【高懸賞】求關(guān)于黑洞、白矮星、中子星的資料。要易懂的、偶還沒升到初中呢。

【專家解說】：白矮星，一類低光度、高溫度、高密度的簡并態(tài)恒星。根據(jù)對200多顆雙星中的白矮星的實測數(shù)據(jù)推算，其半徑接近于行星，質(zhì)量約為同光度主序星質(zhì)量的1．5倍（根據(jù)簡并電子氣體理論推算出的無自轉(zhuǎn)白矮星質(zhì)量上限約為1．44個太陽質(zhì)量），而密度高達105～107克／厘米3。典型的白矮星是天狼星的伴星。光譜觀測表明，許多種光譜型中均有白矮星，因而它們在赫羅圖上占據(jù)著主星序左下方相當(dāng)廣闊的區(qū)域。在恒星光譜分類中用譜型前加字母D來表示，并細分為許多次型，如DA——富氫的、DB——富氨的、DF——富鈣的、DP——強磁場的……對連續(xù)輻射和氫線線翼的圓偏振觀測表明，白矮星的磁場高達105～107高斯，這是與理論推算相符的。白矮星同新星和矮新星有密切的關(guān)系：許多新星和矮新星是雙星，其中一個子星就是白矮星。這些新星和矮新星有一分鐘到數(shù)十分鐘的光度變化和X射線輻射，這可能同白矮星子星的脈動和物質(zhì)吸積有關(guān)。目前的理論研究認為，白矮星是恒星演化的幾種歸宿之一：當(dāng)恒星經(jīng)過紅巨星階段發(fā)生大量質(zhì)量損失后，剩下的質(zhì)量著小于1．44個太陽質(zhì)量，這顆恒星便穿過主星序而演化成白矮星。有人認為白矮星的前身可能是行星狀星云的中心星，它的核能源已基本耗盡，整個星體開始慢慢冷卻、晶化直至最后“死亡”。根據(jù)統(tǒng)計資料估算，白矮星的總數(shù)約占全天恒星總數(shù)的3%，理論推算認為應(yīng)占10%左右。在許多年老星團如畢星團中也發(fā)現(xiàn)了白矮，這與目前的理論預(yù)言是相符的。白矮星具有很強的表面引力，因而很早就觀測到了譜線的引力紅移，從而為驗證相對論提供了實測的數(shù)據(jù)。 中子星，主要由簡并中子組成的致密星。 1932年發(fā)現(xiàn)中子后不久，朗道就提出可能有由中子組成的致密星。1934年巴德和茲成基也分別提出了中子星的概念，而且指出中子星可能產(chǎn)生于超新星爆發(fā)。1939年奧本海默和沃爾科夫通過計算建立了第一個中子星的模型。 1967年，英國射電夭文學(xué)家休伊什和貝爾等發(fā)現(xiàn)了脈沖星。不久，就確認脈沖星是快速自轉(zhuǎn)的、有強磁場的中子星。中子星外層為固體外殼，厚約1公里，密度約為1011～1014克／厘米3，由各種原子核組成的點陣結(jié)構(gòu)和簡并的自由電子氣所組成。外殼內(nèi)是一層主要由中子組成的流體，密度約從1014到1015克／厘米3，在這層中還有少量的質(zhì)子、電子和介子。對于中子星內(nèi)部的密度高達1016克／厘米3的物態(tài)，目前有三種不同的看法：①超子流體；②固態(tài)的中于核心；③中子流體中的π介子凝聚。在極高密度下，當(dāng)重子核心彼此重選得相當(dāng)緊密時（這種情形有可能出現(xiàn)于大質(zhì)量中子星的中心部分），物質(zhì)的性質(zhì)如何，是一個完全沒有解決的問題。中子星的質(zhì)量下限約為0．1太陽質(zhì)量，上限在1．5～2太陽質(zhì)量之間。中子星半徑的典型值約為10公里。1974年李政道等提出反常核態(tài)理論，中國的一些天體物理工作者把這一理論應(yīng)用于天體研究，得出的結(jié)果是；①有可能存在穩(wěn)定的反常中子星，它們可能是晚期恒星的一個新的類型或新的階段；②致密量可能有第三個質(zhì)量極限，即反常中子星的極大質(zhì)量，約為3．