第六章恒星演化和白矮星2

4，白矮星的形成 及其质量上限
勤奋好学的钱德拉塞卡
1910年10月19日出生于巴基斯坦的拉合 尔。后来进入马德拉斯大学学习物理和数 学。1930年他20岁时以全班第一的成绩大 学毕业。 在他上大学时，正值物理学从经典到近 代物理学转变的时期。新的理论，新的学 说和新的概念一个接一个的出现。
• 1915年爱因斯坦发表了广义相对
论 • 1911年，卢瑟福提出了原子模型 • 1925年春，泡利（25岁）提出新 的物理学原理——不相容原理，他为 此在1945年荣获诺贝尔物理奖 • 20年代中期，量子统计学诞生了
年青的大学生钱德拉塞卡自学这些 最新发展起来的近代物理学说。从17 岁开始就试图用物理学的知识来解决 天文学上的难题。当他18岁时候就有 一篇题为“ 康普顿散射和新统计学”论 文发表在1928年的《皇家学会论文集》 上。
著书立说
各阶段的研究成果都总结成专著出 版。前后有7部之多。从1989年到1991 年，芝加哥大学出版社还专门为钱德 拉塞卡出版了6卷本的《论文选》。
获诺贝尔物理学奖
1983年在他73岁的时候因对恒星结构 及其演化理论作出的重大贡献而获得诺 贝尔物理学奖，这是他在30年代年青时 完成的研究成果。 他的理论经受了半个世纪物理学和天 体物理学的理论、实验及天文观测的考 验，成为20世纪天文学伟大成就。
白矮星质量上限
当坍缩后的恒星质量超过一定的限 度后，密度再加大，简并电子气就变 为相对论性的了，就不可能形成稳定 的白矮星。 因此，白矮星有一个质量上限。 钱德拉塞卡推出上限值为1.44个太 阳质量。这是一项天文学上重要的成 就，是获诺贝尔物理学奖的原因之一。
超过上限后是什么？
在1935年，无论是钱德拉塞卡本人还是 其他科学家都还不知道质量超过钱德拉塞 卡极限的老年恒星的演化归宿是什么。 现已公认，质量比较大的老年恒星不可 能会演变成白矮星，它们最终将演化为密 度比白矮星更大的天体——中子星或者黑 洞。
天狼星伴星的平均密度比1吨/厘米3 还要高。成为一个令人困惑的问题。 在当时的物理学原理还不能解释白 矮星的高密状态是怎样形成的。白矮 星的观测发现走在理论的前面，使得 当时的物理学家无言以对。
白矮星的形成（1）
在红巨星阶段，恒星内部温度超过一亿 度，核心部分以氦聚变为主，燃烧进程非 常快（几万年，甚至几千年），氦很快就 枯竭了。中心坍缩形成白矮星。 这个过程是逐渐的，不会象超新星那样 剧烈地爆炸。
红巨星的大气逃离速度10千米/秒， 经过几百万年把红巨星的大部分大气带 走，使中心星裸露出来。 中心星是白矮星，其星风速度很快， 可达2000千米/秒。很快就赶上红巨星 以前跑掉的物质。 两种星风相互作用就形成行星状星 云的气壳和复杂的结构。
6，白矮星的质量上限 的争论和钱德拉塞卡 荣获诺贝尔物理学奖
ቤተ መጻሕፍቲ ባይዱ
爱丁顿的批评
爱丁顿完全否定他的“ 白矮星有一 个质量上限” 的报告。他说，根本不 存在什么相对论简并性，白矮星的质 量上限是计算错误导致的。 会议主席不给钱德拉塞卡答辩的机 会，反而要求他感谢爱丁顿的批评。
爱丁顿再次批评
同年7月，国际天文学会在巴黎召开 代表大会，钱德拉塞卡和爱丁顿又见 面了。 会上，爱丁顿主动出击又一次激烈 地批评钱德拉塞卡的白矮星理论。 钱德拉塞卡仍然机会在会上申辩。
爱丁顿的观点
