恆星是怎樣誕生,怎樣永存

Galaxy

恆星由氣體和塵埃雲誕生,在主序階段燃燒氫核,耗盡後膨脹成紅巨星。恆星是無法永存的。它們會在演化的過程中消耗掉所有的核燃料。當恆星的核燃料耗盡時,它會發生爆炸,形成超新星。超新星爆炸會釋放出大量的能量,並將恆星的殘骸拋向宇宙。最後爆炸成超新星。

恆星的誕生

恆星的誕生始於巨大分子雲中的某個區域,這些雲由氣體和塵埃組成。當這些分子雲中的某個區域受到外部的壓縮或密度增加時,該區域的重力開始主導,導致區域內的氣體和塵埃塌縮。

隨著塌縮過程的進行,區域內的氣體和塵埃開始凝聚在一起,恆星誕生的所在地形成一個稱為原恆星(胎星、protostar) 的核心。原恆星的核心會繼續吸積周圍的物質,並且由於重力的作用而變得越來越熱和致密。

當原恆星的核心達到足夠高的溫度和壓力時,核融合反應就會發生,恆星形成條件終於出現。核融合是一種核能反應,其中輕元素(如氫)融合成更重的元素(如氦)。在這個過程中,恆星釋放出巨大的能量,這種能量使得恆星繼續維持其形狀和穩定。

恆星的永存與核融合的平衡相關。在核融合過程中,恆星核心的壓力和溫度必須保持在一定的範圍內,以維持核融合反應的進行。恆星會根據其質量的不同走不同的演化路徑。

較小質量的恆星,稱為紅矮星,核融合反應的速率較慢,它們可以持續燃燒數十億年甚至數千億年。這些恆星的永存時間非常長,但它們最終會耗盡其核心燃料,冷卻並最終消失。

較大質量的恆星,如太陽,核融合反應的速率更快,它們的永存時間較短。太陽估計將在約50億年後耗盡其核心燃料,然後膨脹成一顆紅巨星,最終將其外層噴發出去形成行星狀星雲,核心剩下的部分可能演化成一個白矮星或中子星。

大質量恆星,如超新星前身星,核融合反應更為劇烈,並在核燃料耗盡後發生超新星爆炸。爆炸過程中釋放出巨大的能量,並在這些能量的作用下形成新的元素。

恆星的一生

恆星的一生可以分為幾個主要的階段,這些階段的持續時間和特徵取決於恆星的質量。以下是一顆中等質量恆星(如太陽)的一生階段的簡要描述:

分子雲塊:恆星的形成始於巨大的分子雲中,這些雲中的氣體和塵埃逐漸凝聚形成更加致密的區域。

原恆星:當分子雲塊收縮和累積質量時,中心區域的密度和溫度逐漸升高。當核心溫度達到約1,000,000°C 時,核融合反應開始,將氫轉化為氦,釋放出大量的能量。此時,恆星成為一顆主序星。

主序星:在這個階段,恆星主要通過核融合反應在核心中燃燒氫,這提供了恆星持續燃燒的能源。主序星的持續時間取決於其質量,太陽的主序期預計大約為約100億年。

紅巨星:當主序星的核心耗盡了大部分的氫,核心收縮並升溫,外層的氣體膨脹,恆星變成巨大的紅色球狀結構,稱為紅巨星。在紅巨星階段,恆星可能會燃燒外層的氦。

衝擊波和超新星:當恆星的核心燃料耗盡,核心無法抵抗自身的重力坍縮,這會引發一個巨大的核爆炸,稱為超新星爆炸。超新星爆炸釋放出巨大的能量,並將恆星的物質和元素噴射到周圍的宇宙空間中。超新星爆炸還可能產生中子星或黑洞。

中子星或黑洞:在超新星爆炸之後,如果恆星的質量足夠大,它的核心可能會坍縮成一個極度致密的中子星或黑洞。中子星是由中子構成的極度致密天體,黑洞則是質量極大、密度極高的天體,其引力非常強大,連光也無法逃脫。

恆星的壽命取決於其質量。質量越大的恆星,壽命越短。太陽的質量約為太陽系總質量的99%,其壽命約為100億年。

以下是恆星壽命與質量的關係表:

