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在第一部分引言中,说明现代恒星演化学说的分歧主要是在恒星形成主序星以后的演化.本文叙述三种学说:第一种是质量固定的恒星演化学说,第二种是微粒发射的恒星演化学说,第三种是主序星径向白矮星的演化学说.第二部分介绍第一种学说,指出困难之点在恒星脱离主星序演变成红巨星、超巨星后,怎样演化到白矮星的问题,观测资料既贫乏,理论方面更是空白.第三部分介绍第二种学说,指出这学说蕴含着下面的假定:或是否认主序星原始光度函数的存在,或是要求主序星的原始质量 m_0和原始平均分子量μ_0的关系 m_0(μ_0)恰好是因微粒发射后所演变成的质量 m 和平均分子量μ的关系 m(μ).这两者都是很少可能的.而这学说所根据从内部结构理论得到的主要数据,就近几年来好些同类研究,用较精密方法所得的计算结果来说,显然是不正确的.所以这学说的可靠性是很小的.第四部分介绍第三种学说,指出这学说的主要关键在一般的主序星能否因自转而使恒星的化学成份保持为内外均匀的星型,从而在赫-罗图上自主序星向左演变,演化为白矮星. 相似文献
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褐矮星是亚恒星天体,内核没有稳定的氢燃烧,其质量一般在13至75倍木星质量之间。本质上,褐矮星的内核物理演化过程不同于行星和恒星,观测上我们根据褐矮星不同于行星和恒星的测光和光谱特征来区别证认它们。由于质量小、温度低,在光学波段,它们测光特征表现为光度暗,颜色红;在近红外波段,受大气尘埃、金属丰度等影响,它们有不同寻常的星等、颜色。根据褐矮星的光谱形态与特征谱线,它们可以被分为M、L、T和Y矮星。现在己发现的全部T与Y矮星都是褐矮星,但不是所有的M与L矮星都是褐矮星。介绍了L、T和Y矮星的特征吸收线和光谱分类方法,回顾了早期在星团和双星系统中褐矮星的搜寻,以及现阶段用大视场、长波段深度巡天数据在近邻场区中褐矮星的搜寻。对目前已发现的晚型M和L、T、Y矮星的总数目、温度范围、距离及测量其年龄的方法等做了小结。最后讨论了如何判断L矮星是否为褐矮星,重力、金属丰度和大气尘埃对近红外波段光谱形状的影响,光谱型-J波段绝对星等图上L、T交接处"大鼓包"的形成原因等热点问题。 相似文献
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红亚矮星是甚小质量恒星中的贫金属成员,质量从约0.5M⊙(M⊙为太阳质量)到H燃烧的最小质量(0:075M⊙0:085M⊙,取决于金属丰度),其寿命长于哈勃年龄,是银河系结构和化学增丰史的重要示踪体。与银盘上数量最多的恒星成员红矮星不同,红亚矮星在太阳附近非常稀少,并且其运动学特征与盘矮星有较大差异,属于年老银河系星族,即为年老盘星族、厚盘星族或晕星族。观测上,红亚矮星可以根据其不同于红矮星的自行、测光和光谱特征被识别和证认。由于其恒星表面大气温度很低,并且颜色比同质量的矮星更蓝,因此红亚矮星在赫罗图上位于主序带末端的下方,介于矮星与白矮星之间。红亚矮星的光学波段光谱由金属氧化物(如TiO和VO)和氢化物(如CaH和H2O)的分子吸收带占主导。红亚矮星可按其光谱形态和分子带特征分成不同的光谱型和金属丰度等级,其中晚M型到早L型的亚矮星既可能是小质量的恒星,也可能是较大质量的年轻褐矮星。介绍了对红亚矮星研究的历史背景和前沿动态,详细阐述了光谱分析方法在研究亚矮星中的重要性,以及根据光谱特征对亚矮星进行分类的方法。最后,总结了甚小质量恒星大气模型的发展过程,并探讨了如何利用模型对亚矮星的大气参数进行估算等热点问题。 相似文献
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极易误解的若干天文概念张明昌图１恒星的赫罗图,９０％的恒星在主序上,上方是巨星,左下方是白矮星包含２５颗恒星。这是一个年青的星团,在这个星团中恒星还在形成。Ｍ８礁湖星云是最有趣的天体之一,差不多用什么型号的望远镜都能观测,在最好的条件下细心观测能够... 相似文献
