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【蔓萝观太空】 纵观-恒星系
恒星系或称星系,是宇宙中庞大的星星的“岛屿”,它也是宇宙中最大、最美丽的天体系统之一。到目前为止,人们已在宇宙观测到了约一千亿个星系。它们中有的离我们较近,可以清楚地观测到它们的结构;有的非常遥远,目前所知最远的最系离我们有近两百亿光年。

按照宇宙大爆炸理论,第一代星系大概形成于大爆炸发生后十亿年。在宇宙诞生的最初瞬间,有一次原始能量的爆发。随着宇宙的膨胀和冷却,引力开始发挥作用,然后,幼年宇宙进入一个称为“暴涨”的短暂阶段。原始能量分布中的微小涨落随着宇宙的暴涨也从微观尺度急剧放大,从而形成了一些“沟”,星系团就是沿着这些“沟”形成的。
哈勃太空望远镜拍摄的遥远的年轻星系照片,其中包含有正在形成中的星系团(原星系)(HST)
十八个正在形成中的星系团的单独照片。每个团快距地球约一百十亿光年(HST)
著名的“哈勃深空”照片。展示了一千多个在宇宙形成后不到十亿年内形成的年轻星系(HST)
哈勃深空图片。箭头所指的可能是迄今为止发现的最遥远的星系(HST)
阿贝尔2218星系群。照片反映了宇宙中的“引力透镜”现象(HST)
两个相邻的星系NGC1410、NGC1409因引力作用而互相吸取物质(HST)

随着暴涨的转瞬即逝,宇宙又回复到如今日所见的那样通常的膨胀速率。在宇宙诞生后的第一秒钟,随着宇宙的持续膨胀冷却,在能量较为“稠密”的区域,大量质子、中子和电子从背景能量中凝聚出来。一百秒后,质子和中子开始结合成氦原子核。在不到两分钟的时间内,构成自然界的所有原子的成分就都产生出来了。大约再经过三十万年,宇宙就已冷却到氢原子核和氦原子核足以俘获电子而形成原子了。这些原子在引力作用下缓慢地聚集成巨大的纤维状的云。不久,星系就在其中形成了。

大爆炸发生过后十亿年,氢云和氦云开始在引力作用下集结成团。随着云团的成长,初生的星系即原星系开始形成。那时的宇宙较小,各个原星系之间靠得比较近,因此相互作用很强。于是,在较稀薄较大的云中凝聚出一些较小的云,而其余部分则被邻近的云所吞并。

同时,原星系由于氢和氦的不断落入而逐渐增大。原星系的质量变得越大,它们吸引的气体也就越多。一个个云团各自的运动加上它们之间的相互作用,最终使得原星系开始缓慢自转。这些云团在引力的作用下进一步坍缩,一些自转较快的云团形成了盘状;其余的大致成为椭球形。这些原始的星系在获得了足够的物质后,便在其中开始形成恒星。这时的宇宙面貌与今天便已经差不多了。星系成群地聚集在一起,就像我们地球上海洋中的群岛一样镶嵌在宇宙空间浩瀚的气体云中,这样的星系团和星系际气体伸展成纤维状的结构,长度可以达到数亿光年。如此大尺度的星系的群集在广阔的空间呈现为球形。