質量壽命
太陽質量的10倍以上幾百萬年
太陽質量的5倍以上幾千萬年
太陽質量的10倍以下幾億年
太陽質量的1倍以下幾十億年

恆星演化的順序

分子雲塊 → 原恆星 → 主序星 → 紅巨星 → 超新星爆發 → 中子星或黑洞

太陽系

在環繞太陽運行的九個行星中,地球是第三個最接近太陽的行星,位於水星和火星之間。地球的軌道是橢圓形的,距離太陽的平均距離為1.5億公里。

太陽系的其他行星是:

  • 水星:距離太陽最近的行星,沒有衛星。
  • 金星:距離太陽第二近的行星,有兩顆衛星。
  • 地球:第三個最接近太陽的行星,有一個衛星。
  • 火星:第四個最接近太陽的行星,有兩顆衛星。
  • 木星:太陽系最大的行星,有79顆衛星。
  • 土星:太陽系第二大的行星,有82顆衛星。
  • 天王星:太陽系第三大的行星,有27顆衛星。
  • 海王星:太陽系第四大的行星,有14顆衛星。

整個太陽系在直徑十萬光年的巨大旋渦星系中,也不過是個小點。太陽系的直徑約為2.6光年,在銀河系中,太陽系位於獵戶臂上,距銀河系中心約2.5萬光年。

關於太陽系在巨大旋渦星系中的位置,這是一個有趣的觀點。事實上,我們所在的太陽系是位於一個被稱為”銀河系”的星系中。銀河系是由數百億顆恆星、星際物質和行星組成的巨大系統。它有著旋渦狀的結構,因此被稱為旋渦星系。

視差

測量地球和鄰近太空星球之間的距離,最初是用一種叫『視差』的三角學方法。

視差方法是一種利用地球環繞太陽運行的角度變化來測量遙遠星體距離的方法。這種方法利用了三角測量的原理,基於地球在不同時間觀測到同一星體的位置的微小變化。

通過測量地球在六個月的時間間隔內觀測到同一星體的位置變化,我們可以形成一個三角形,其中地球和太陽之間的距離就是這個三角形的基線。通過觀察到的視差角度和基線的長度,我們可以使用三角學的原理計算出星體和地球之間的距離。

這種方法在測量鄰近的星體距離時比較有效,因為隨著距離的增加,視差角度變得非常小,測量上也變得更加困難。對於更遠的星體,我們需要使用其他的測量方法,如測量星體的光譜紅移,以及基於恆星亮度和光度的統計關係的方法。

恆星的顏色與其表面溫度有關,而表面溫度決定了恆星所發出的光的顏色。

恆星的顏色分類是根據它們的光譜特徵進行的。光譜是將恆星的光分解為不同波長的光線,通過觀察光譜,我們可以了解恆星的性質和組成。

通常,恆星的顏色可以分為幾個主要類別:藍色、白色、黃色、橙色和紅色。藍色恆星通常是最熱的恆星,它們的表面溫度非常高。白色恆星稍微較冷,黃色恆星則比白色恆星更冷,而紅色恆星則是最冷的恆星之一。

例如:

(圖片源:陳老師,每月星空 0002)

御夫星座中的五車二(也被稱為波利斯星)是一顆黃色的恆星。黃色恆星的表面溫度比藍色和白色恆星低,因此它們的光譜顯示出黃色的特徵。

獵戶星座中的參宿四(也被稱為貝圖斯星)略帶紅色,而參宿七(也被稱為里吉爾星)略帶藍色。紅色恆星通常表明恆星的表面溫度比較低,而藍色恆星則表明恆星的表面溫度較高。

這些顏色的變化反映了恆星的不同性質和特徵,並且可以用來研究恆星的演化和組成。

1838年-貝塞爾星 (天鵝座61)

德國柯尼格斯堡天文台
(圖片源:wikipedia.org)

德國柯尼格斯堡(Sternwarte Königsberg)天文台的台長貝塞爾(Friedrich Bessel)在1838年估算測量了一顆名為天鵝座61的恆星的距離。這顆恆星的正式名稱是HD 177830,又稱貝塞爾星(英語:Bessel’s Star),它位於天鵝座中,距離地球約11光年。貝塞爾在19世紀初使用視差方法精確地測量了這顆恆星的視差角度,並由此計算出它的距離。

