宇宙早期的恆星和今天的恆星有什麼區別？

第一代恆星也被稱為星座III星。 這些恆星和現在最大的區別是它們不含重元素。根據宇宙中元素合成的理論，宇宙中的早期核合成只形成了氫、氦和極少量的鋰。

宇宙的重子成分，氫佔3 4，氦佔1 4（所以不會形成恆星，氫佔9到9井）。

但即便如此，僅從質量上看，重元素在今天的恆星中仍然可以忽略不計。 但是這點重元素有很大的影響。由於這些重元素可以產生具有複雜能級的發射線，因此它們在原恆星形成之前非常有效地冷卻氣體雲。

因此，今天形成的恆星比第一代恆星的質量要小得多。

那麼第一代恆星能有多大，一般估計它們可以達到數百甚至數百個太陽質量。 這些恆星燃燒得很快，死亡得很快。 所以今天，我們還沒有確切地觀測到一顆第一代恆星。

然而，從理論上講，一些高紅移伽馬射線暴很可能是在第一代恆星死亡時產生的。

極高的生產力效率導致需要更多的重力來抵抗輻射壓力，因此只有通過收集更多的氫才能形成穩定的球體，因此早期的恆星非常大，可能是太陽直徑的數千倍;

就恆星形成而言。 宇宙早期與現在環境最大的區別在於，重元素很少或根本沒有，如果沒記錯的話，氫佔了9分之9以上，其餘的幾乎都是氦。 首次形成：

由於第一批恆星含有幾個=100%的氫，這導致了極其高效的核心容量今天的恆星核心有很大一部分不參與聚變的重元素，它們會擠出一些氫，因此它們的效率較低

但實際上，質量的積累會產生乙個迴圈，質量越大，核心壓力越高，溫度越高，團聚越強然後需要更大的質量來壓制它。 歸根結底，它是乙個超級巨人。

事實上，今天宇宙中可以觀測到的藍超巨星很多，它們與早期的恆星非常相似，例如：參宿四，然後是中間：亮度極高，表面一般為藍色; 溫度極高，表面溫度高達數萬攝氏度；高燃燒率意味著大量的消耗，別看質量，消耗更大，這些恆星的壽命一般是幾百萬到幾千萬年。

這個宇宙中的物質是在138億年前通過宇宙釋放出來的。 當然，形成這些恆星的物質也出現在宇宙的開始。 第一代恆星的組成特別簡單。

乙個很年輕，另乙個已經不年輕了，已經跑了很多年了。

他們起初很年輕，但現在他們已經老了。

早期宇宙的恆星核發生了劇烈的反應。

有區別，現在的已經成熟了。

早期宇宙中的恆星並不穩定。

上面可能還有更多的坑窪。

現在恆星週期等都比較穩定。

絕對零度是，在開爾文尺度上也是0攝氏度，這是理論上存在的最低溫度，宇宙中任何空間的溫度都只能無限接近這個溫度，而不能達到或超過它。

因為從微觀的角度來看，物質的溫度是由構成物質的微觀粒子的運動速率決定的。 微觀粒子運動越強烈，物質在巨集觀尺度上的溫度就越高。 另一方面，絕對零度意味著所有物質粒子都處於靜止狀態，不再有任何運動——因為宇宙中沒有絕對靜止，因此不可能達到絕對零度。

而且宇宙中有很多燃燒的恆星，不斷釋放能量，為什麼宇宙中的溫度仍然普遍較低，接近絕對零度？ 或者從微觀的角度來看，也就是在宇宙中，幾乎沒有處於真空狀態的物質（每立方公尺幾個原子），所以這也導致了宇宙中大部分空間的溫度極低，除了一些天體附近的一些地方。

