白矮星和中子星的組成物質是什么啊?

【專家解說】：白矮星 白矮星(White Dwarf)是一種低光度、高密度、高溫度的恒星。因為它的顏色呈白色、體積比較矮小，因此被命名為白矮星。 也有人認為,白矮星的前身可能是行星狀星云. 白矮星屬于演化到晚年期的恒星。恒星在演化后期，拋射出大量的物質，經過大量的質量損失后，如果剩下的核的質量小于1.44個太陽質量，這顆恒星便可能演化成為白矮星。對白矮星的形成也有人認為，白矮星的前身可能是行星狀星云(是宇宙中由高溫氣體、少量塵埃等組成的環(huán)狀或圓盤狀的物質，它的中心通常都有一個溫度很高的恒星--中心星)的中心星，它的核能源已經基本耗盡，整個星體開始慢慢冷卻、晶化，直至最后“死亡”。 白矮星具有這樣一些特征: (1)體積小，它的半徑接近于行星半徑，平均小于103千米。 (2)光度(恒星每秒鐘內輻射的總能量，即恒星發(fā)光本領的大小)非常小，要比正常恒星平均暗103倍。 (3)質量小于1.44個太陽質量。 (4)密度高達106~107克/厘米3，其表面的重力加速度大約等于地球表面重力加速度的10倍到104倍。假如人能到達白矮星表面，那么他休想站起來，因為在它上面的引力特別大，以致人的骨骼早已被自己的體重壓碎了。 (5)白矮星的表面溫度很高，平均為103℃。 (6)白矮星的磁場高達105~107高低 目前人們已經觀測發(fā)現(xiàn)的白矮星有1000多顆。天狼星(Sirius)的伴星是第一顆被人們發(fā)現(xiàn)的白矮星，也是所觀測到的最亮的白矮星(8等星)。1982年出版的白矮星星表表明，銀河系中有488顆白矮星，它們都是離太陽不遠的近距天體。根據觀測資料統(tǒng)計，大約有3%的恒星是白矮星，但理論分析與推算認為，白矮星應占全部恒星的10%左右。 白矮星是一種很特殊的天體，它的體積小、亮度低，但質量大、密度極高。比如天狼星伴星(它是最早被發(fā)現(xiàn)的白矮星)，體積比地球大不了多少，但質量卻和太陽差不多!也就是說，它的密度在1000萬噸/立方米左右。 根據白矮星的半徑和質量，可以算出它的表面重力等于地球表面的1000萬-10億倍。在這樣高的壓力下，任何物體都已不復存在，連原子都被壓碎了:電子脫離了原子軌道變?yōu)樽杂呻娮印? 白矮星是一種晚期的恒星。根據現(xiàn)代恒星演化理論，白矮星是在紅巨星的中心形成的。 當紅巨星的外部區(qū)域迅速膨脹時，氦核受反作用力卻強烈向內收縮，被壓縮的物質不斷變熱，最終內核溫度將超過一億度，于是氦開始聚變成碳。 經過幾百萬年，氦核燃燒殆盡，現(xiàn)在恒星的結構組成已經不那么簡單了:外殼仍然是以氫為主的混和物;而在它下面有一個氦層，氦層內部還埋有一個碳球。核反應過程變得更加復雜，中心附近的溫度繼續(xù)上升，最終使碳轉變?yōu)槠渌亍? 與此同時，紅巨星外部開始發(fā)生不穩(wěn)定的脈動振蕩:恒星半徑時而變大，時而又縮小，穩(wěn)定的主星序恒星變?yōu)闃O不穩(wěn)定的巨大火球，火球內部的核反應也越來越趨于不穩(wěn)定，忽而強烈，忽而微弱。此時的恒星內部核心實際上密度已經增大到每立方厘米十噸左右，我們可以說，此時，在紅巨星內部，已經誕生了一顆白矮星。 我們知道，原子是由原子核和電子組成的，原子的質量絕大部分集中在原子核上，而原子核的體積很小。比如氫原子的半徑為一億分之一厘米，而氫原子核的半徑只有十萬億分之一厘米。假如核的大小象一顆玻璃球，則電子軌道將在兩公里以外。 而在巨大的壓力之下，電子將脫離原子核，成自由電子。這種自由電子氣體將盡可能地占據原子核之間的空隙，從而使單位空間內包含的物質也將大大增多，密度大大提高了。形象地說，這時原子核是“沉浸于”電子中。 一般把物質的這種狀態(tài)叫做“簡并態(tài)”。簡并電子氣體壓力與白矮星強大的重力平衡，維持著白矮星的穩(wěn)定。順便提一下，當白矮星質量進一步增大，簡并電子氣體壓力就有可能抵抗不住自身的引力收縮，白矮星還會坍縮成密度更高的天體:中子星或黑洞。 白矮星是恒星演化末期產生的天體。這些恒星不能維持核聚變反應，所以在經過氦閃進化到紅巨星階段之后，他們會將外殼拋出形成行星狀星云，而留下一個核聚變產生的的高密度核心，即白矮星。 由于缺乏能量的來源，白矮星會逐步釋放熱能而發(fā)光而冷卻。其核心靠電子的斥力對抗重力，其密度可達每立方厘米十噸。