宇宙中没有两个星系的形状是完全相同的,每一个星系都有自己独特的外貌。但是由于星系都是在一个有限的条件范围内形成,因此它们有一些共同的特点,这使人们可以对它们进行大体的分类。在多种星系分类系统中,天文学家哈勃于1925年提出的分类系统是应用得最广泛的一种。哈勃根据星系的形态把它们分成三大类:椭圆星系、旋涡星系和不规则星系。椭圆星系分为七种类型,按星系椭圆的扁率从小到大分别用E0-E7表示,最大值7是任意确定的。该分类法只限于从地球上所见的星系外形,原因是很难确定椭圆星系在空间中的角度。旋涡星系分为两族,一族是中央有棒状结构的棒旋星系,用SB表示;另一种是无棒状结构的旋涡星系,用S表示。这两类星系又分别被细分为三个次型,分别用下标a、b、c表示星系核的大小和旋臂缠绕的松紧程度。不规则星系没有一定的形状,而且含有更多的尘埃和气体,用Irr表示。另有一类用S0表示的透镜型星系,表示介于椭圆星系和旋涡星系之间的过渡阶段的星系。
属E0型椭圆星系的NGC4552。该星系位于室女座
NGC4486,同样位于室女座,属E1型椭圆星系
NGC4479属于E4型椭圆星系,位于室女座
NGC205椭圆星系,属于E6型,位于仙女座
位于六分仪座的NGC3115,属E7型椭圆星系,也有把它归为S0型的
位于狮子座的NGC3623,属Sa型旋涡星系
属Sb型的NGC3627旋涡星系,位于狮子座
猎犬座的NGC5194旋涡星系,属Sc型。左侧是一个矮星系
NGC3351位于狮子座,属SBb型棒旋星系
SBc型棒旋星系NGC3992,位于狮子座
银河系的卫星系“大麦哲伦云”,属不规则星系
NGC3034不规则星系,位于大熊星座(NAOJ)

宇宙中的大部分大星系都是旋涡星系,其次是椭圆星系,不规则星系占的比较最小。旋涡星系自转得比较快,其盘面中含有大量尘埃和气体,这些物质聚集成能供恒星形成的区域。这些区域发育出含有许多蓝星的旋臂,所以盘面的颜色看上去偏蓝。而在其棒状结构和中央核球上稠密地分布着许多年老的恒星。与旋涡星系相比,椭圆星系自转得非常慢,其结构是均匀而对称的,没有旋臂,尘埃和气体也极少。造成这种局面的原因是早在数十亿年前恒星迅速形成时就已经将椭圆星系中的所有尘埃和气体消耗完了。其结果是造成这些星系中无法诞生新的恒星,因此椭圆星系中包含的全都是老年恒星。

宇宙中约有十亿个星系的中心有一个超大质量的黑洞,这类星系被称为“活跃星系”。类星体也属于这类星系。

此外还有一类个子矮小的“矮星系”。这类星系不象大型星系那样明亮,但其数量非常多。银河系附近有许多矮星系,其数量比所有其它类型星系之和都多。在邻近的星系团中也已发现了大量的矮星系。其中一些形状规则,多半都含有星族II的恒星;形状不规则的矮星系一般含有明亮的蓝星。

星系的形状一般在其诞生之时就已经确定了,此后一直都保持着相对稳定,除非发生了星系碰撞或邻近星系的引力干扰。


在没有灯光干扰的晴朗夜晚,如果天空足够黑,你可以看到在天空中有一条弥漫的光带。这条光带就是我们置身其内而侧视银河系时所看到的它布满恒星的圆面——银盘。银河系内有约两千多亿颗恒星,只是由于距离太远而无法用肉眼辩认出来。由于星光与星际尘埃气体混合在一起,因此看起来就像一条烟雾笼罩着的光带。银河系的中心位于人马座附近。

银河系是一个中型恒星系,它的银盘直径约为十二万光年。它的银盘内含有大量的星际尘埃和气体云,聚集成了颜色偏红的恒星形成区域,从而不断地给星系的旋臂补充炽热的年轻蓝星,组成了许多疏散星团或称银河星团。已知的这类疏散星团约有一千两百多个。银盘四周包围着很大的银晕,银晕中散布着恒星和主要由老年恒星组成的球状星团。

