一個行星的質量和死亡方法有冇關係？

這節將討論現代天文學很重要的一個課題，恆星演化與化學元素 的合成。對天文學概論而言，這部份內容較複雜且涉及頗多原子核物理的觀念。將依敘述的方式，把這部份的內容分成兩部份：總結式的概述和略深一層的討論。

概述
星宿下凡
恆星在主序帶時期，與後主序帶階段，都會進行比氫更重的元素的合成。所合成的"重元素"，會經由後主序帶時的氦閃、碳閃行星狀星雲、新星爆炸或超新星爆炸等過程，把重元素散播到星際之間。與星際物質混合的重元素，成為下一代恆星誕生的部份原料，將如浴火鳳凰般的再生。地球上比氫重的元素，都是己死亡的恆星的遺產，所以地球上，有生或無生命的萬物都是天上的星宿下凡。

重元素？
在天文學指比氦重的元素，有時甚至稱為"金屬"。

重元素的形成過程 與條件 恆星內的核融合反應
核燃料 核反應產物 最低點燃溫度
一般元素
一般元素指比鐵輕的化學元素，在後主序時期的恆星，經由氦原子核俘獲、中子俘獲與質子俘獲，產生比矽-28 輕的元素。氦原子核俘獲是較常發生的反應，所以原子序為4的整數倍的元素豐存度 也較高。

對核心溫度(2.7 * 109 K)高到可以產生矽融合的恆星，經氦原子核俘獲產生的重元素 ，有一部份會高熱而自行分解或稱光分解(photodisintegration) 成較輕元素的原子核。而在氦原子核俘獲與光分解的過程中，產生了一系列比矽重的元素直至產生鐵為止。

稀有元素
因為比鐵重的元素，在進行核融合成更重的元素時會吸收能量，而不是放出能量 。因此一般相信，比鐵重的元素，只有在超新星爆炸的過程中，重元素的原子核經由中子俘獲產生。

高質量恆星在演化的最末期，由於鐵核心崩潰而發生超新星爆炸。爆炸的歷程通常不到一秒就己經結束，所以在爆炸的過程中，所合成比鐵重的元素相對來說豐存度 也較小，故又通稱為稀有元素。

再論元素合成
待續…

恆星的死亡 回大綱

行星狀星雲(planetary Nebula)
一顆後主星序時期的恆星，經過氦閃、碳閃將外層氣體拋出，所形成的球狀星雲(spherical nebula) ，例如天琴座環狀星雲 ，貓眼星雲 ，沙漏星雲 ，啞鈴星雲 。

雲氣膨脹的速度約10-20Km/sec
由光譜分析其組成元素有H,He,N,O,C,Ne,S,Ar,Cl,Fe.
在此過程中恆星會損失大約10%的質量。
中心會留下一顆溫度極高約25,000 K～100,000 K的核心，而最後慢慢地泠卻變成白矮星。
以大型望遠鏡觀測的結果顯示在距離地球1000 AU至1PC之間大約有1500 個星狀星雲。

變星的觀測
當恆星離開主星序進入巨星區域之前會經過所謂的不穩定時期 ，此時恆星的發光強度會不穩定。恆星外層的離子化氫與氦原子，會吸收恆星內部所發出的能量，恆星外層因而膨脹變大，使得發光強度變大，在膨脹的過程中，常又超越了"平衡半徑" 。當外層物質放出所儲存的能量後，重力勝過輻射壓，恆星外層向內"跌"，此時表面積變小，所以光度也變小。當收縮衝過了頭，使得恆星外層又重新吸收了大量的能量，又開始下一波的膨脹與收。對這一類的恆星，它們的外層像是作簡詣運動的彈簧，而它們的光度的變化也具有週期性 。

上述的模型，可解釋變星的週期與光度的關係(週光曲線)。 因為，從質量與發光強的關係，質量愈大的星球，它的發光強度愈大。另外質量愈大的星球，它的外層愈大，可吸收的能量愈多，因此週期會較長。所以週期較長的變星，它的發光強度愈大。

造父變星是測量宇宙的距離的重要尺標之一，在標定了變星的種類後，由週光曲線可以推得變星的光度。進而可以找出恆星的絕對星等，如再測得變星的視星等，即可定出變星的距離。