他深信，他已经证明恒星无论其质 量是多大，都可以达到某种稳定的状 态。普通恒星的质量可大可小，而白 矮星这种老年恒星的质量为什么就不 能超过钱德拉塞卡极限呢？
钱德拉塞卡胜了
1939年8月，国际天文学会在巴黎召 开学术会议专门讨论白矮星和超新星 问题。钱德拉塞卡在大会上报告公开 指出爱丁顿理论的错误所在，赢得了 许多人的支持。不少物理界著名学者 都支持他。 他白矮星理论终于得到了承认。
钱德拉塞卡1930年7月31日大学毕业 后，被剑桥大学录取为研究生。 1934年，他完成了两篇白矮星的学 术论文。得出始料未及的重要结果： • • 白矮星的质量越大，其半径越小； 白矮星的质量不会大于太阳质量的 1.44倍； 这一成就，成为钱德拉塞卡获得诺 贝尔物理学奖的原因之一。
高密白矮星提出的难题
观测证实白矮星有质量上限
目前，已经发现白矮星一千多颗， 它们的质量都没没有超过1.44太阳 质量的钱德拉塞卡极限。没有一个 例外。 它们的质量和半径关系完全遵从 钱德拉塞卡推算出的理论曲线。
爱丁顿错了
他不理解钱德拉塞卡提出的白矮星 质量上限的理论。原因是他刚刚发展 起来的近代物理学的新原理麻木不仁。 自己不理解，还要压制新生事物。 这是一个典型的年青人超过权威学 者的例子。
白矮星的质量上限
钱德拉塞卡白矮星理论是全新的理论， 特别是他提出白矮星的质量上限的问题更 是新颖。1934年他完成两篇白矮星的论文， 提交给英国皇家天文学会。1935年1月学 会召开了学术会议，让他介绍研究成果。 其中最重要的是提出白矮星有质量上限。
爱丁顿
爱丁顿是那个时代著名的天文学 家之一，大权威。他利用日全食的机 会成功地验证了广义相对论关于星光 经过太阳附近产生偏折的预言，成为 划时代意义的科学实验。他对恒星内 部结构理论做出了巨大的贡献，成为 这一理论的奠基人。
愈短。
恒星 稳定 的条 件
红巨星的由来
1，只有恒星中心的温度满足发生氢
核聚变的条件。中心部分的氢燃烧完 后，都变为氦元素。氦核聚变要求更 高的温度，由于温度不够，热核反应 暂时停止，由于没有辐射，辐射压大 大降低，导致引力大于向外的压力。
2，恒星将会因抗衡不住引力而收缩。 收缩的结果导致中心部分温度大增， 使氦能发生聚变反应，产生大量的辐 射，加热中心区的外围大气，使恒星 外层向外膨胀。
恒星演化
1，恒星的一生始终处在向内收缩和
向外膨胀的矛盾之中。主序星阶段恒星
是靠其内部氢核聚变反应提供能源而维
持平衡的。
2，由于恒星内部含有大量的氢，氢
核聚变反应可进行相当长的时间间， 所以恒星在主序星阶段停留时间很长。
3，质量不同的恒星在主序星阶段的
时间很不相同。质量愈大的恒星氢消耗
得愈快，在主序星阶段停留的时间就
3，恒星中心部分以外的区域由于温
度的增高又开始氢核聚变反应，并且 核反应迅速向外层转移，推动外层膨 胀，使得恒星体积很快增大上千倍以 上。 由于温度下降，颜色变红。这样， 这颗恒星就变成又大又红的红巨星。
中心区的氢全部聚变为氦，坍缩 升温导致氢外壳燃烧
不同质量恒星的演化到主序星所 需要的时间不同
学者风度
钱德拉塞卡并不记恨于爱丁顿。他 们之间还建立了友好的关系，经常通 信交流。 在爱丁顿逝世时，他出席追悼会， 发表了感情真挚的悼词。还出版一本 题为《爱丁顿》的小册子，纪念爱丁 顿百年诞辰。
全面的贡献
钱德拉塞卡对天体物理学的贡献是 全面的，在恒星内部结构理论方面， 恒星和行星大气的辐射转移理论，星 系动力学，等离子体天体物理学，宇 宙磁流体力学和相对论天体物理学等 方面都有重要贡献。