當然，形成這些恆星的物質也是在宇宙的開始。 第一代恆星的組成特別簡單。

恆星形成需要三個條件：氫、引力和時間。

恆星的核心經歷核聚變，產生向外傳輸的能量，然後從表面輻射到外層空間。 一旦核心中的核反應耗盡，恆星的生命就要結束了。 在生命的盡頭，恆星也含有簡併物質。

恆星大小和質量的差異導致不同的結果：白矮星、中子星、黑洞。

恆星的能量來源是由核聚變產生的。 恆星能量的問題一直是人類爭論的焦點。 1926年，英國天文學家愛丁頓提出了恆星能量的問題。

他堅信，恆星聚變產生的能量足以使恆星達到重力和氣體壓力之間的平衡狀態。 然而，當時的物理學家並不這麼認為。 他們認為聚變反應不能在恆星內部發生。

幸運的是，量子力學的發展（提出的隧穿效應）解決了這個問題。

1938年，美國物理學家漢斯·貝特和德國物理學家馮·魏茨澤克獨立發現了恆星內部核聚變的具體路徑，即通過“質子-質子反應”和“碳、氮、氧迴圈”，恆星中的氫可以融合成氦並釋放能量。

星系中大多數空隙的密度約為每立方厘公尺1個原子，但大分子雲的密度為每立方厘公尺數百萬個原子。 乙個巨大的分子雲包含數十萬到數千萬個太陽質量，直徑為50到300光年。 當大分子雲圍繞星系執行時，事件可能導致其引力坍縮坍塌。

大分子雲可能相互碰撞或穿過旋臂的緻密部分。 附近超新星爆炸丟擲的高速質量也可能是乙個觸發因素。 最後，星系碰撞引起的星雲壓縮和擾動也可能形成大量的恆星。

勘探過程中角動量守恆導致巨型分子雲的碎片分解成更小的碎片。 質量小於約50個太陽質量的碎片將形成恆星。 在這個過程中，氣體被釋放的勢能加熱，角動量守恆使星雲開始旋轉並形成原始恆星。

恆星形成的初始階段幾乎完全被密集的星雲氣體和塵埃所掩蓋。 通常，通過在周圍明亮的氣體雲上產生陰影來觀察產生恆星的來源。

恆星成年：

從冷紅色到熱藍色，從高達 150 個太陽質量。 恆星的亮度和顏色取決於它的表面溫度，而表面溫度又取決於恆星的質量。 大質量恆星需要更多的能量來抵抗外殼上的引力，因此燃燒氫氣的速度要快得多。

恆星形成後，它落在赫羅圖主序中的特定點。 小而冷的M型紅矮星緩慢燃燒氫氣，並可能在這個序列中停留1000億到數萬億年，而大而熱的O型超巨星在幾百萬年後就離開了主序。

像太陽這樣的中型恆星將在這個序列上停留100億年。 太陽也位於主序星上，被認為處於中年。 恆星燃燒掉其核心中的氫後，它離開了主序。

恆星起源於星際物質。 在一定數量的星際物質受到引力擾動（如超新星爆炸）後，星際物質之間的引力將在導致它們坍縮成更密集的星雲方面起主導作用，只要滿足某些條件（Kins質量）。 當熱核反應能夠維持恆星自身動力學的熱平衡時，恆星就完全誕生了。

分子雲是在引力波或超新星爆炸衝擊波的影響下由中性氫雲凝結而成的。 分子雲除了充滿大量氣體外，還含有大量的星際塵埃。 這些塵埃能夠吸收環境中的高能光子，以保護分子雲不被攻擊粉碎。

而且，星際塵埃組成的化學元素比較豐富多樣，也有利於恆星的形成。

恆星位置測量。

要確定一顆恆星在地球上的位置，只需要確定它在天球上的坐標和它與地球的距離。

確定恆星在天球上的坐標通常需要定義天體坐標系。 一般有地平線坐標系、赤道坐標系、黃道坐標系和銀河坐標系。 所有天體坐標系都指定了度量方向的基軸、基點和範圍。

現在有了大比例尺的巡天資料，很容易獲得恆星的天坐標。 困難在於測量恆星距離。

標準蠟燭法使用IA型超新星來測量遙遠星系的距離。 IA型超新星具有恆定的光度，因此只要在銀河系外星系中發現IA型超新星，就可以很容易地測量到這個星系的距離。

對於更遙遠的星系（15g秒差距），唯一的方法是使用哈勃關係。 如果有更遙遠的星系，天文學家就無法計算出它們的距離。

在宇宙的早期，宇宙中存在著各種相對較輕的原子，例如氫原子。 它們大多是散射和分散的，形成了直徑超過一百光年，內部質量特別大的星雲。 由於萬有引力的作用，它們會相互作用，在內外壓力的作用下，體積會變小緻密，最終形成恆星。