當然有影響

主序帶階段的演化
由原恆星塌縮成主序星的過程中，基本上恆星的物質成分並無變化。所以零齡主序星(zero age main sequence, ZAMS) 仍然含有3/4 的氫以和1/4 的氦及極少量的重元素。

在主序星階段，恆星最主要是靠重力塌縮所產生的向內壓力，與輻射所產生向外膨脹的壓力達成平衡來維持穩定 。當然核心物質的氣壓，與電離氣體的庫侖斥力所生的壓力，對抵抗重力塌縮也都有小量的貢獻。

主序星的演化
恆星核心的氫融合，不管是依循氫–氫鍊(P-P chain)或是碳氮氧循環(CNO cycle)，其淨反應皆是將四個氫融合成一個氦，所以在恆星核心物質的總數逐漸減少。每一氫融合反應後，所生成的氦原子核對星核氣壓的貢獻與氫原子核相當，但原子核的總數下降，導致氣壓也略微降低，重力壓將星核稍微壓縮。當星核收縮，核心的溫度上昇，氫融合反應的速率升高，產生更多的輻射能，恆星也變得更亮。增加的能量向外傳遞，使恆星的外層膨脹且表面溫度下降。故恆星在進入主序帶後，隨著星齡增加，體積會緩慢增加，亮度逐漸升高，但表面溫度反而下降。

太陽的"中年危機"
以我們的太陽為例，太陽距零齡已有四十六億年，約處在中年期，核心 溫度已升高到15,000,000度，但核心的氫氦比己由3:1 降到1:1 (甚至1:2)，所以產能強度已大為降低。結果核心受強大重力的擠壓，物質的密度高達150克/公分3。依據恆星理論 的推算，現在太陽的亮度比零齡階段高30%。太陽的核中心的氫之比例會持續下降，當核中心的氫用盡後，以組成成份來看，太陽的結構將會是個多層結構 。除了自從誕生後，就未曾發生氫融合反應的外層(輻射層與對流層)，核心的中心區是"氦核"，而"氦核"外面是仍在進行融合反應的核心層。氫融合層會逐漸變小，而"氦核"範圍將持續增加，直到氫融合層消失，太陽被迫走上死亡之旅為止。

所以主序星的核心區，氫與氦的比例會隨著年齡逐漸發生改變。除此之外，恆星能量產生的狀態與能量傳輸的方式，也都會發生變化。受到上述因素的影響，主序星的性質會隨星齡而略有變化。在H-R 圖上主序星的分佈並不是呈線狀，而是分佈在一個帶狀的區域上–主序帶。在主序帶上，零齡主序星是在主序帶的下端，隨著星齡的增加，逐漸向右上方移動。當主序星移至主序帶的上緣時，星核的氫燃料已經耗盡，核心的氫核融合反應也終止了，恆星即將離開主序帶，並走上死亡之旅。

不均勻的主序星
除了質量少於0.4 M太陽的恆星外，其餘恆星的物質分佈並不均勻。恆星的內部結構隨質量而異，但對大部份的恆星而言，核心物質並不與恆星外層物質相混合。例如質量與太陽相當的恆星，星核的外面是輻射層，所以星核的物質並不與外層的物質混合，這一類的恆星物質的分佈不均勻，當核心的氫已耗盡時，核心外的物質仍然大致保有3:1 的氫氦比。對大質量的恆星，星核的物質會與對流層的物質混合，但兩者合起來也只佔全部體積的小部份，所以它的物質分佈也是非常不均勻。所以對恆星而言，而參與氫融合反應的氫燃料，只佔全恆星的一小部份。

後主序帶的演化：單星系統

離開了主序帶的恆星，到底會如何演化，與它們的質量有非常密切的關係。不同質量的恆星，會有不同的演化途徑。為了方便討論起見，我們將恆星大約分成三大類：M恆星 > 8 M 太陽、8 M 太陽 > M恆星 > 0.4 M 太陽、M恆星 < M太陽，以下為各類群恆星可能的演化路徑(流程圖 或演化圖) 。

M 恆星 演化歷程：主序星—> 白矮星—> 黑矮星。
恆星無輻射層，以對流的方式傳輸能量，因此恆星物質的分佈很均勻。氫融合反應速率非常緩慢，恆星的主序星生命期非常長，宇宙誕生初期所產生的這類型恆星，尚在主序帶上。

