶后便無劇烈變動地失去足夠的質量，相對平和地結束生命而變成一顆白矮星。白矮星的體積小、亮度低，但質量大、密度極高。質量中等(3倍太陽質量)的恒星將會以超新星爆發(fā)的方式結束自己的生命。爆炸后幾秒內，核心開始塌縮，最終塌縮成致密的中子星。中子星體積更小，但質量、溫度、壓力、密度都遠遠大于白矮星，中子星的密度為10e11kg/cme3，也就是每立方厘米的質量競為一億噸之巨!半徑十千米的中子星的質量就與太陽的質量相當了.中子星還有極強的磁場，并且不向宇宙空間發(fā)出電磁脈沖信號?？焖傩D的中子星射電脈沖的周期性非常有規(guī)律，這樣的中子星又被叫做脈沖星。脈沖星的發(fā)現(xiàn)，被稱為20世紀60年代的四大天文學重要發(fā)現(xiàn)之一。中子星的質量并不是無限大的，如果在超新星爆發(fā)后核心剩余物質還超過大約3倍太陽質量，其中心部分就會繼續(xù)收縮，最后這團物質收縮到很小的時候，在它附近的引力就大到足以使運動最快的光也無法擺脫它的束縛，這個天體不可能向外界發(fā)出任何信息，它本身不發(fā)光并吞下包括輻射在內