電子斥力不足以支持超過1.4倍太陽質量的白矮星，外殼的重力會進一步使恒星塌縮成中子星或者黑洞。這個過程中經常伴隨著超新星爆發(fā)。 釋放能量會造成恒星逐步冷卻，表面溫度逐漸降低，恒星的顏色也會隨之變化。經過數千億年之后，白矮星會冷卻到無法發(fā)光，成為黑矮星。但是目前普遍認為宇宙的年齡(150億年)不足以使任何白矮星演化到這一階段。 【形成】 白矮星是中低質量的恒星的演化路線的終點。在紅巨星階段的末期，恒星的中心會因為溫度、壓力不足或者核聚變達到鐵階段而停止產生能量(產生比鐵還重的元素不能產生能量，而需要吸收能量)。恒星外殼的重力會壓縮恒星產生一個高密度的天體。 一個典型的穩(wěn)定獨立白矮星具有大約半個太陽質量，比地球略大。這種密度僅次于中子星和夸克星。如果白矮星的質量超過1.4倍太陽質量，那么原子核之間的電荷斥力不足以對抗重力，電子會被壓入原子核而形成中子星。 大部分恒星的演化過程都包含白矮星階段。由于很多恒星會通過新星或者超新星爆發(fā)將外殼拋出，一些質量略大的恒星也可能最終演化成白矮星。 雙星或者多星系統(tǒng)中，由于星際物質的交換，恒星的演化過程可能與單獨的恒星不同，例如天狼星的伴星就是一顆年老的大約一個太陽質量的白矮星，但是天狼星是一顆大約2.3個太陽質量的主序星。 白矮星螺旋 在大約1,600光年遠的一個叫做J0806的非常著名的雙星系統(tǒng)里，兩個致密的白矮星每321秒繞各自的軌道旋轉一周。錢德拉天文臺天文學家的X射線波段數據分析反駁了一個已經給人留下深刻印象的觀點:這兩顆白矮星的短軌道周期處于一種穩(wěn)定的狀態(tài)，當他們的螺旋湊的越近，他們的周期越短。即使它們是分開有80,000公里的兩個星(地球與月亮的距離是 400,000 公里)，它們也注定要合并的。根據這個藝術家般的觀點描述，著名的J0806系統(tǒng)螺旋毀滅的原因便是同愛因斯坦相對論中預言的那樣:白矮星由于重力波產生的影響而最終喪失它的軌道能量。事實上，J0806可能是我們銀河系重力波最明亮的光源之一,可以直接利用未來設立在太空的重力波工具捕獲。 中子星 中子星 中子星是處于演化后期的恒星,它也是在老年恒星的中心形成的。只不過能夠形成中子星的恒星，其質量更大罷了。根據科學家的計算，當老年恒星的質量大于十個太陽的質量時，它就有可能最后變?yōu)橐活w中子星，而質量小于十個太陽的恒星往往只能變化為一顆白矮星。 典型中子星的直徑為20公里，質量約等于太陽的質量。因此，它們的密度極高，約為水的10的14次方倍，大體相當于原子核內部的密度。在某種程度上，中子星可以認為是由其自身引力吸在一起的巨核。在密度最大的中心處，物質據信主要是超子和介子。在中介層則多為中子，而且可能處于“超流”狀態(tài)。盡管溫度可能達到百萬度的高溫，最外面的1000米還是固體的。外殼由各種原子核組成的點陣結構和簡并的自由電子氣所組成。外殼內是一層主要由中子組成的流體，在這層中還有少量的質子、電子和μ介子。 對于中子星內部的密度高達10的16次方克/立方厘米的物態(tài)，目前有三種不同的看法:①超子流體;②固態(tài)的中子核心;③中子流體中的π介子凝聚。在極高密度下，當重子核心彼此重疊得相當緊密時(這種情形有可能出現(xiàn)于大質量中子星的中心部分)，物質的性質如何，是一個完全沒有解決的問題。中子星的質量下限約為0.1太陽質量,上限在1.5~2太陽質量之間。中子星半徑的典型值約為10公里。密度最低的固態(tài)表面是高密度的鐵。 中子星另一個重要特征是存在強度極高的磁場，超過10的12次方高斯，它使表層的鐵聚合成長長的鐵原子鏈:每個原子都被壓縮并沿磁場被拉長，而且首尾相接，形成從表面向外伸出的“須狀物”。在表面以下，由于壓力太高，單個原子不能存在。它使中子星沿著磁極方向發(fā)射束狀無線電波(射電波)。中子星自轉非常快，能達到每秒幾百轉。中子星的磁極與兩極通常不吻合，所以如果中子星的磁極恰好朝向地球，那么隨著自轉，中子星發(fā)出的射電波束就會象一座旋轉的燈塔那樣一次次掃過地球，形成射電脈沖。人們又稱這樣的天體為“脈沖星”。1967年發(fā)現(xiàn)了脈沖星，首次證明了中子星的存在?，F(xiàn)已發(fā)現(xiàn)1620多顆脈沖星，普遍認為它們就是旋轉的中子星。