大质量恒星的形成:理论与观测

文章简要叙述了有关大质量恒星形成的理论以及相关观测证据。目前大质量恒星形成的理论主要有两种，即吸积说和并合说．吸积说认为，大质量星可能与小质量星形成于相似的过程；并合说主张大质量星可能是由小质量年轻星碰撞合并而成．解决这两种理论争论的关键在于在大质量星附近能否观测到吸积盘的存在，最新的观测表明大质量星更有可能是通过吸积增加自身的质量，但最终解决这一问题可能还需要更多的观测证据。文章还提出了一些本领域尚未解决的问题，为感兴趣的研究者提供参考。     

超新星孕育了黑洞

 黑洞一直被看成是神秘而奇异的天体．虽然有越来越多的观测证据证明它们的存在,但有关这些天体形成的原因,仍存有许多问题．一种可能的方案是,一个大质量恒星（比太阳质量大２５倍）燃尽了核燃料并在它的很大的引力质量下塌缩,形成了黑洞．另一种可能的方案是一个更为复杂的模型,假设一个大质量恒星首先爆炸,留下了一个直径小于２０千米、密度极高的中子星．这一超新星爆发所摔出的一些物质又落回到新生的中子星上,最后发生塌缩而形成黑洞．     

2003年度重大科学成就--γ暴:大质量恒星的死亡

γ射线暴(简称γ暴)是宇宙中最剧烈的爆发事件，从20世纪60年代末被发现以来，它的起源问题就一直迷惑着人们，今年在γ暴研究上取得了几个突破性的进展，其中最重要的一个是直接确认了γ暴与超新星的关联，最终证实了γ暴起源于大质量恒星的死亡，这一重大发现被Nature和Science两个杂志同时评选为2003年度的十大科学成就之一。     

一个了解宇宙的新窗口——分子天体物理学进展介绍(之四)

 恒星的演化是天体物理学中最重要的课题之一。本世纪初,赫茨普龙(E.Hertzprung)和罗素(H.N.Russel)根据大量的观测数据制成了赫罗图(即恒星光谱型--恒星光度关系图).发现绝大多数恒星位于图中的主星序位置上.30年代末,美国核物理学家贝特(H.A.Bathe)用氢核的聚变成功地说明了恒星能量的来源是热核反应.这两项研究为恒星演化理论奠定了基础.恒星是由星云凝缩而成.这个过程开始于冷的暗星云中某些密度较周围稍大的部分由自身的引力引起的收缩.以后物质逐渐凝聚,直到收缩产生的热量使内部温度达到700万度以上,热核反应出现,收缩停止,恒星便诞生了.     

2012年,参宿四会爆炸吗?

恒星是宇宙的基本组成单元,中小质量的恒星(如太阳)占绝大部分.中小质量的恒星演化到最后,外壳被损失掉,成为漂亮的行星状星云,而恒星的核则成为白矮星.大质量恒星演化到最后会发生超新星爆炸,产生巨大的能量,留下一个中子星或黑洞.参宿四是一颗大质量恒星,种种迹象表明,它将发生超新星爆炸,但在2012年爆炸的可能性微乎其微,天上不会出现两个"太阳",也不会对地球上人们的生活产生实质性的影响.     

转动潮汐变形双星理论模型研究

转动和潮汐效应是影响双星系统结构和演化不可忽略的重要物理因素. 根据大质量双星系统V478 Cyg的观测结果, 检验了提出的转动潮汐变形的理论模型. 将转动潮汐变形的模型与传统的双星演化模型对比发现: 转动和潮汐效应使恒星外层(低于平均密度区)发生的形变远大于内层; 恒星两极点重力加速度变大, 赤道面上重力加速度变小; 转动潮汐变形模型具有较大的半径、赤道速度和中心集中度, 较低的氢核能产生率, 恒星向低温和低光度端演化. 此外, 大质量双星系统V478 Cyg由潮汐形变造成的拱线运动速率大于转动形变造成的拱线运动速率, 广义相对论效应造成的拱线运动最小. 由于主星具有较高的中心集中度, 次星潮汐、转动形变造成的拱线运动速率均大于主星相应的拱线运动速率.     