這類低質量恆星，星核氫融合反應終止後，會進行重力塌縮，重力位能轉成核心熱能，但未高到能夠觸發氦核融合的溫度 。當重力位能耗盡後，黑矮星是這類恆星演化的終點。

8 M 太陽 > M恆星 > 0.4 M 太陽
演化歷程：主序星—> 巨星—> 氦閃、碳閃、行星狀星雲、…—>白矮星—> 黑矮星。

星核的氫燃盡之後形成氦核心。
氦核心的溫度不夠，無法使氦產生融合，只有繼續塌縮，將重力位能轉變成熱能。
當氦核溫度昇高時，會對氦核附近的氫，再加熱使得氫產生融合，構成了氫融合層。
氦核所輻射出的能量與氫核融合層所產生的能量， 使得恆星外層的氣體(H, He) 膨脹而成巨星或超巨星。
恆星在主序星時期之後會進行更重的元素的融合， 產生的現象包括有氦閃、碳閃或行星狀星雲。
離開了主序帶的恆星，除了星核的邊緣區域仍有少量的氫融合反應外，中心區域的核反應已經停歇，但殘存的輻射能量，仍然需要很長的時間才能完全傳遞出來，所以核心溫度，並未因為核反應中止而大幅下降。但此時逐漸失去輻射壓支撐的恆星，星核被強大的重力壓縮，其重力位能轉換成星核心物質的動能，致使星核的溫度急劇上升。所以對這一階段的恆星而言，它的能量輸出速率反而比在主序星時來得高。

M恆星 > 8 M 太陽
演化歷程：主序星—> 超巨星—> 超新星爆炸—> 中子星或黑洞。

愈重的恆星，演化的速度愈快。
後主序帶的演化：雙星系統
50%以上的星隸屬雙星或多星系統。
Roche面與Lagrangian 點
演化過程中所排出的質量，會被侷限在個別的Roche 面內，而雙星透過Lagrangian 點交換物質或稱物質轉移。

演化過程較雜，有時會重覆演化的歷程。
例：大陵五(Algol，英仙座)

恆星演化的觀測證據

變星的觀測
當恆星離開主星序進入巨星區域之前會經過所謂的不穩定時期 ，此時恆星的發光強度會不穩定。恆星外層的離子化氫與氦原子，會吸收恆星內部所發出的能量，恆星外層因而膨脹變大，使得發光強度變大，在膨脹的過程中，常又超越了"平衡半徑" 。當外層物質放出所儲存的能量後，重力勝過輻射壓，恆星外層向內"跌"，此時表面積變小，所以光度也變小。當收縮衝過了頭，使得恆星外層又重新吸收了大量的能量，又開始下一波的膨脹與收。對這一類的恆星，它們的外層像是作簡詣運動的彈簧，而它們的光度的變化也具有週期性 。

上述的模型，可解釋變星的週期與光度的關係(週光曲線)。 因為，從質量與發光強的關係，質量愈大的星球，它的發光強度愈大。另外質量愈大的星球，它的外層愈大，可吸收的能量愈多，因此週期會較長。所以週期較長的變星，它的發光強度愈大。

2007-07-09 21:03:41 補充：
來源:http://www.phys.ncku.edu.tw/~astrolab/e_book/star_death/star_death.html

行星唔會有所謂既「死亡方法」，係唔係想問恒星？

質量小的恒星，最終會慢慢冷卻然後漸漸變得暗淡。

質量中等的恒星，如太陽，會先變成紅巨星，再將物質拋出，形成行星狀星雲，剩下一顆核心成為白矮星。

質量大的恒星，會先變成紅超巨星，再經歷超新星爆炸，剩下一顆核心成為中子星或黑洞。

有的。
恆星
恆星的質量是與其死亡方法有關係的。如質量大的恆星死亡時，就會產生紅色超巨星，之後就會產生超新星爆發，最後成為中子星或黑洞。而質量小的恆星死亡時，就會形成紅巨星，接着成為行星狀星雲，跟着變為白矮星，最後成為黑矮星。
行星
行星可以分為類地行星、類木行星和岩石行星。類地行星會因中心的內心活動停止而停滯，最後會被吸入所屬星系中心的恆星中，或是支離破碎。類木行星也可能會變為恆星，但若果不再成為恆星，它的命運就會跟類地行星一樣，成為一堆氣體。岩石行星也不例外，會成為一些碎石。