蟹狀星云脈沖星和船帆座脈沖星的脈沖周期極短，說明它們不可能是白矮星。據認為，脈沖星是由于它們的旋轉和強磁場而產生的一種電動力學現(xiàn)象，就像發(fā)電機的情況一樣。另有證據表明，某些雙星X射線源也包含著中子星，它們似乎是由于壓縮從伴星吸積到它們表面上的物質而發(fā)出X射線的。中子星據信是超新星爆發(fā)形成的，在該過程中，隨著核心密度增至10趵15次方/立方厘米，中子壓力便會頂住中心核的坍縮。若坍縮中心核的質量超過太陽質量的2倍，則不能形成中子星而可能變成黑洞。 中子星的外殼 中子星是一種比白矮星密度更大的恒星，主要是由中子以及少量的質子、電子所組成的超密恒星。1932年發(fā)現(xiàn)中子后不久，朗道就提出可能存在由中子組成的致密星。1934年巴德和茲威基也分別提出了中子星的概念，而且指出中子星可能產生于超新星爆發(fā)。1967年英國射電天文學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的、有強磁場的中子星。它的外層為固體外殼，厚約1千米，密度為100萬~1億噸/厘米3，主要是由各種原子核組成的點陣結構和自由電子氣。外殼內是一層主要由中子組成的流體，其密度大約為1億~10億噸/厘米3，在這一層中還有少量的質子、電子和μ介子。對于中子星中心部分的密度高達10億噸/厘米3以上的物態(tài)，目前還存在著三種不同的觀點: (1)認為是超子(一種質量大于核子質量的粒子)流體; (2)是固態(tài)的中子核心; (3)是中子流體中的π介子凝聚。子、電子和μ介子凝聚。 中子星不僅密度高達1億噸每立方厘米以上，而且它的磁場強度也高達1億特斯拉以上。中子星的體積很小，它的半徑的典型值約為10千米,質量下限約為0.1太陽質量，上限為1.5~2個太陽質量. 中子星爆發(fā)之前的表面 中子星是由恒星演化而來的。在中子星里，壓力是如此之大，電子被壓縮到原子核中，同質子中和為中子，使原子變得僅由中子組成。而整個中子星就是由這樣的原子核緊挨在一起形成的。可以這樣說，中子星就是一個巨大的原子核，中子星的密度就是原子核的密度。 在形成的過程方面，當恒星外殼向外膨脹時，它的核受反作用力而收縮，核在巨大的壓力和由此產生的高溫下發(fā)生一系列的物理變化，最后形成一顆中子星內核。而整個恒星將以一次極為壯觀的爆炸來了結自己的生命。這就是天文學中著名的“超新星爆發(fā)”。 銀河系中著名的氣體星云--蟹狀星云的中心星就是一顆中子星(脈沖星)。蟹狀星云通過X射線發(fā)射的能量比它在光學波段的能量高100倍左右。盡管如此，即使在可見光波段，這個星云的光度也是非常巨大的:它的距離為6,300光年,這樣它的視亮度對應的絕對星等就是-3.2等左右，超過太陽光度的1000倍。它在所有波段的總光度估計是太陽光度的100,000倍，也就是5*10^38爾格/秒! 中子星是目前已知的恒星中最小的。由于中子星的體積很小，所以不能用熱輻射接受器觀測到。但接收到它們的射電脈沖，在研究脈沖星和雙星X射線源時發(fā)現(xiàn)了它們. 天文信息 2007年3月20日光明網-光明日報:歐洲空間局的科學家最近宣布,他們借助強大的“Integral”天文望遠鏡,發(fā)現(xiàn)了迄今轉速最快的中子星,每秒旋轉1122圈,比地球自轉快1億倍。 最先觀測到這顆星的西班牙天文學家?guī)炜死照f,早在1999年便已發(fā)現(xiàn)了這顆代號為J1739-285的中子星,但不久前才通過望遠鏡算出它的轉速。 這顆中子星的直徑約10公里,但質量卻與太陽相近,其密度驚人,高達每立方厘米1億噸。其巨大引力從臨近恒星不斷奪取大量炙熱氣體,并不斷誘發(fā)熱核爆炸。 天文學家正是通過這種現(xiàn)象發(fā)現(xiàn)了它。此前的中子星自轉紀錄是每秒716圈,恒星轉速一般在每秒270-715 圈。700圈曾被認為是天體旋轉極限,按目前的物理學理論,轉速超過此極限,恒星將被強大離心力摧毀或化 為黑洞。但最新發(fā)現(xiàn)否定了這一看法。 理論上,每秒1122轉并不是旋轉極限,大型中子星轉速有可能高達3000轉。令天文學家困惑的是,為什么天體在高速旋轉的強大離心力下,卻依然會不斷收縮,而且不損失自身物質。 中子星又稱脈沖星，是除黑洞外密度最大的星體，同黑洞一樣，也是20世紀60年代最重大的發(fā)現(xiàn)之一