超新星爆发理论中某些重要的核物理问题

 一、导致恒星不稳定坍缩的主要物理因素一颗恒星的演化史本质上就是它内部核心区域的热核（燃烧）演化史．一个质量较大的恒星在其演化的一生中将先后经历氢燃烧,氦燃烧,碳燃烧,氖燃烧,氧燃烧以及硅燃烧等热核燃烧阶段．不同质量的恒星经历它所有可能的热核演化之后,通常都要出现较为剧烈的演变．对于质量较低（例如Ｍ＜８Ｍ）的恒星,要经历以前述剧烈热脉冲为特征的ＡＧＢ星阶段,其核心逐渐收缩为白矮星,而星幔和包层则被向外抛射并膨胀成为行星状星云．大质量恒星（Ｍ＞８Ｍ）则要经历更为剧烈的演变过程,例如像Ⅱ型超新星那样的极其猛烈的爆发．     

天体物理学讲座：第一讲 恒星的演化

恒星结构和演化理论是研究恒星内部的物理过程、结构和恒星如何演化的科学、文章介绍了恒星结构和演化模型的计算方法,恒星在赫罗图中的分布规律,恒星的形成和早期演化特性,质量不同的各类恒星从主序开始的演化进程,恒星演化的晚期阶段的产物;白矮星、超新星和中子星。     

宇宙的第一颗恒星

 根据恒星化学的数学模型,宇宙的第一颗恒星比我们以前想象的要小得多。通过星系演化仿真模拟,被称为星族Ⅲ（Popu-lationⅢ）的第一颗恒星比太阳大100倍。不过这样的恒星,其出生和死亡的过程都短促而激烈,而且不产生钡这样的重元素,这样的重元素能够在星族Ⅱ中发现,星族Ⅱ由星族Ⅲ的灰烬演化形成。美国康涅狄格州纽黑文耶鲁天文学与天体物理学中心（YaleCenterforAstronomyandAstrophysic）的詹森·唐林生（JasonTumlinson）指出,平均质量为太阳质量10～40倍的星族Ⅲ恒星,能够产生今天仍存在的、长寿命的第二代恒星中可观测的化学成分。     

基于质量估计的恒星大气参数的自动测量

近些年海量恒星光谱数据的获取使得恒星三个基本参数（表面有效温度Teff,表面重力log g,金属丰度[Fe/H]）的自动测量方法研究成为一个重要的研究课题,相应对恒星大气物理参数测量的研究将对科学家研究宇宙演化等重大科学问题具有重要的意义。但是目前国内外针对此问题所做的研究并不是很广泛深入,且已有的一些方法还不能够完全准确地估计出恒星的大气物理参数。因此本文研究了一种基于质量估计的恒星大气物理参数自动测量方法,该方法计算量比较小,其主要思想是首先建立一些质量分布,将原始光谱数据经过质量估计算法映射到新的质量空间,然后在质量空间利用支持向量机回归对恒星的三个基本物理参数进行估计。在实验中,从SDSS-DR8光谱数据库中选择部分实测光谱数据来进行训练和测试,并将该方法预测出的参数结果与SSPP给出的参数值进行了对比,取得了比较理想的结果。实验结果表明, 该研究方法的准确率更高,预测结果更稳定,训练所用的时间短,在恒星大气物理参数自动测量上是行得通的,可以有效地测量恒星的大气物理参数。     

年轻恒星形成过程的分子谱线诊断

恒星是宇宙的基本天体,理解恒星的起源和早期演化是天体物理最有举的课题之一,目前了解的恒星形成的一个基本图象是,恒星是由一个足够大质量的星际分子气体云在其其自引力作用下塌缩而形成。在早期塌缩过程中形成一颗原恒星（胚胎）,并且伴随该原恒星的吸积盘,原恒星吸积星际介质中的分子物质,通过吸积盘转移到原恒星表面,原恒星的质量随着增大。在吸积过程中也同时伴随物质向外的剧烈喷发,由于盘的存在,这种喷发通常沿垂直于盘的方向进行,出现双极的空间分布。在天文观测上,一种典型的表现是分子气体的外向流,观测表现为从原恒星双极的红蓝移气体运动^[1]。由于恒星形成了星际分子中,因此,对星际分子的谱线探测是研究恒星形成的强有力手段,现在已经发现和证认的星际分子总数有一百多种,其中丰富度最高的气体是H2。在所有的星际分子中,丰度仅次于H2的CO分子的转动跃迁谱易激发,相对于星际介质的不透明度小,观测上易于实现,因此,CO分子就成为探索原恒星形成的有力探针,在毫米波段出现的J＝1－0和J＝2－1跃迁变线以及CO同位素的谱线是最常使用的观测探针,八十年代以来又陆续发现了环形分子SiC2,C3H,C3H2及含磷分子PN和CN等,给宇宙中有机世界的探测提供了丰富的线索。我们对恒形成区内存在的低温原恒星天体进行毫米 波射电谱线观测,测量该原恒星周围分子气体的分布,其物理化学参数,以及速度场分布。根据这些测量结果并运用成熟的数量方法,分析正在发生的物理化学过程,特别是原恒星质量外流的过程。根据观测分析结果得出所观测天体的形成和演化状况。     

