之间B型主序星和氢相似
B型主序星和氢有(在联盟百科)4共同点: 主序星,碳氮氧循環,恒星,核聚变。
主序星
主序星在可顯示恒星演化過程的赫羅圖上,是分布在由左上角至右下角,被稱為主序帶上的恆星。 主序帶是以顏色相對於光度繪圖成線的一條連續和獨特的恆星帶。這個色-光圖就是後來埃希納·赫茨普龍和亨利·諾利斯·羅素合作發展出來,著名的赫羅圖。在這條帶子上的恆星就是所謂的主序星或"矮星"。 恆星形成之後,它在高熱、高密度的核心進行核聚变反應,將氫原子轉變成氦,並且創造出能量。在這個生命期階段的恆星,座落在在主序帶上的位置主要是依據它的質量,但化學成分和其它的因素也有一些關係。所有的主序星都處於流體靜力平衡狀態,它來自炙熱核心向外膨脹的熱壓力與來自外圍包層向內擠壓的重力壓維持著平衡。在核心溫度和壓力與能量孳生率有著強烈的相關性,並有助於維持平衡。在核心孳生的能量傳遞到表面經由光球輻射出去。能量經由輻射或對流傳遞,而後著在其區域內會產生階梯狀的溫度梯度,更高的透明度,或兩者均有。 基於恆星產生能量的主要過程,主序帶有時會被分成上段和下段。質量大約在1.5太陽質量以內的恆星,將氫聚集融合成氦的一系列主要程序稱為質子-質子鏈反應。超過這個質量在主序帶的上段,核融合主要是使用碳、氮、和氧原子,經由碳氮氧循環的程序,將氫原子轉變成氦。質量超過太陽10倍的主序星在核心區域會產生對流,這樣的活動繪激發新創建的氦外移,並維持發生核融合所需要的燃料比例。當核心的對流不再發生時,發展出的富氦核心的外圍會被氫包圍著。質量較低的恆星,核心的對流區會逐步的縮小,大約在2太陽質量附近,核心的對流區就會消失。在這個質量以下,恆星的核心只有輻射,但是在接近表面會有對流。隨著恆星質量的減少,對流的包層會增加,質量低於0.4太陽質量的主序星,全部的質量都在對流。 通常,質量越大的恆星在主序帶上的生命期越短。當在核心的核燃料已被耗盡之後,恆星的發展會離開赫羅圖上的主序帶。這時恆星的發展取決於它的質量,質量低於0.23太陽質量的恆星直接成為白矮星,而質量未超過10太陽質量的恆星將經歷紅巨星的階段;質量更大的恆星可以爆炸成為超新星,或直接塌縮成為黑洞。.
碳氮氧循環
碳氮氧循環(CNO cycle),有時也稱為貝斯-魏茨澤克-循環(Bethe-Weizsäcker-cycle),是恆星將氫轉換成氦的兩種過程之一,另一種過程是質子-質子鏈反應。 在質量像太陽或更小些的恆星中,質子-質子鏈反應是產生能量的主要過程,太陽只有1.7%的4氦核是經由碳氮氧循環的過程產生的,但是理論上的模型顯示更重的恆星是以碳氮氧循環為產生能量的主要來源。碳氮氧循環的過程是由卡尔·冯·魏茨泽克和漢斯·貝特 在1938年和1939年各別獨立提出的。 碳氮氧循環的主要反應如下"Introductory Nuclear Physics", Kenneth S. Krane, John Wiley & Sons, New York, 1988, p.537: 這個循環的淨效應是4個質子成為一個α粒子、2個正電子(和電子湮滅,以γ射線的形式釋放出能量)和2個攜帶著部分能量逃逸出恆星的微中子。碳、氮、和氧核在循環中擔任催化劑並且再生。 有一個較小分支的反應,在太陽核心中發生的只佔了0.04%的量,最後的產物不是12碳和4氦,而是16氧和一個光子,取代進行的過程如下: 同樣的,碳、氮、和氧在主要的分支,而在較小分支上的氟也僅僅是穩定狀態的催化劑,不會在恆星內累積。 碳氮氧循環的主要分支稱為碳氮氧-I,小的分支稱為碳氮氧-II,在更重的恆星內還有碳氮氧-III和碳氮氧-IV兩個次要的主分支,它們開始於碳氮氧-II反應的最後階段,結果是以18氧和γ射線取代原本的14氮和氦核: 和 氧氟循環: 此處,所有參與反應的"催化劑"(碳、氮、氧的核)數量都是守恆的,而在恆星演化中核的相對比例是會改變的。無論最初的結構是如何,當這個循環在平衡狀態下,12碳/13碳核的比例是3.5,而14氮成為數量最多的核。在恆星的演化中,對流會將碳氮氧循環的產物從恆星的內部帶到表面並混合,改變觀測到的恆星成分。在紅巨星,相較於主序星,能觀測到較低比例的12碳/13碳和12碳/14氮,這些都可以證明核融合在恆星內部進行能量的世代交替。.