-人马座方向的银河
辉煌的银河系中心(银核)部分
辉煌的银河系中心(银核)部分II
织女、牵牛星-人马座方向的银河
天鹰-人马座方向的银河
长盾-人马座方向的银河
从我们所处的角度很难确切地知道银河系的形状。但随着近代科技的发展,探测手段的进步在某种程度上克服了这些障碍,揭示出银河系具有的某些出人意料的特征。长期以来人们一直以为银河系是一个典型的旋涡星系,与仙女座星系类似。但最近的观测却发现,它的中央核球稍带棒形。这意味着银河系很可能是一种棒旋星系。另外,银河系是一个比较活跃的星系,银核有强烈的宇宙射线辐射,在那里恒星以高速围绕着一个不可见的中心旋转。这表明在银河系的核心有一个超大质量的黑洞。

银河系有两个较矮小的邻居——大麦哲伦云和小麦哲伦云,它们都属于不规则星系。由于引力的作用,银河系在不断地从这两个小星系中吸取尘埃和气体,使这两个邻居中的物质越来越少。预计在一百亿年里,银河系将会吞没这两个星系中的所有物质,这两个近邻将不复存在。 
 
恒星的一生

太阳作为一颗恒星成为了整个太阳系的中心,以巨大的引力牵引着太阳系中的各大天体。自人类有记录以来,任地球沧海桑田的变化,太阳那耀眼的光芒也从未改变过。然而事实并不是这样的,恒星和人一样会经历生老病死。

诞生期:

恒星的演化开始于巨分子云。一个巨分子云包含数十万到数千万个太阳质量,直径为50到300光年。在巨分子云环绕星系旋转时,一些事件可能造成它的引力坍缩。星系碰撞造成的星云压缩和扰动也可能形成大量恒星。此时的恒星还只是一个巨型的“小baby”。


巨分子云

其中质量小于0.08太阳质量的原始星的温度不会到达足够开始核聚变的程度,它们会成为褐矮星。


褐矮星

但大部分的质量更高的原始星的中心温度会达到一千万开氏度(开氏温度等于摄氏温度加273),这时氢会开始聚变成氦,恒星开始自行发光。核心的核聚变会产生足够的能量停止引力坍缩,达到一个静态平衡。恒星从此进入一个相对稳定的阶段。此时的恒星已经初具模样。


成年期:

成年期时的恒星成为主序星。大质量的恒星需要比较多的能量来抵抗对外壳的引力,燃烧氢的速度也快得多。小而冷的褐矮星则会缓慢地燃烧氢。

青壮年时期的恒星

中年期:

中年期时形成红巨星,超巨星。

在形成几百万到几千亿年之后,恒星会消耗完核心中的氢。在消耗完核心中的氢之后,核心部分的核反应会停止,而留下一个氦核。失去了抵抗重力的核反应能量之后,恒星的外壳开始引力坍缩。一旦核心的温度达到了1亿开氏度,核心就开始进行氦聚变,重新通过核聚变产生能量来抵抗引力。

恒星的下一步演化再一次由恒星的质量决定。

红巨星

衰退期:

晚年到死亡以三种可能的冷态之一为终结:白矮星、中子星、黑洞。

低质量恒星

低质量恒星的演化终点没有直接观察到。宇宙的年龄被认为是一百多亿年,不足以使得这些恒星耗尽核心的氢。但是小于0.5倍太阳质量的恒星甚至在氢耗尽之后都不会在核心产生氦反应。在核心的反应终止之后,褐矮星在电磁波的红外线和微波波段逐渐暗淡下去。

中等质量恒星

达到红巨星阶段时,0.4-3.4倍太阳质量的恒星的外壳会向外膨胀,而核心向内压缩,产生将氦聚变成碳的核反应。聚变会重新产生能量,暂时缓解恒星的死亡过程。

通常具有0.6倍太阳质量,但是只有一个地球大小。(太阳质量是地球质量的33万倍)氦燃烧对温度极其敏感,造成很大的不稳定。巨大的波动会使得外壳获得足够的动能脱离恒星,成为行星状星云。行星状星云中心留下的核心会逐渐冷却,成为小而致密的白矮星,


一对互相旋转的白矮星

在重力和电子互斥力平衡时,白矮星是相对稳定的。在没有能量来源的情况下,恒星在漫长的岁月中释放出剩余的能量,逐渐暗淡下去。最终,释放完能量的白矮星会成为黑矮星。

大质量恒星:

