22: 从青春期到晚年的明星
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现在，我们从星星的诞生转向他们余生的故事。 这不是一件容易的事，因为恒星的寿命比天文学家长得多。 因此，我们无法指望看到任何一颗恒星的生活故事在我们的眼前或望远镜面前展开。 要了解他们的生活，我们必须调查尽可能多的银河系恒星居民。 只要有彻底和一点运气，我们就能在他们人生的每个阶段至少抓住他们中的几个。 正如你所了解的那样，恒星具有许多不同的特征，差异有时是由于它们的质量、温度和亮度不同造成的，而在其他时候，则源于随着年龄的增长而发生的变化。 通过观察和理论的结合，我们可以利用这些差异来拼凑恒星的生活故事。
- 22.1：从主序列演变为 Red Giants
- 当恒星第一次开始将氢气融合到氦气时，它们位于零年龄主序列上。 恒星在主序列阶段所花费的时间取决于其质量。 质量越高的恒星比质量较低的恒星更快地完成每个进化阶段。 氢气聚变形成氦气会改变恒星的内部组成，这反过来又会导致其温度、亮度和半径的变化。
- 22.2: 星团
- 星团是我们计算随着恒星老化而发生的情况的最佳测试之一。 给定星团中的恒星大约是在同一时间形成的，并且具有相同的成分，因此它们主要在质量上有所不同，因此在生命阶段也不同。 星团有三种类型：球状星团、开放星团和关联星团。 球状星团的直径为50—450光年，包含数十万颗恒星，分布在银河系周围的光环中。
- 22.3: 看看理论
- 随着星团变老，星团中恒星的 H—R 图会系统地发生变化。 质量最大的恒星进化得最快。 在最年轻的星团和关联中，高亮度的蓝星位于主序列上；质量最低的恒星位于主序列的右侧，仍在向主序列收缩。 随着时间的推移，质量逐渐降低的恒星会偏离（或关闭）主序列进化。
- 22.4: 恒星的进一步演变
- 在恒星变成红色巨人之后，它们的核心最终变得足够热，足以通过融合氦气形成碳（有时还有一点氧气）来产生能量。 三个氦核的聚变通过三α过程产生碳。 氦聚变在低质量恒星的核心迅速开始被称为氦闪光。 此后，恒星变得稳定并短暂地降低其亮度和大小。
- 22.5: 更多质量恒星的演变
- 在质量大于 8 个太阳质量的恒星中，涉及碳、氧和更重元素的核反应可以形成像铁一样重的原核。 新化学元素的产生称为核合成。 进化的后期阶段发生得非常快。 最终，所有星星都必须耗尽所有可用的能量供应。 在死亡过程中，大多数恒星会将一些富含重元素的物质喷射到星际空间中，在那里它可以用来形成新的恒星。
缩略图：在恒星演化的后期阶段，恒星会排出部分质量，然后返回星际介质形成新的恒星。 这张哈勃太空望远镜图像显示了一颗恒星正在失去质量。 这个美丽的排出气体区域被称为 Menzel 3 或 Ant Nebula，距离太阳大约 3000 光年。 我们看到一颗中心恒星优先向两个相反的方向喷射质量。 该物体长约 1.6 光年。 图像采用颜色编码——红色对应硫的发射线，绿色对应氮气，蓝色对应氢气，蓝色/紫色对应氧气。 （来源：美国宇航局、欧空局和哈勃遗产小组（STSCI/AURA）对作品的修改）