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首先,描述了白矮星的颜色特点和光谱型分类。白矮星是大多数恒星的终极状态,它会随着时间的推移而逐渐冷却。根据表面大气成分,它被划分成DA和DB等不同的光谱型。对某一颗白矮星来说,其光谱型分类可能会随着时间的推移而发生变化,这主要是由于其大气包层中的元素含量被对流过程改变引起的。为了对各类光谱型有更深入的研究,样本的完备性不可或缺。得益于近十几年来大型巡天项目的开展(如斯隆数字巡天、郭守敬望远镜的光谱巡天等),目前通过光谱证认的白矮星已超过4×10~4颗,其中绝大多数是H主导的DA型白矮星,另外还包含2 000多颗He主导的DB白矮星。此外,GALEX项目和GAIA卫星分别提供了有价值的白矮星紫外数据、空间位置和速度等信息。这些数据和信息对于白矮星的研究工作起到了非常大的促进作用。随后,对白矮星的大气参数、质量和运动学等内容作了简单的总结。人们利用模板匹配测量了绝大多数已知白矮星的大气参数,并获得了DB型白矮星的有效温度与紫外颜色间的线性关系。基于斯隆数字巡天的光谱数据,白矮星的质量分布和质量-半径关系也得到了较深入的研究。小质量白矮星具有较大的速度弥散,而大质量的则相反。最后,讨论了白矮星的形成和演化机制,这些机制都是基于现有的理论模型得到的。随着巡天项目中白矮星样本的增加,现有的模型会逐渐被修正和完善,新的模型也将随之建立。 相似文献
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极小质量白矮星双星对于双星演化、公共包层、AM CVn双星、星震学研究都十分重要。考虑到它们的周期比较短,它们还是重要的引力波源,然而它们的形成和演化仍然不清楚。通过利用最新的一种磁滞模型,建立了极小质量白矮星双星的形成和演化模型。研究给出它们形成的初始参数空间,并发现通过稳定物质转移形成的极小质量白矮星的质量范围为(0.11～0.21) M⊙。此外,研究发现部分极小质量白矮星双星能在宇宙年龄内演化成为AM CVn双星,这些极小质量白矮星的质量范围为0.14～0.16 M⊙。研究还发现它们的引力波信号能被LISA、天琴、太极探测器探测到。最后还讨论了不同的物质积累效率对于同一双星系统演化结果的影响,发现它除了明显影响主星最终质量外,对于伴星和双星演化过程并无太大影响。 相似文献
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贫金属富碳恒星(Carbon-Enhanced Metal-Poor, CEMP)是研究宇宙早期恒星性质和化学演化的极佳样本,通常认为来自双星.目前发现的贫金属富碳星中有9颗天琴RR变星(RR Lyrae star, RRL),其中至少7颗未表现出任何双星特征.传统双星物质转移模型不足以充分解释贫金属富碳天琴RR变星(CEMP-RR Lyrae)单星的形成.之前研究表明氦白矮星和赫氏空隙星(HG)的并合模型可以解释部分富碳红巨星单星的碳增丰现象,因此贫金属富碳星单星也可能来自氦白矮星和赫氏空隙星的并合模型渠道.通过详细计算的氦白矮星和赫氏空隙星并合模型来检验这一演化渠道,结果表明:该并合模型在后续的演化过程中,其重力加速度、温度、表面碳丰度均能与观测符合较好.由此,氦白矮星和赫氏空隙星并合模型极有可能是贫金属富碳天琴RR变星的形成渠道之一. 相似文献
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中子星是恒星在核能源已经耗尽的情况下引力坍缩的产物。它仍然具有很高的温度 ,热能将以黑体辐射的形式辐射出去 ,但是这种能量通过各种冷却过程而耗散 ,不可能是脉冲星的主要能源。脉冲星的引力特别强 ,如果它是双星系统的成员 ,而且伴星不是致密星时 ,伴星的物质有可能被吸积到脉冲星上 ,被吸积物质的引力势能可以转化为别的能量形式 ,Ｘ射线脉冲双星就属于这种情形。但是大多数脉冲星不是双星系统 ,在约占脉冲星总数 5%的双星系统中 ,绝大多数的伴星都是白矮星或中子星 ,所以引力能不是脉冲星的主要能源。脉冲星的能量来自何方 ?地球有… 相似文献
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“黑洞”概念的形成
上一期本栏目文章曾介绍,老年大质量恒星的星核在自身重量的作用下迅速地收缩,会发生突然爆炸;当恒星核中所有的物质都变成中子时,收缩过程立即停止并被压缩成一个密实的星球——中子星,它似乎是物质坍缩到小到令人难以置信的空间的结果。 相似文献