3，恒星晚期演化恒星演化
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。
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
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）
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。
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。
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。
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。
μ? à?
ü ê
·￠ é
a?- ×ó?ü￠ ·é￠?ü ê oí μ? à?
泡利不相容原理能级 1
能级 2
自旋朝下自旋朝上客满客满当电子密度很高时，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
是温度的函数简并气体,非相对论性相对论性均与温度无关
3/5
3/5
V
NP
3/4
3/4
V
Np
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。
35 MR
白矮星质量公式质量越大，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。
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。
5，行星状星云恒星死亡前的精彩亮相，
死亡后漂亮的寿衣
1789年人类发现的第一个的行星状星云天琴座环状星云
(M57)
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。
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。
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 。
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。
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 。
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。
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。
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
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）
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。
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。
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。
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。
μ? à?
ü ê
·￠ é
a?- ×ó?ü￠ ·é￠?ü ê oí μ? à?
泡利不相容原理能级 1
能级 2
自旋朝下自旋朝上客满客满当电子密度很高时，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
是温度的函数简并气体,非相对论性相对论性均与温度无关
3/5
3/5
V
NP
3/4
3/4
V
Np
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。
35 MR
白矮星质量公式质量越大，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。
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。
5，行星状星云恒星死亡前的精彩亮相，
死亡后漂亮的寿衣
1789年人类发现的第一个的行星状星云天琴座环状星云
(M57)
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。
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。
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 。
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。
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 。
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。