B型主序星和碳氮氧循環 · 氢和碳氮氧循環 ·
恒星
恆星是一種天體,由引力凝聚在一起的一顆球型發光電漿體,太陽就是最接近地球的恆星。在地球的夜晚可以看見的其他恆星,幾乎全都在銀河系內,但由於距離非常遙遠,這些恆星看似只是固定的發光點。歷史上,那些比較顯著的恆星被組成一個個的星座和星群,而最亮的恆星都有專有的傳統名稱。天文學家組合成的恆星目錄,提供了許多不同恆星命名的標準。 至少在恆星生命的一段時期,恆星會在核心進行氫融合成氦的核融合反應,從恆星的內部將能量向外傳輸,經過漫長的路徑,然後從表面輻射到外太空。一旦核心的氫消耗殆盡,恆星的生命就即將結束。有一些恆星在生命結束之前,會經歷恆星核合成的過程;而有些恆星在爆炸前會經歷超新星核合成,會創建出幾乎所有比氦重的天然元素。在生命的盡頭,恆星也會包含簡併物質。天文學家經由觀測其在空間中的運動、亮度和光譜,確知一顆恆星的質量、年齡、金屬量(化學元素的豐度),和許多其它屬性。一顆恆星的總質量是恆星演化和決定最終命運的主要因素:恆星在其一生中,包括直徑、溫度和其它特徵,在生命的不同階段都會變化,而恆星周圍的環境會影響其自轉和運動。描繪眾多恆星的溫度相對於亮度的圖,即赫羅圖(H-R圖),可以讓我們測量一顆恆星的年齡和演化的狀態。 恆星的生命是由氣態星雲(主要由氫、氦,以及其它微量的較重元素所組成)引力坍縮開始的。一旦核心有了足夠的密度,氫融合成氦的核融合反應就可以穩定的持續進行,釋放過程中產生的能量。恆星內部的其它部分會進行組合,形成輻射層和對流層,將能量向外傳輸;恆星內部的壓力能防止其因自身的重力繼續向內坍縮。一旦耗盡了核心的氫燃料,質量大於0.4太陽質量的恆星,會膨脹成為一顆紅巨星,在某些情況下,在核心或核心周圍的殼層會融合成更重的元素。然後這顆恆星會演化出簡併型態,並將一些物質回歸至星際空間的環境中。這些釋放至間中的物質有助於形成新一代的恆星,它們會含有比例較高的重元素。與此同時,核心成為恆星殘骸:白矮星、中子星、或黑洞(如果它有足夠龐大的質量)。 聯星和多星系統包含兩顆或更多受到引力束縛的恆星,通常彼此都在穩定的軌道上各自運行著。當這樣的兩顆恆星在相對較近的軌道上時,其间的引力作用可以對它們的演化產生重大的影響。恆星可以構成更巨大的引力束縛結構,像是星團或是星系。.
核聚变
--,是将两个较轻的核结合而形成一个较重的核和一个很轻的核(或粒子)的一种核反应形式。在此过程中,物质没有守恒,因为有一部分正在聚变的原子核的物质被转化为光子(能量)。核聚变是给活跃的或“主序的”恆星提供能量的过程。 两个较轻的核在融合过程中产生质量亏损而释放出巨大的能量,两个轻核在发生聚变时因它们都带正电荷而彼此排斥,然而两个能量足够高的核迎面相遇,它们就能相当紧密地聚集在一起,以致核力能够克服库仑斥力而发生核反应,这个反应叫做核聚变。 舉個例子:两个質量小的原子,比方說兩個氚,在一定条件下(如超高温和高压),會发生原子核互相聚合作用,生成中子和氦-4,并伴随着巨大的能量释放。 原子核中蕴藏巨大的能量。根据质能方程E.
上面的列表回答下列问题
- 什么B型主序星和氢的共同点。
- 什么是B型主序星和氢之间的相似性
B型主序星和氢之间的比较
B型主序星有20个关系,而氢有219个。由于它们的共同之处4,杰卡德指数为1.67% = 4 / (20 + 219)。
参考
本文介绍B型主序星和氢之间的关系。要访问该信息提取每篇文章,请访问: