超新星爆发是宇宙中生命的摇 篮。
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生 与 死行星状星云
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
行星状星云呈圆形、扁 圆形或环形，有些与大行 星很相像，因而得名。
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白矮星
白矮星的体积小、亮度低，但 质量大、密度极高。它的密度在1000万吨/ 米3左右。白矮星是一颗已死亡的恒星，中 心的热核反应已停止 。
中子星
在一些超新星之中，电子被压入原子核，和 质子结合成为中子。使得原子核互相排斥的电磁力 消失之后，恒星成为一团密集的中子。这样的恒星 被称为中子星。
超 新 星
超新星是恒星在死亡前的一次大爆发， 所释放的能量，发出的亮光相当于十亿颗太 阳。每一颗恒星一生之中最多只可能发生一 次。
黑洞
黑洞会把附近所有的物质都吸进去，就连 光线也会被吞没，所以我们是看不见黑洞的。但 是我们可以从邻近恒星的物质被吸入黑洞时的情 形，证明黑洞的存在。
姓名：张超燕
班级：物理101本
学号：2011100131
学号：18号
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恒星
恒星是由炽热气体组成的、能自身发光的球 状或类球状天体。它同自然界一切事物一样，也 经历着从诞生、发展到衰亡和转化的过程。
恒星的总质量是决定恒星演化和最后命运的 主要因素。描述许多恒星的温度对光度关系的图， 也就是赫罗图，可以测量恒星的年龄和演化的阶 段。
入中年
太阳的晚年 期，可停留10
亿年
体积极小，密 完全“熄灭”，
度很高
看不见、永存
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三、大质量恒星的一生
星际云或其中的星云 → 主序星 → 超红巨星 → 超新星 → 中子星 或 黑洞 或 新的星云
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大质量恒星的一生
超红巨星
超新星
恒星
星
云
黑洞
中子星
超新星爆发是导致一部分恒星 诞生的直接动力。
三、成熟（红巨星/超巨星）
积热的核心会造成恒星大幅膨 胀，达到在其主星序阶段的数百 倍大小，成为红巨星。红巨星阶 段会持续数百万年，但是大部分 红巨星都是变星（狭义上是指亮 度有显著起伏变化的恒星），不 如主序星稳定。
红巨星极为明亮，肉眼看到的 最亮的星中许多都是红巨星。红 巨星的体积很大，它的半径一般 比太阳大100倍。
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质量中等恒星的一生 （0.4到3.4倍太阳质量的恒星 ） 星际云或其中的星云 → 主序星（氢核的聚变） → 红巨星（氦核的聚变） → 行星状星云 → 白矮星（冷却发光发热） → 黑矮星（不发光、发热）
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太阳的未来
1
1
成年的太阳
2 3
2、3、4
红巨星
4
5
白矮星
6 5
6
黑矮星
可以维持100 亿年，现已步
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。 巨分子云可能互相冲撞，或者穿越旋臂的稠密部分。邻近的超新星 爆发抛出的高速物质也可能是触发因素之一。最后，星系碰撞造成 的星云压缩和扰动也可能形成大量恒星。
坍缩过程中的角动量守恒会造成巨分子云碎片不断分解为更小的 片断。质量少于约50太阳质量的碎片会形成恒星。在这个过程中， 气体被释放的势能所加热，而角动量守恒也会造成星云开始产生自 转之后形成原始星。
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赫罗图——研究恒星演化的重要工具
赫罗图是丹麦天文 学家赫茨普龙及由美 国天文学家罗素分别 于1911年和1913年各 自独立提出的。后来 的研究发现，这张图 是研究恒星演化的重 要工具，因此把这样 一张图以当时两位天 文学家的名字来命名， 称为赫罗图。
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一、恒星的诞生
恒星的演化开始于巨分子云。一个星系中大多数虚空的密度是每立 方厘米大约0.1到1个原子，但是巨分子云的密度是每立方厘米数百 万个原子。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。
低质量的恒星
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。当前的理论都是基于计算机模型。 一些恒星会在核心进行氦聚变，产生一个不稳定和 不平衡的反应，以及强烈的太阳风。在这种情况下， 恒星不会爆发产生行星状星云，而只会耗尽燃料产 生红矮星。
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。像比邻星这样的红 矮星的寿命长达数千亿年，在核心的反应终止之后， 红矮星在电磁波的红外线和微波波段逐渐暗淡下去。
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二、中年 主序星 －以氢核聚变为主要能源的发展阶段
恒星形成之后会落在赫罗图的主 星序的特定点上。小而冷的红矮 星（指表面温度低、颜色偏红的 矮星，尤指主序星中比较“冷” 的M型及K型恒星）会缓慢地燃 烧氢，可能在此序列上停留数千 亿年，而大而热的超巨星会在仅 仅几百万年之后就离开主星序。 像太阳这样的中等恒星会在此序 列上停留一百亿年。太阳也位于 主星序上，被认为是处于中年期。 在恒星燃烧完核心中的氢之后， 就会离开主星序。