台長貝塞爾
(圖片源:alchetron.com)

亨德森(James Henderson)

蘇格蘭皇家天文學家亨德森(James Henderson)也是一位重要的天文學家。他在1838年測量了另一顆恆星,即半人馬座α(Alpha Centauri)。亨德森使用類似的視差方法,觀察地球在六個月時間間隔內對半人馬座α的位置變化,並計算出它的距離。他的測量結果顯示,半人馬座α距離地球約4.37光年。

天文學家表示,「幾乎可以肯定」在臨近太陽系的半人馬座「南門二(Alpha Centauri)星系裡,擁有可支持外星生命的類地小行星存在,而美國國家航空暨太空總署(NASA)亦計劃將在2069年,即人類登陸月球100週年之際,派出太空船到南門二恆星系尋找外星生命。


這些測量成果在當時是非常重要的,因為它們提供了恆星距離的第一個直接測量。這也為後來的天文學研究奠定了基礎,並使我們更好地了解了宇宙的尺度和結構。

1842年-多普勒效應 (Doppler effect)

Christian Doppler

克里斯蒂安·多普勒(Christian Doppler)於1842年提出了多普勒效應的原理,解釋了當光源或聲源相對於觀察者運動時,觀察者所感知到的頻率或波長的變化。他的理論成果奠定了多普勒效應的基礎,並為後續的研究和應用提供了重要的指導。

利用多普勒效應可以測量物體的速度,特別是在天文學和遙感技術中。例如,在天文學中,觀測到遠距離的星體光譜中的多普勒效應可以提供有關星體運動和速度的信息。同樣地,在地球上使用雷達或聲納系統時,也可以利用多普勒效應來測量目標物體的速度。

紅移(Redshift)

紅移是一種天文學現象,它描述了遠離我們的遙遠物體的光譜向紅色端移動的現象。紅移是由多普勒效應引起的,該效應是當光源和觀察者之間的距離變化時,光的波長會相應地變化。

當一個物體以遠離觀察者的速度運動時,光的波長會延伸,使光譜中的特徵線向紅色端移動。這是因為光的波長受到多普勒效應的影響

紅移在宇宙學中具有重要的意義,因為它提供了關於宇宙擴張的證據。當遙遠的星系遠離我們時,它們的光經歷了紅移,這表明整個宇宙正在膨脹。根據宇宙擴張的理論,遙遠物體的紅移程度越大,它們與我們的距離就越遠。

哈金斯爵士(Sir William Huggins)和德國人沃格爾(Hermann Vogel)

倫敦的哈金斯爵士和德國人沃格爾是第一個發現紅移的天文學家。他們在1868年使用光譜儀分析了天狼星和大犬座α星的光譜,發現這些天體的光譜中存在向紅端移動的譜線。哈金斯和沃格爾認為這種紅移可能是由於天體遠離地球而引起的。

(圖片源:wikipedia.org)

哈金斯爵士 Sir William Huggins(1824-1910)是一位英國天文學家和化學家。他是第一個使用光譜儀來研究天體的光譜的人。

(圖片源:University of Chicago)

沃格爾 Vogel, Hermann Carl(1841-1907)是一位德國天文學家。他是哈金斯的同事,曾在哈金斯的指導下工作。

哈金斯和沃格爾的發現是天文學史上的一個重要里程碑。它為宇宙膨脹的概念奠定了基礎。

以下是哈金斯和沃格爾在1868年發表的論文摘要:

我們在天狼星和大犬座α星的光譜中發現了一些有趣的特徵。這些特徵是一些向紅端移動的譜線。我們認為這些譜線的移動可能是由於天體遠離地球而引起的。

哈金斯和沃格爾的發現得到了後來天文學家的研究證實。現在,紅移是天文學中的重要概念,它被用來測量天體的距離、運動速度和宇宙的膨脹速度。

宇宙為什麼會膨脹

宇宙膨脹是基於對宇宙的觀測和理論推斷而得出的結論。根據觀測,遠離我們的星系都呈現遠離的運動,這意味著宇宙正在膨脹擴張。這種擴張的發現最早是由比利時天文學家喬治·勒馬特爾(Georges Lemaître)和美國天文學家埃德温·哈勃(Edwin Hubble)在20世紀初期進行的觀測研究中提出的。