星敏感器恒星检测若干问题研究

介绍了星敏感器的基本组成及工作过程。对恒星检测所涉及的一些问题,如视场内可探测恒星平均数、星图处理、恒星像点位置确定等问题进行了研究和实际验证。     

银河、星系和大宇宙

银河系是我们生活的地球和太阳所在的恒星系统,其质量的1.4×10^11太阳质量,其中恒星约占90%,气体和尘埃组成的星际物质约占10%。平时我们在晚间看到的所有恒星几乎全部属于银河系,由于大量恒星投影在天球上形成乳白色光带。     

萨哈（Saha，Meghnael N，1893-1956）印度物理学家（Physicist，India）

萨哈因1920年导出热电离平衡方程而闻名。该电离方程经英国天体物理学家来尔恩改进后在恒星大气的所有研究中一直起着根本性的作用。这一方程已被广泛用于解释恒星的光谱。恒星光谱能反映光源的化学组成。萨哈公式把光源的化学组成和光谱的形式同光源的温度联系起来，因此可用它来确定恒星的温度或所要研究的元素的相对丰度。     

银河系英仙臂的距离

以地球轨道半径为基线,借助目前世界上最高分辨率的甚长基线干涉阵(VLBA),通过测量英仙臂中大质量恒星形成区W3OH的三角视差,得到了银河系中距离太阳最近的英仙臂的距离为1.95±0.04千秒差距(5.86×1016km).这个工作解决了天文学中关于英仙臂距离的长期争论,说明英仙臂显示强的运动学反常.     

转动效应对恒星热力学结构与演化的影响研究

转动效应对恒星结构与演化的两大方面的影响体现在动力学效应和元素混合上.本文利用国际MESA程序,研究了转动效应对20 M_⊙恒星在主序阶段热力学结构的影响.发现转动的动力学效应能使恒星中心温度变低,减少了恒星表面的不透明度,中心平均分子量和表面熵.由于动力学效应对恒星热结构的调整,降低了恒星的氢燃烧率,恒星向低温和低光度端演化.转动的元素混合效应减小了恒星的中心温度、密度、压强、紧密度、表面不透明度和平均分子量,使恒星表面氦元素、氮元素明显超丰,中心燃烧核区域变大,延长恒星在主序阶段的寿命.     

中子星外壳比钢铁强硬百亿倍堪称宇宙最强硬物质

据美国《国家地理》杂志报道,科学家表示,相对大质量恒星自我毁灭后残余的核心来说,坚硬的钢铁也算不了什么．最新模拟研究显示,演化后期的恒星——中子星不仅密度极大,而且其外壳还是宇宙中已知的最强硬的物质,甚至比钢铁强硬100亿倍．     

重元素揭示恒星的形成时间

天文学家认为 ,实际上所有比硼重的元素都是由恒星内部发生的核反应所产生的 .当恒星在其寿命的末期发射爆炸时 ,这些元素被发射到太空中 .但是在这个过程能够发生之前 ,大爆炸中产生的较轻的元素 (如氢和氦 )必须先聚结成恒星 ,而根据现有的理论 ,这一演化要经历 7亿年的时间 .这意味着 ,在古老的恒星和星系中 ,重元素的存在可告诉我们恒星是在什么时候开始形成的 .空间望远镜欧洲协作装置及欧洲南部天文台的WolframFreudling及其同事们使用哈勃望远镜对 3个类星体所发出的光波进行了观察 (见FleudlingWetal.Astrophys.J.Lett.,2 0 0 3,…     

利用恒星辐射测量整层大气透过率的多目标星定标

 介绍了整层大气透过率测量仪及其测量原理和Langley-Plot定标方法,提出了基于恒星整层大气透过率仪测量大气透过率的多目标星定标方法,并分别进行了K,A光谱类型恒星定标试验,得到了基于K,A两种光谱类型恒星辐射的定标值。对多目标星定标方法与单颗恒星的Langley-Plot定标方法进行了对比实验,验证了多目标星定标方法的合理性与准确性。当实时测量同类型的恒星辐射整层大气透过率时,就可以根据对应的定标参数进行测量研究。     

恒星照亮行星定律被打破人马座行星正温暖恒星

恒星照亮行星 ,这是天文学的定律。然而 ,科学家却发现人马座一个巨大炙热的气态行星在磁场作用下 ,产生类似太阳耀斑的活动温暖着其恒星 ;同时 ,科学家也第一次观测到太阳系外行星的磁场状况。这颗炙热的行星与木星大小类似 ,是地球质量的 2 70倍。但与地球和木星不同 ,该行星与其恒星的距离很近 ,仅有大约 70 0万千米左右 ,而地球与太阳的距离约为 1 .5亿千米。这样接近恒星的行星 ,在迄今发现的 1 0 0多颗太阳系外行星中约占 2 0 %。这颗人马座行星在其恒星上产生一个大型磁暴 ,从而形成了一个永久性的热点。该热点伴随着行星以 3天的周…