“我們已知：太陽質量：M⊙=2×10，半徑R=7×107，我們帶入（2）可得出太陽收縮到今天這個狀態以釋放的引力能。

    太陽的總光度L=4×10erg·s-1如果這個輻射光度靠引力為能源來維持，那么持續的時間是：11×108年

    很多證明表明，太陽穩定的保持著今天的狀態已有5×108年了，因此，星坯階段只能是太陽形成像今天這樣的穩定狀態之前的一個短暫過渡階段。這樣提出新問題，星坯引力收縮是如何停止的？此后太陽輻射又是以什么為能源？”

    老師的聲音似乎不知疲倦，已經連續一個星期的課程了。

    此刻，就連一向忍耐性很好的云夢和白鳳也有些不耐煩了，但他們陪著華楓又知道了更多以前從未想過和思考過的東西。

    主序星階段在收縮過程中密度增加，我們知道ρ∝r-3，由式（4),rc∝r3/2，所以rc比  r減小的更快，收縮氣云的一部分又達到新條件下的臨界，小擾動可以造成新的局部塌縮。如此下去在一定的條件下，大塊氣云收縮為一個凝聚體成為原恒星，原恒星吸附周圍氣云后繼續收縮，表面溫度不變，中心溫度不斷升高，引起溫度、密度和氣體成分的各種核反應。產生熱能使氣溫升的極高，氣體壓力抵抗引力使原恒星穩定下來成為恒星，恒星的演化是從主序星開始的。

    恒星的成份大部分是H和He，當溫度達到104K以上，即粒子的平均熱動能達1eV以上，氫原子通過熱碰撞就充分的電離了（氫的電離能是13.6eV），在溫度進一步升高后，等離子氣體中氫核與氫核的碰撞就可能引起核反應。對純氫的高溫氣體，最有效的核反應系列是所謂的P-P鏈：

    其中主要是2D(p，γ）3He反應。D（氘，氫的同位素，由一個質子和一個中子組成）含量只有氫的10-4左右，很快就燃完了（其原理與現代**武器類似）。如果開始時D比3He（氦3，氦的同位素，由2個質子和1個中子組成）含量多，則反應生成的3H（氚，氫的同位素，由1個質子和2個中子組成，衰變會變成氦3）可能就是恒星早期3He的主要來源，由于對流到達恒星表面的這種3He，有可能還保留著。

    在釋放出的26.7MeV能量中，大部分消耗給恒星加熱和發光，成為恒星的主要來源。

    前面我們提到恒星的演化是從主星序開始的，那么什么是主星序呢？等H穩定地燃燒為He時，恒星就成了主序星。人們發現有百分之八十至九十的恒星都是主序星，他們共同特征是核心區都有氫正在燃燒，他們的光度、半徑和表面溫度都有所不同，后來證明：主序星的定量上差別主要是質量不同，其次是他們的年齡和化學成份，太陽這段歷程約千萬年。

    觀察到的主序星的最小質量大約為0.1M⊙。模型計算表明，當質量小于0.08M⊙時，星體的收縮將達不到氫的點火溫度，從而形不成主序星，這說明對于主序星它有一個質量下限。觀察到的主序星的最大質量大約是幾十個太陽質量。理論上講，質量太大的恒星輻射很強，內部的能量過程很劇烈，因此結構也越不穩定。但是理論上沒有一個質量的絕對上限。

    當對某一星團作統計分析時，人們卻發現主序星有一個上限，這說明什么？我們知道，主序星的光度是質量的函數，這函數可分段的用冪式表示：

    L∝Mν

    其中v不是一個常數，它的值大概在3.5到4.5之間。M大反映主序星中可供燃燒的質量多，而L大反映燃燒的快，因此主序星的壽命可近似用M與L的商標來標志：

    T∝M-（ν-1)

    即主序星壽命隨質量增大而按冪律減小，如果整個星團已存在的年齡為T，那就可以由T與M的關系式求出一個截止質量MT。質量大于MT的主序星已結束核心的H燃燒階段而不是主序星了，這就是觀察到由大量同年齡星組成的星團有上限的原因。

    我們就討論觀測到的恒星中大部分是主序星的原因，表1根據一25M⊙的恒星演化模型，列出了各種元素的點火溫度及燃燒所持續的時間。

    從表上看出，原子序數大的核有更高的點火溫度，Z大的核不僅難于點火，點火后燃燒也更劇烈，因此燃燒持續的的時間也就更短。這顆25M⊙的模型星的燃燒階段的總壽命為7.5×109年，而其中百分之九十以上的時間是氫燃燒階段，即主星序階段。從統計角度講，這表明找到一顆處于主星序階段的恒星幾率要大。這正是觀察到的恒星大多數為主序星的基本原因。