2太陽質(zhì)量。 黑洞，廣義相對論所預(yù)言的一種特殊天體。它的基本特征是具有一個封閉的視界。視界就是黑洞的邊界。外來的物質(zhì)和輻射可以進入視界以內(nèi)，而機界內(nèi)的任何物質(zhì)都不能跑到外面。 早在1798年，拉普拉斯曾根據(jù)牛頓引力理論預(yù)言存在一種類似于黑洞的夭體。他的計算結(jié)果是，一個直徑 比太陽大250倍而密度與地球相當(dāng)?shù)暮阈?，其引力場足以捕獲它所發(fā)出的所有光線，而成為暗天體。1939年，奧圖默等根據(jù)廣義相對論證明，一個無壓的塵埃球體，在自引力作用下，將能坍縮到它的引力半徑的范圍以內(nèi)。引力半徑rg=2GM／C2，式中G為萬有引力常數(shù)，C為光速，M為球體的總質(zhì)量。當(dāng)物質(zhì)球坍縮到半徑為rg，這個球體所發(fā)射的光線或其他任何粒子，都不能逃到rg球以外，這就形成黑洞。對晚期致密恒星的研究證明，存在一臨界質(zhì)量Mc。當(dāng)星體質(zhì)量M>Mc，在引力坍縮后，它不可能有任何穩(wěn)定的平衡態(tài)，而只能形成黑洞。 在形成黑洞以前的恒星物質(zhì)可以有各種不同的屬性。但是，一當(dāng)形成穩(wěn)定的黑洞以后，幾乎所有屬性都不再能被觀測到。只要用三個參數(shù)就可以完全表征黑洞的性質(zhì)。這三個參數(shù)是：質(zhì)量M、角動量J和電荷Q。當(dāng)J=Q=0時，是球?qū)ΨQ的史瓦西黑洞；當(dāng)Q=0時，是軸對稱的克爾黑洞。黑洞的一個重要物理參量是它的視界的面積A,其值為（在C＝G=1單位系）：A=8π[M2+M(M2-α2-Q2)1/2-Q2/2] 。式中α=J／M。A的基本性質(zhì)是，在黑洞的演化過程（例如，通過與物質(zhì)相互作用，或黑洞之間的相互作用沖，它的面積總不減少。這稱為面積不減定理。它是物質(zhì)只能進入黑洞而不能跑出黑洞這一特性的定量表述。面積不減定理，類似于熱力學(xué)中的孤立系熵不減原理。因此，黑洞的面積相當(dāng)于黑洞的熵。在這個基礎(chǔ)上建立了黑洞熱力學(xué)。黑洞熱力學(xué)的一個結(jié)論是，黑洞具有一定的溫度，其值與黑洞的質(zhì)量成反比。1974年，霍金證明，如果考慮到黑洞周圍空間中的量子漲落，則黑洞的確具有與它的溫度相對應(yīng)的熱輻射。計及量子效應(yīng)后，黑洞不再是完全“黑”的了，它也會發(fā)射，甚至出現(xiàn)劇烈的爆發(fā)。 尋找黑洞，是相對論天體物理學(xué)的重要課題。孤立的黑洞難于觀測，因此，觀測工作著重于在雙星體系中證認黑洞。目前，認為最有可能是黑洞．的夭體，是天鵝座X-1。天鵝座X－1是密近雙星中的一個星體。它所發(fā)射的X射線沒有規(guī)則的脈沖結(jié)構(gòu)，但卻具有短時標(biāo)的脈動漲落，脈動時標(biāo)在幾毫秒到10秒范圍內(nèi)；它的質(zhì)量大于5．5太陽質(zhì)量，大于致密星的臨界質(zhì)量。這些特征都符合黑洞的特性。另外，觀測還表明，在橢圓星系M87的核心，可能有質(zhì)量為9×109太陽質(zhì)量的大型黑洞。M87的特征是：在核心處有異常的亮度分布，顏色較藍，彌散速度也較大。這些都與黑洞模型相符合。按照大爆炸宇宙學(xué)，在宇宙早期可能形成一些小質(zhì)量黑洞，一個質(zhì)量為1015克的黑洞，其空間尺度只有10-13厘米左右（相當(dāng)于原子核的大?。Ｐ『诙吹臏囟群芨?，有很強的發(fā)射。有一種模型認為，高能天體物理研究所發(fā)現(xiàn)的一些高能爆發(fā)過程，也許就是由這些小黑洞的發(fā)射及其最終的爆發(fā)引起的。 望采納