恆星分類

以太陽的質量為標準。 它可以分為幾種型別：

小於太陽質量的被稱為褐矮星。 這種是失敗的星星，不能算作星星。

那些大於1且小於太陽質量兩倍的黃矮星成為黃矮星。

恆星老年

質量小於太陽7倍的恆星一定是演化成白矮星或中子星的。

質量超過8個太陽質量的恆星極有可能成為黑洞。

質量超過30個太陽質量的恆星將成為黑洞。

而我們太陽的命運就是成為一顆白矮星。

恆星老化的過程

恆星自形成以來一直在不斷燃燒，先是氫聚變，然後是氫消耗後的氦聚變，像太陽這樣質量的恆星幾乎就在這裡結束了。 但質量更大的恆星將繼續在內部融合，碳聚變、氧聚變，甚至更深。 在這個過程中，恆星變大，溫度公升高，最終也釋放出能量。

隨著能量的釋放，恆星的生命也走到了盡頭，密度較大的恆星會繼續反轉形成黑洞，密度較小的恆星會變成白矮星或中子星，然後數百億年後會變成黑矮星，徹底結束生命。

當太陽變成超巨星時，直徑可以到達地球軌道並完全吞沒地球。 這還不是全部，那時，太陽的邊界甚至可以接近火星的軌道。 但到那時，人類應該會找到乙個新家！

看來，在那個時候，木星的衛星可能處於乙個更舒適的範圍內。 然而，當時太陽輻射更強，溫度更高，外殼會逐漸分散到太空中。 因此，儘管溫度合適，但太陽系不再適合生物生存。

當那一天到來時，只有宇宙以外的其他星系才會成為人類的下一站。

星雲是構成恆星的物質，但真正構成恆星的物質質量非常大，需要半徑為900億公里的星雲團才能組成像太陽這樣的恆星。 從星雲到恆星的聚類過程可分為快速收縮階段和緩慢收縮階段。 前者持續了數十萬年，後者持續了數千萬年。

星雲迅速收縮後，半徑只有原來的百分之一，平均密度增加了一億億倍，最終形成了“星胚”。 它是一團厚厚的烏雲，中心有乙個緻密的核。 之後，它進入緩慢收縮，也稱為原恆星階段。

此時，星胚的溫度不斷上公升，當溫度上公升到一定程度時，它會閃爍發光，以顯示其存在，進入恆星的幼年期。 然而，這顆恆星仍然不穩定，仍然被瀰漫的星雲物質所包圍，這些物質將物質投射到世界上。

明星的肖像。

寂靜的夜空中，人們看到天上的星星都在閃閃發光，除了大小和明暗之外，沒有任何區別。 真的是這樣嗎？ 當然不是，每顆恆星都有自己獨特的相貌。 回到中國的漢代，我們。

我們聰明的祖先通過仔細觀察，將星星分為五種顏色：白色、紅色、黃色、蒼白和黑色。 1665年，英國的牛頓用稜鏡發現了太陽的連續光譜，從而知道日光是由各種顏色的光混合而成的，如紅色、橙色、黃色、綠色、藍色、靛藍和紫色。

解開恆星相貌奧秘的“鑰匙”

1814年，德國法蘭克計和費光譜儀被用於研究太陽光譜。

探討。 他們在暗室的百葉窗上開了一條縫，這樣陽光就可以透過縫隙照射到稜鏡上，稜鏡後面是乙個小型望遠鏡。 通過小望遠鏡，傅浪和費驚訝地發現，在太陽的“七色帶”光譜中出現了許多暗線。

反覆數了一下，這樣的暗線多達567條。 根據前人的幾項發現，我們開始了解這顆恆星的真實肖像。 恆星顏色的差異表明每顆恆星的溫度不同，例如白色溫度高，紅色溫度低，因此光譜是了解恆星的“關鍵”。