    主序后的演化由于恒星形成是它的主要成份是氫，而氫的點火溫度又比其他元素都低，所以恒星演化的第一階段總是氫的燃燒階段，即主序階段。在主序階段，恒星內部維持著穩衡的壓力分布和表面溫度分布，所以在整個漫長的階段，它的光度和表面溫度都只有很小的變化。下面我們討論，當星核區的氫燃燒完畢后，恒星有將怎么進一步演化？

    恒星在燃燒盡星核區的氫之后，就熄火，這時核心區主要是氦，它是燃燒的產物，外圍區的物質主要是未經燃燒的氫，核心熄火后恒星失去了輻射的能源，它便要引力收縮是一個起關鍵作用的因素。

    一個核燃燒階段的結束，表明恒星內各處溫度都已低于在該處引起點火所需要的溫度，引力收縮將使恒星內各處的溫度升高，這實際上是尋找下一次核點火所需要的溫度，引力收縮將使恒星內各處的溫度全面的升高，主序后的引力收縮首先點著的不是核心區的氦（它的點火溫度高的太多），而是核心與外圍之間的氫殼，氫殼點火后，核心區處于高溫狀態，而仍沒核能源，它將繼續收縮。

    這時，由于核心區釋放的引力位能和燃燒中的氫所釋放的核能，都需要通過外圍不燃燒的氫層必須劇烈地膨脹，即讓介質輻射變得更透明，來排出多余的熱能來維持熱平衡。而氫層膨脹又使恒星的表面溫度降低了，所以這是一個光度增加、半徑增加、而表面變冷的過程，這個過程是恒星從主星序向紅巨星過渡，過程進行到一定程度，氫區中心的溫度將達到氦點火的溫度，于是又過渡到一個新階段--氦燃燒階段。

    在恒星中心發生氦點火前，引力收縮以使它的密度達到了103g·cm-3的量級，這時氣體的壓力對溫度的依賴很弱，那么核反應釋放的能量將使溫度升高，而溫度升高反過來又加劇核反應速率，于是一旦點火，很快就會燃燒的十分劇烈，以至于爆炸，這種方式的點火稱為“氦閃光”，因此在現象上會看到恒星光度突然上升到很大，后來又降的很低。

    另一方面，當引力收縮時它的密度達不到103g·cm-3量級，此時氣體的壓力正比于溫度，點火溫度升高導致壓力升高，核燃燒區就會有所膨脹，而膨脹導致溫度降低，因此燃燒就能穩定的進行，所以這兩種點火情況對演化進程的影響是不同的。

    恒星在發生“氦閃光”之后又怎么演變呢？閃光使大量能量的釋放很可能把恒星外層的氫氣都吹走，剩下的是氦的核心區。

    氦核心區因膨脹而減小了密度，以后氦就有可能在其中正常的燃燒了。氦燃燒的產物是碳，在氦熄火后恒星將有一個碳核心區氦外殼，由于剩下的質量太小引力收縮已不能達到碳的點火溫度，于是它就結束了以氦燃燒的演化，而走向熱死亡。

    由于引力塌縮與質量有關，所以質量不同的恒星在演化上是有差別的。

    M<0.08M⊙的恒星：氫不能點火，它將沒有氦燃燒階段而直接走向死亡。

    0.08<M<0.35M⊙的恒星：氫能點火，氫熄火后，氫核心區將達不到點火溫度，從而結束核燃燒階段。

    0.35<M<2.25M⊙的恒星：它的主要特征是氦會點火而出現"氦閃光"。

    2.25<M<4M⊙的恒星：氫熄火后氦能正常地燃燒，但熄火后，碳將達不到點火溫度。這里的反應有：

    在核反應初期，溫度達到1010K量級時，CNO循環產生的13C，17O能和4He發生新的（α，n）反應，形成16O和20Ne，在核反應進行了很長時間后，Ne(p，γ）Na（β+，ν）  Na中的Na以及N吸收兩個4He形成的Ne能發生（α，n）反應形成Mg和Mg等，這些反應作為能源并不重要，但發出的中子可進一步發生中子核反應。

    這些，他們已經聽老師講了三遍了，雖然不知曙光學院用意何在，但華楓依然不敢怠慢。

【精彩東方文學 www.nuodawy.com】 提供武動乾坤等作品手打文字版最新章節首發，txt電子書格式免費下載歡迎注冊收藏。