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[[File:恒星碰撞.jpg|350px|缩略图|右|<big>恒星碰撞</big>[https://5b0988e595225.cdn.sohucs.com/q_70,c_zoom,w_640/images/20180811/b25fd392a9d7402b8d5f61fe2b54bf03.jpeg 原图链接][https://m.sohu.com/a/246574788_414163 来自 搜狐 的图片]]] | [[File:恒星碰撞.jpg|350px|缩略图|右|<big>恒星碰撞</big>[https://5b0988e595225.cdn.sohucs.com/q_70,c_zoom,w_640/images/20180811/b25fd392a9d7402b8d5f61fe2b54bf03.jpeg 原图链接][https://m.sohu.com/a/246574788_414163 来自 搜狐 的图片]]] | ||
| − | + | ''' 恒星碰撞''' 指两颗恒星通过[[ 重力]] 作用合并成一个较大[[ 天体]] 的过程。天文学家们估计，[[ 银河系]] 内的球状星团每一万年可能发生一次这样的事件。[[ 科学家]] 直到最近才有足够的技术观察恒星的合并。稠密的星团可以因中介质量[[ 黑洞]] 所引发的“失控恒星碰撞”，于短时间内发生一系列的恒星碰撞。 | |
==天文学的复杂的天体== | ==天文学的复杂的天体== | ||
| − | 宇宙中的任何恒星，无论核聚变反应是否仍在在进行中，都有可能发生恒星碰撞，这包括白矮星、中子星、黑洞、主序星、巨星和超巨星等等。不同型态的恒星碰撞或合并，结果会形成不同类型、质量、温度和半径的恒星。 | + | 宇宙中的任何恒星，无论[[ 核聚变]] 反应是否仍在在进行中，都有可能发生恒星碰撞，这包括[[ 白矮星]] 、[[ 中子星]] 、黑洞、主序星、巨星和[[ 超巨星]] 等等。不同型态的恒星碰撞或合并，结果会形成不同类型、质量、温度和半径的恒星。 |
==恒星碰撞或合并的类型== | ==恒星碰撞或合并的类型== | ||
| − | 白矮星是低质量恒星的残骸，如果它与其他的恒星结合成联星系统，它们可能会形成称为Ia超新星的剧烈恒星爆炸。白矮星可能会吸引主序星或红巨星伴星的物质，形成吸积盘。当两颗白矮星的轨道彼此非常靠近时，其轨道能量会以重力波的形式辐射出来，导致双方向内螺旋运动。 当它们最后结合在一起时，如果质量接近或超过钱德拉塞卡极限，那么 | + | 白矮星是低质量恒星的残骸，如果它与其他的恒星结合成联星系统，它们可能会形成称为Ia[[ 超新星]] 的剧烈恒星爆炸。白矮星可能会吸引主序星或[[ 红巨星]] 伴星的物质，形成吸积盘。当两颗白矮星的轨道彼此非常靠近时，其轨道能量会以重力波的形式辐射出来，导致双方向内螺旋运动。 当它们最后结合在一起时，如果质量接近或超过钱德拉塞卡极限，那么碳燃烧就会开始进行，使温度剧增。由于白矮星是简并物质，在热压力和恒星质量之间没有[[ 安全]] 的平衡。因此，失控的融合反应在合并后的恒星内部快速地传播和加热，造成超新星爆炸。在几秒钟内，白矮星所有的物质都被抛入[[ 太空]] 内。 |
==中子星碰撞== | ==中子星碰撞== | ||
| − | 中子星的碰撞会发生类似Ia超新星的事件。当两颗中子星的轨道彼此密切时，它们会随着时间螺旋向内推移。当这两颗中子星相遇，它们的碰撞会形成黑洞（假设它们的质量超过托尔曼﹣欧本海默﹣沃尔科夫极限）。这会在1到2毫秒的短时间内创造出强磁场，其强度为地球磁场的数万亿倍。天文学家认为这类事件就是某种类型的伽玛射线暴。哈伯太空望远镜拍摄的影像显示金的产生，以及许多其它更重的金属，都是来自剧烈的中子星碰撞。对宇宙中所有金含量的统计指出，估计这样的碰撞每1万至10万年会发生一次。 | + | 中子星的碰撞会发生类似Ia超新星的事件。当两颗中子星的轨道彼此密切时，它们会随着[[ 时间]] 螺旋向内推移。当这两颗中子星相遇，它们的碰撞会形成黑洞（假设它们的质量超过托尔曼﹣欧本海默﹣沃尔科夫极限）。这会在1到2毫秒的短时间内创造出强磁场，其强度为[[ 地球磁场]] 的数万亿倍。天文学家认为这类事件就是某种类型的伽玛射线暴。[[ 哈伯太空望远镜]] 拍摄的影像显示金的产生，以及许多其它更重的金属，都是来自剧烈的中子星碰撞。对宇宙中所有[[ 金]] 含量的统计指出，估计这样的碰撞每1万至10万年会发生一次。 |