在超出5倍太阳质量的恒星的外壳膨胀成为红超巨星之后,其核心开始被重力压缩,温度和密度的上升会触发一系列聚变反应。这些聚变反应会生成越来越重的元素,产生的能量会暂时延缓恒星的坍缩。但这会造成没有能量来对抗重力,而核心几乎立刻产生坍缩。恒星演化的下一步演化机制并不明确,但是这会在几分之一秒内造成一次剧烈的超新星爆发。


超新星爆炸

现代科学尚未明确超新星爆发的机制,以及恒星残骸的成分,但是已知有两种可能的演化终点:中子星和黑洞。

中子星:

中子星的大小不超过一个大城市,但其质量却比太阳质量还大,所以其密度非常非常大

中子星

黑洞:

被广泛承认的是并非所有超新星都会形成中子星。如果恒星质量足够大,那么连中子也会被压碎,直到恒星的半径小于某一特定的数值后,光也无法射出,成为一个黑洞。

质量要求:塌缩的内核质量超过3.2倍太阳的质量。

宇宙中的黑洞


一个黑洞正在“吞噬”其他天体

揭示恒星生命周期的“赫罗图”



在整个宇宙中,总共有多少颗恒星呢

晴朗夜空中布满了闪烁的繁星,这是证据表明我们只是一颗环绕在浩瀚宇宙中的一颗小恒星公转的小星球。

从猎户座到北斗七星,尽管人类已经命名了一些星座的恒星,但在现实中,宇宙中的恒星数量浩如烟海,无法一一为它们命名。

那么宇宙中的恒星数量有多少呢?究竟有多少颗恒星不完全清楚,但是肯定是很多、很多。

搜寻星系

想要知道宇宙中的恒星数量,一种方法是弄清在一个典型星系中的平均恒星数量,然后将其乘以宇宙中的星系数量。

各种类型的星系

根据今年十月的一项最新研究,天文学家利用来自哈勃太空望远镜的深场图像发现,宇宙的星系数量是此前认为的10倍,总计大约有2万亿个星系。

在最漆黑的夜晚,肉眼可以看到只有不到一万颗的恒星。但根据天文学家的估计,平均每个星系拥有1亿颗恒星。但是得到这个数字并非只是通过把天文望远镜瞄准天空,然后计数出恒星的数量。只有星系中最明亮的恒星才能被天文望远镜观测到。

例如,2008年,斯隆数字巡天(覆盖天空中三分之一的所有可观测到的天体)探测到大约4800万颗恒星,这只是估计恒星数量的一半 。如果在银河系邻近的仙女座星系之中,有颗与太阳一样亮的恒星,那么使用传统的天文望远镜(如斯隆数字巡天所使用的那些)是无法观测到的。

相反,估计星系中恒星的数量是基于星系的质量。因为宇宙正在膨胀,并且星系之间互相远离,所以平均而言,从其他星系发出的光会出现轻微的“红移”,这意味着它的波长被拉长了。但由于星系的自转,星系中的某些部分实际上是靠近地球运动,这意味着一些光会出现“蓝移”。通过使用这些光学测量,天文学家可以粗略估计星系的旋转速度,进而揭示了它的质量。不过,天文学家还必须要过滤掉所有的暗物质、或施加引力作用而不反光的物质。

来自美国伊萨卡学院(Ithaca College)的天文学家David Kornreich表示,在一个典型的星系中,如果通过观测星系自转曲线(星系中的恒星、气体和尘埃的速度随着与星系中心的距离而变化)来测量它的质量,那在得到的结果中暗物质大约占了90%。

把宇宙的星系数量(大约是2万亿)乘以平均每个星系的恒星数量(大约1亿颗),可以得到整个宇宙大约有2万亿亿颗的恒星(即2×10^20颗恒星)。当然,这只是估计的全宇宙恒星数量,究竟有多少颗恒星只有天知道。

它是恒星死亡的最根本因素,恒星的一生都在与它抗争!