Georges Lemaitre

(圖片源:American Museum of Natural History)

喬治·勒馬特爾於1930年提出了『大爆炸』(Big Bang)理論,也被稱為宇宙膨脹理論。勒馬特是一位天主教神父兼天文學家,他的理論提出了宇宙的起源和演化的概念。

勒馬特爾的大爆炸理論基於他對愛因斯坦的廣義相對論的理解。他提出,宇宙最初是一個極端高能、高溫、高密度的狀態,稱為「原子核原子」(primeval atom)或「原子核爆炸點」(explosion of the atomic nucleus)。這個原子核原子包含了宇宙中所有的物質和能量。

根據勒馬特爾的理論,原子核原子在某一刻經歷了爆炸,產生了宇宙中的空間和時間,並導致了宇宙的膨脹。這個爆炸引起了宇宙的大規模擴張,並開始了宇宙的演化過程。

勒馬特爾的理論在當時並沒有得到廣泛接受,但隨著後來哈勃的觀測發現,它逐漸獲得了支持。哈勃的觀測結果顯示,遠離我們的星系呈現遠離的運動,這與勒馬特的大爆炸理論相符。

哈勃定律(Hubble’s law),它描述了遠離我們的遙遠星系的速度與它們與我們的距離之間的關係。根據哈勃定律,遠離我們的星系的速度與它們的距離成正比,這意味著星系間的距離在增加,宇宙在不斷擴大。

根據廣義相對論,宇宙的空間是彎曲的,並且受到其中物質和能量的影響。這些物質和能量的分布會影響宇宙的幾何結構,並導致空間的膨脹或收縮。

宇宙擴張的主要驅動力被稱為暗能量(dark energy)。暗能量是一種尚未完全理解的能量形式,它填充了宇宙的空間並具有斥力作用。這種暗能量的存在使得宇宙的膨脹速度逐漸增加。

脈動宇宙論(Pulsating Universe)

美國天文學家桑德奇(Sandage)教授是一九六五年最早接受大爆炸論的學者之一。他認為,宇宙是從一個極高溫、極高密度的點狀物體開始,經過膨脹、冷卻,形成了今天的宇宙。

桑德奇教授在研究宇宙膨脹的過程中,發現宇宙的膨脹速度似乎在逐漸減慢。他認為,這是因為宇宙在膨脹過程中,會產生引力,而引力會使膨脹速度減慢。

基於這個發現,桑德奇教授提出了他的「脈動宇宙」論。他認為,宇宙的膨脹速度並不是一直減慢,而是會在膨脹到一定程度後,開始收縮。收縮到一定程度後,宇宙又會重新開始膨脹。

桑德奇教授的「脈動宇宙」論,雖然在當時引起了一些爭議,但也得到了一些學者的支持。近年來,隨著宇宙膨脹速度的進一步研究,桑德奇教授的「脈動宇宙」論又受到了一些學者的重視。

以下是桑德奇教授「脈動宇宙」論的基本內容:

  • 宇宙是從一個極高溫、極高密度的點狀物體開始,經過膨脹、冷卻,形成了今天的宇宙。
  • 宇宙的膨脹速度並不是一直減慢,而是會在膨脹到一定程度後,開始收縮。
  • 收縮到一定程度後,宇宙又會重新開始膨脹。

桑德奇教授的「脈動宇宙」論認為每隔八百億年,宇宙就會創始、毀滅、再創始一次。

以下是桑德奇教授「脈動宇宙」論的時間表:

  • 大爆炸:宇宙誕生,開始膨脹
  • 一百億年:宇宙膨脹到一定程度,開始收縮
  • 三百億年:宇宙收縮到極限,開始重新膨脹
  • 八百億年:宇宙完成一個循環,回到大爆炸的狀態

當然,這只是一個推測,實際情況可能會有所不同。