==发现== | ==发现== | ||
| − | 各个时代的天文学家都有提出恒星碰撞的理论，但这要等到新技术的发展之后，才可以得到证明。在1764年，查尔斯·梅西耶发现了现在称为M30的星团。20世纪的天文学家估计，这个星团已经存在130亿年。后来，哈伯太空望远镜能够解析出M30中的一颗颗恒星。经由这种新技术，天文学家发现了一些称为蓝掉队星的恒星，比星团内的其它恒星都明显更年轻。天文学家假设这些恒星可能是经由“碰撞”或是“合并”形成的，所以它们有比周围的其它同伴更多的燃料，可以继续进行核聚变反应。 | + | 各个时代的[[ 天文学家]] 都有提出恒星碰撞的理论，但这要等到新[[ 技术]] 的发展之后，才可以得到证明。在1764年，查尔斯·梅西耶发现了现在称为M30的星团。20世纪的天文学家估计，这个[[ 星团]] 已经存在130亿年。后来，哈伯太空望远镜能够解析出M30中的一颗颗恒星。经由这种新技术，天文学家发现了一些称为蓝掉队星的恒星，比星团内的其它恒星都明显更年轻。天文学家假设这些恒星可能是经由“碰撞”或是“合并”形成的，所以它们有比周围的其它同伴更多的燃料，可以继续进行[[ 核聚变]] 反应。 |
於 2020年4月14日 (二) 08:34 的修訂
恆星碰撞指兩顆恆星通過重力作用合併成一個較大天體的過程。天文學家們估計，銀河系內的球狀星團每一萬年可能發生一次這樣的事件。科學家直到最近才有足夠的技術觀察恆星的合併。稠密的星團可以因中介質量黑洞所引發的「失控恆星碰撞」，於短時間內發生一系列的恆星碰撞。
天文學的複雜的天體
宇宙中的任何恆星，無論核聚變反應是否仍在在進行中，都有可能發生恆星碰撞，這包括白矮星、中子星、黑洞、主序星、巨星和超巨星等等。不同型態的恆星碰撞或合併，結果會形成不同類型、質量、溫度和半徑的恆星。
恆星碰撞或合併的類型
白矮星是低質量恆星的殘骸，如果它與其他的恆星結合成聯星系統，它們可能會形成稱為Ia超新星的劇烈恆星爆炸。白矮星可能會吸引主序星或紅巨星伴星的物質，形成吸積盤。當兩顆白矮星的軌道彼此非常靠近時，其軌道能量會以重力波的形式輻射出來，導致雙方向內螺旋運動。 當它們最後結合在一起時，如果質量接近或超過錢德拉塞卡極限，那麼碳燃燒就會開始進行，使溫度劇增。由於白矮星是簡併物質，在熱壓力和恆星質量之間沒有安全的平衡。因此，失控的融合反應在合併後的恆星內部快速地傳播和加熱，造成超新星爆炸。在幾秒鐘內，白矮星所有的物質都被拋入太空內。
中子星碰撞
中子星的碰撞會發生類似Ia超新星的事件。當兩顆中子星的軌道彼此密切時，它們會隨着時間螺旋向內推移。當這兩顆中子星相遇，它們的碰撞會形成黑洞（假設它們的質量超過托爾曼﹣歐本海默﹣沃爾科夫極限）。這會在1到2毫秒的短時間內創造出強磁場，其強度為地球磁場的數萬億倍。天文學家認為這類事件就是某種類型的伽瑪射線暴。哈伯太空望遠鏡拍攝的影像顯示金的產生，以及許多其它更重的金屬，都是來自劇烈的中子星碰撞。對宇宙中所有金含量的統計指出，估計這樣的碰撞每1萬至10萬年會發生一次。
發現
各個時代的天文學家都有提出恆星碰撞的理論，但這要等到新技術的發展之後，才可以得到證明。在1764年，查爾斯·梅西耶發現了現在稱為M30的星團。20世紀的天文學家估計，這個星團已經存在130億年。後來，哈伯太空望遠鏡能夠解析出M30中的一顆顆恆星。經由這種新技術，天文學家發現了一些稱為藍掉隊星的恆星，比星團內的其它恆星都明顯更年輕。天文學家假設這些恆星可能是經由「碰撞」或是「合併」形成的，所以它們有比周圍的其它同伴更多的燃料，可以繼續進行核聚變反應。