从诞生开始,恒星就一直会和万有引力进行斗争。首先引力将恒星物质凝聚在一起,但接下来引力想要让它灭亡,引力不会停歇,它要将所有东西压碎,如果恒星想要有个长一点的寿命的话,就必须和引力相互抗争。

人们无时无刻不感觉到引力的存在,无论是当你跳起或者攀登的时候,引力总是将你吸引下来,为了想办法抗争,你必须花费一定的力气,产生与引力相反方向的力,如果是系了绳索的话就可以拉着绳子攀登,这样就可以对抗和克服引力,但是这并不是说引力就放弃了,引力一直在起作用,所以你时刻需要用力,防止掉下去。

这对恒星也是一样。恒星要用力防止将它们挤碎,而引力要将它们压向中央。对于恒星来说,核能所提供的能量形成压力充当绳索,热量使得粒子高速移动,它们向外冲形成的压力和恒星的引力相抗衡,恒星向外的压力与其重力平衡,就这样它可以高兴地燃烧,一直到发生重大改变。

恒星的大部分时间都处在这样的平衡状态,这种状态被称为“主序”,我们的太阳就是一颗主序星,我们应为此感到高兴,它每天能给我们提供几乎等量的能量,这样使得生命成为可能。

但并不是所有的恒星都是这样,有些比太阳小很多,温度要低不少,另外一些却大很多,更炎热。恒星的温度体现在光的颜色上,像太阳那样的恒星,大部分的光线都是黄色的,如果太阳变得更热的话,主要的光会是偏蓝色的,甚至是紫外线,而温度较低的恒星释放红色的光芒。

小而温度较低的红色恒星,如比邻星是离太阳最近的恒星,它们被称为“红矮星”,它们可以小到太阳的1/10,表面温度要低几千度。红矮星是最普通的恒星,这样黯淡的红矮星比像太阳一样的恒星多得多。

当然,当你仰望夜空时,看到的大多不是这些星星,看不到红矮星是因为他们很暗,你能看到的是稀有的亮星,它们都很远很远。当然还有巨大的蓝色主序星,平均表面温度达到华氏温度45000度,可以有达到太阳的20倍的物质,要明亮1万倍。

恒星诞生和灭亡的过程跟恒星的大小有关系,有多少物质是很重要的,因为这决定恒星的生命历程。恒星如果很大的话,寿命要比其他的小恒星小很多,这听起来有点奇怪,因为大恒星的燃料更多,一般会认为它们生命更长,但事实上恒星越大烧的越快,比小恒星更快烧完,这违反了我们的直觉。

不妨想象一下,有两个赌徒,我们会期待钱多的会玩得更久,因为他的“燃料更多”,但是如果他是在赌大筹码呢?。一个很有钱的赌徒每次下注一万美金,钱会很快用光。

同样道理,拥有的物质越多,温度越高,压力越大,核聚变的速度越快,质量越大消耗越快。计算起来并不能看有多少燃料以及转化率,大质量恒星的生命消逝得更快,它们像两头点着的蜡烛,开在生命的快车道上,大质量恒星可能会在一百万年就会消失。

太阳十倍大的恒星,寿命却只有太阳的千分之一。我们的太阳的寿命大约为100亿年,所以太阳十倍大的恒星寿命只有一千万年。大质量恒星的寿命一百万年计,而最小质量的恒星以百亿甚至千亿年计。宇宙开始产生小质量恒星百亿年来,诞生的每一个小质量恒星都处于其婴儿期,这样的恒星距离死亡都还很遥远。

但是对于所有的恒星来说,包括我们的太阳,主序上的寿命不会永远地持续下去,恒星的寿命会持续到其燃料耗尽,当其燃料耗尽核聚变就停止,引力就赢了。引力从不停歇,但燃料总会耗尽,所以不管是恒星还是登山者,都面对同一问题,如果不能对抗引力,他们就无法逃避死亡。

