表11恒星的光谱级别 级别n)颤色表面温度/K 光谱特性 o蓝色>2500 电离的鯊及其元素的10蜥蜴 谱线,的谱线纳弱 B蓝白色31000~25000H和He的谱线为主参宿t(猫户 角一〈室女座 A白色7500~1100H的谱线很强 天狼(大犬座a) 织女 琴座 F黄白色6000~7000日的谱线较弱,以电离老人星(船底座a 的金属谱线为主 南河三(小犬座a) 黄色5000~6000电离的和电中性的金属太阳 特别是(a)的谱线为主五车二(和夫座a) K澄色83500500电中性金属的线及简大角(牧大堅a) 单自基(如CN,OH,毕衍五(念x H)的带状光谱 M红色 ~300计多简单化合物(如参宿四(猎户座 TO的带状光为主心宿二(天蝎座∞) (a)每一光谱级别又可以分为10个副级,如F8,m9,G0,G1,G2…。太是G2 级,表面混度为5780K。这种稀奇古怪的字母级别顺共历史上形成的,最好用下对 这句英语来耦助记忆:“ Oh Be A Fine Girl(euy),KMe,”2 光度为太的100倍;因为它们具有相同的温度,所以断定五车二 的辐射表面必为太阴的100倍,故其半径约为太阳的10倍。位于 红星上面的是超巨星如心宿二(天蝎座a,见图1.4),其表面温 度只有太阴的…半,但发光度却为太阳10000倍,因此可以断定 它的半径是太阳的1000倍 相反,HR图的左下角属于比较热的低发光度恒是所在部位
既大又热质量巨大龄恒量(以H和He的光谱为主) 低密度且直径达 超巨尾 103km的恒昇(低温 变星 但表面积巨大),如心 宿二(天蝎座a) 红巨星 太阳 温度、密度和质量居 主星序 中的何,直径颇小 光谱中以金属元茶为 很热但辐射表白矮昆 小而密呈微红色射恒 面很小的恒星 足,温度低到足以形 成某些化合物 光谐级别 10000100007500 表面温度/K 图1.2已知其发光度及光谐的星的HR图 黜 光谱级别 图1.3表示主星序中恒星大小及位置之间关系的HR图 (注意:与巨星及超巨星比较,这恒星全都是“矮星”)
心宿二(天座 (1000) 天狼 五车二(夫座∝) (犬座) (10.0) 太阳(1.0) ·天狼(犬座x)B (0.03) 光谱级别 图1.4在HB图中各种恒星的比较 〔括弧中的数字表示恒星的近似半径,太阳的为10) 这意味着这些恒星是很小的。这些均是白矮星,象天狼B,它的大 小与地球差不多,但是它的质量却与太阳的相同,暗示其密度约为 5×10gcm-3,这表明这些星体具有异乎寻常的致密性质。 现在可以将星体类型的这种描述与热核过程的讨论联系起 来,至于元素的合成将在下一节中讨论。当一个原始恒星开始由 星际间的和氮以引力收缩的方式形成时,它的温度升高,直到它 的芯部温度能够维持质子燃烧(§1.4,1)为止。对于一个质量接 近太阳的恒星来说,这一过程表示在图1.6中。这样的恒星可能 90%的生命耗费在主星序中,仅失去很少的质量,但却产生了惊 人数量的能量。在芯部氢消耗后(但恒星外层的氢不消耗),将导 致进一步的收缩,造成了一个燃烧的氮芯,从而迫使多数未燃烧的 氢进入到广阔耐稀薄的外包层。因为这种星体辐射的表面积很大, 尽管有较高的芯部温度,却不再能维持象以前那样的高温所以星
巨星 分支 助+ 主星序 白矮星 M 光谱级别 图1.5一个质量接近大配的恒想的可能演化途径 (图示表认主序前到白矮形这一阶段的一过程,并没有指出可能的回 头路或其它可能发生的反复无常的进 程) 体变成了红巨星。典型的红巨星具有的表面温度在8500~560K 范围内,其发光度约为太阳的10~10倍,直径约为太阳的10~ 100倍。在较老的红巨星中,随之发生碳燃烧(§1.4.2),当它最 终死亡而变成白矮星状态时伴随发生过程(1.4.3) 事实上,许多恒星是由彼此围绕转动的两个星体形成的双星 系伴星。象经常出现的情况那样,如果两个星体具有不同的质量, 列较重的那将演化得快些,比其伴星更早些达到臼矮星阶段所 以当第二个恒星体扩展而变为红巨星时,在它伸展的大气中包住 了相邻的白矮星,并造成了不稳定的性质,结果发生能量爆炸, 并使物质转移到更重的伴星上去。处在这一过程中,白矮星的发 光度也许会增大1万倍,该过程被看作是产生一颗新星(因为此 前肉服是难以看到上述双星的)
我们在描述e过程和y过程时(14.4和§145)将会君看 到,在较大的主星序恒星中可能发展成更加惊人的不稳定性。如果 起始质量在35个太阳质量以上,现行的一些理论认为,引力崩溃 可能是一种突变,以致使体系向内爆炸超出核密度范围而成为 个黑洞。对于质量范围为1.4~3.5M的主星序恒星来说,内向 爆炸可能在核密度情况下停止而产生一个快速转动的中子星(密 度约为1014gcm-B),这种星体可以看作是一个发射电磁辐射的 脉冲星,其频率范围很宽,时间间隔为几分之一秒。在星体内爆炸 的这一过程中,崩溃芯体达到核密度时突然受阻而产生极高的温 度(约10k)和高压,这将产生一种向外运动的冲击波,它冲击星 体的外套层而产生快速的压缩和温度的猛烈升高,突然引起许多 新的核反应,并喷射出不少的星体物质。最终的结果是出现一个 超新星,亮度最高可达到原先星体的10倍。这时,单独一个超 新星的亮度就可以与生成它的星系中所有其它星体的总亮度相比 拟.两个月以后,超新星的亮度按55士1d的半衰期指数衰减。曾 经指出,这一半衰期很接近于f的半衰期,当3U在氢弹爆炸 中受强中子通量照射时,会产生显著数量的O。来自垂死的红 E星的超新星、新星和不稳定的变星全都是合成重元素的成员,而 它们喷射到星际空间的物质则用于凝集以后各代主星序恒星(如 太阳)的过程中。应该强调,化学元素起源的各种理论提出时间都 不太久,而且细致的过程还没有办法充分了解④。但是这是现今 研究中一个非常活跃的领域,在本章给出的这些结论都是很初步 的,在未来的实验和理论研究中,无疑地会对它们进行修正和改 进我们目前可以借助这些认识,对认为是元素合成中的具体核 过程进行较详细的讨论。 ①译者注:988年2月22日,科技日报报导,美国航空航天局宜称,对1987A 超新星的一系列观察证明,爆炸星体可产生重化学元素