白矮星质量公式
RM
5 3
质量越大，半径越小 与一般恒星的情况相反
半 径
白矮星 质量与 半径的 关系
相对论简并电子气
（前面讨论的是非相对论简并电子气） 当密度更高时，大多数简并电子处于更 高的能级上，其速度接近光速而成为相对 论性简并电子。 这时的物态方程发生了变化，白矮星 的质量与半径的关系消失了。不可能通过 白矮星的半径的自动调节来达到平衡。
5/ 3
均与温度无关
电子具有非常高速度并不是因为温 度高，而是因为低能态已被别的电子 占据了，其它的电子只能跑到高能态 上去。因此高能电子数目的多少取决 于密度，而不是温度。
总结：白矮星的形成
1，恒星晚期核燃料用完或其它燃料不能 点燃，辐射压减少很快，引力大大超过辐 射压，导致恒星坍缩。 2，坍缩导致密度增加，温度升高，气体 全部电离，变为自由电子和裸原子核。 3，自由电子遵从量子力学规律，具有非 常大的速度，产生强大的简并电子气压， 足以和引力抗衡，形成稳定的白矮星。
行星状星云的观测特性
• 比较暗，在星云中心大都有一颗温度 高的恒星（白矮星） • 大多呈绕中心星对称的圆环状或圆盘状 • 是气体星云，由中心星的紫外线激发发光 • 都在不断膨胀，速度约为10～50千米/秒 • 内部物质稀薄，边缘稠密 • 行星状星云红外辐射强，和红巨星类似
行星状星云复杂结构的形成
15个太阳质量：16万年 5个太阳质量： 70万年 1个太阳质量： 3000万年 0.5个太阳质量：1亿万年
原恆星的質量是其演化到主序星的決 定性因素
问题讨论
质量大（如16个太阳质量）的恒 星和质量小（如1个太阳质量）的 恒星谁的寿命长？ 统计答案： 1，大质量的恒星寿命长： 2，小质量恒星的寿命长： （在第七章解释）
5，行星状星云
恒星死亡前的精彩亮相， 死亡后漂亮的寿衣
天琴座
环状 星云
(M57)
1789年人类发现的第一个的行星状星云
行星状星云的名字有误
1798年英国天文学家赫歇尔用48cm 望远镜发现天琴座环状星云。望远镜 太差，看不清楚。只是看出一个边缘 比较清晰的小圆面，和天王星比较像， 因此就叫它为行星状星云。行星状星 云和行星根本没有关系。
客满
自旋朝上 自旋朝下
能级2
客满
能级1
泡利不相容原理
当电子密度很高时，必然有很多电 子处在高能态。具有非常高的速度， 产生非常高的简并电子气压。
理想气体物态方程与简并 气体物态方程的区别
理想气体：P ＝ (ρ／μ)RT 是温度的函数
N 5/ 3 简并气体： P 非相对论性 V 4 / 3 N 4/3 p 相对论性 V
强大的简并电子气压
泡利不相容原理：电子的能量状态 是不连续的，只能取某些特定的值。
同一个状态，只能允许一个电子占有。
电子能量从低向高排列，低能态的占
满了，就只能到高能态去。
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白矮星的形成（2）
白矮星是热核反应停止以后恒星的 一种稳定结构。 热核反应一停止，引力便占上风， 恒星就要收缩，直到有一种能与引力 抗衡的力出现，才能使恒星稳定下来。 这个力就是简并电子气的压力，简 称简并压力。比通常的理想气体压力 大得多。
白矮星的形成（3）
由于热核反应停止，辐射压大大 降低，导致恒星坍缩，温度升高，密 度加大。原子核外的电子全部电离， 变成赤裸裸的原子核，所有电子都成 为自由电子。恒星的体积突然变小。