恒星燃烧殆尽需要多久

恒星的演化并不是一蹴而就的事。氢转变为氦,氦转变为更重的元素,直到最终的灾难性结局。这期间存在着不同的阶段,各个阶段内存在着很多转化过程。

 


要理解这一切,我们就需要从恒星的诞生讲起。首先,我们要找到一颗新生的恒星,它们通常存在于巨大的疏散星团内。

 


在一个年轻的星团内,通常会有许多质量各不相同的恒星。有质量最大、温度最高的O级和B级恒星——它们的质量是太阳的几十甚至几百倍;也有质量最小、颜色最红、最昏暗的M级恒星。此外还有许多所谓的“失败的恒星”——褐矮星。恒星的颜色、亮度和质量的关系,如下图所示。


总的来说,在这种对应关系中起决定性作用的,是它们的“质量”。但是实际情况更加微妙,也更具启发性。

 

恒星发光的根本原因是它们的内核正在发生核聚变。即使是质量最低的M级恒星,也包含了相当于25000个地球质量的物质。这些物质在气体云阶段时,会在自身引力的作用下收缩,逐渐形成原恒星,它们内核的密度和温度会极大地升高,最终引发能够自我维持的核聚变反应。

 

质子的链式聚变反应。Randy Russell

 

造成蓝星、亮星和红星、暗星区别的主要原因,是它们内部的温度。太阳核心的温度大约在1500万K,那里的核聚变反应在一定程度上进行得相当迅速。

但是在恒星的外层,聚变的速度会随着温度的逐渐降低而呈指数级下跌。在距太阳核心大约25%半径的地方,温度大约降低了二分之一,而聚变的速度只有核心的1%都不到。


这就是为什么温度是太阳一半的恒星存活期是太阳的一百倍,而那些超级炽热、质量是太阳数百倍的恒星,连太阳寿命的0.1%都活不到。




这是恒星的先天因素。而在恒星的一生中,随着它们持续燃烧,燃料会逐渐消耗。燃料的消耗会导致其内部区域发生坍缩。坍缩是一种在绝热条件下发生的体积变化,也就是说热量不会向外部转移。因此该区域的熵将保持不变,但是温度却会上升。于是聚变反应会逐层向外推进,聚变速度也会加快。
这就意味着恒星的温度和亮度会随着它们年龄的增长而逐渐上升。

 


?
恒星的燃烧会产生辐射压,这种辐射压能够抵挡住引力引发的坍缩。太阳之所以能够保持球形,就是因为其内核持续产生的向外辐射压和向内的引力拉扯大致相等。但是一旦恒星内核以及恒星各层结构中的燃料耗尽,辐射压陡然下降,引力就会胜出。

 

在这个时候,恒星面前只有两个选择:要么收缩内核,提高温度,点燃更多元素——无论是氢、氦,还是许多大质量恒星中的碳——进行核聚变反应;要么不收缩内核,等待温度升高,直至下一阶段的聚变反应开始——太阳演化到晚期时可能就会这样。


 

氦核的形成需要很久——即使对于大质量恒星而言也需要用上几百万年时间。氦的燃烧时间只有氢的10%。而从碳的燃烧开始,直至铁核的形成,并最终导致超新星爆发,只需一千年左右。

 



正如50-70亿年后的太阳那样,当一个类日恒星的内核氢燃料耗尽后,会首先膨胀为一个亚巨星。这段时间会持续大约几亿年,随后氦被点燃,膨胀成红巨星。在成为亚巨星前,它会首先离开主序阶段。
相对于主序阶段而言,其他阶段都较快。“主序”的意思可以理解为恒星一生中的主要阶段。


在质量相对较高的恒星内部,温度决定了一切。对流作用在那里相当缓慢,因此不足以把所有元素充分地混合在一起。这就是为什么太阳在几十亿年后耗尽它自己制造出来的氦后会熄灭;除了质量最小的M级恒星,新的元素若想循环进入恒星内核需要几千亿年时间。

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