【物理A2難點】Stellar evolution & HR diagram
物理A2最讓人懵逼的東西之一就是宇宙學?cosmology?了，各種red giant, white dwarf.?已經不止聽過一個人哀嚎——cosmology?都什么鬼？？
今天，我就帶著大家來理一理星球的演變過程
恒星的一生，是使它坍縮的gravity（引力）和使它膨脹的outward pressure（壓強）之間的持續的斗爭。
Stars form in huge clouds of dust and gas called nebulae.
最初的最初呢，他們是一團叫作?nebula（星云）的塵和氣體。
The gravitational force pulls more and more matter into a clump calleda protostar.
Gravitationalforce（引力）將這些塵和氣體牢牢抓在一起，聚集的物質越來越多，它們成為一個叫作?protostar（原恒星）的大塊。
The gravitationalpotential energy lost is converted into kinetic energy which causes a rise incore temperature.
在物質聚集在一起的過程中，G.P.E?（重力勢能）減少了，伴隨著的是?K.E（動能）的增加，K.E?的增加帶來了核心溫度的提高。
Eventually thekinetic energy and the density is high enough to overcome electrostaticrepulsion and begin the fusion of hydrogen.
等到能量和密度足以原子核之間的?electrostatic repulsion（靜電排斥）時，氫原子的核聚變（fusion）就開始了。
The thermalactivity (radiation pressure) stops further gravitational collapse——?A main sequence star is born.
聚變產生的熱/輻射使得物質不能進一步受引力作用塌縮，這時恒星達到了一個相對穩定平衡的狀態——main sequencestar?(主系星)，而恒星會在這個狀態待很久很久。我們的太陽也在目前這個最穩定的狀態。此刻恒星叫作?Sun-like star。如果恒星擁有很大的質量，它在這個階段比起?Sun-like star?會有更高的溫度，這樣的有著巨大質量的恒星在此時有另外的名字——blue supergiant.
The radiationpressure, due to nuclear fusion, balances the gravitational forces. As thehydrogen fuel runs out, the radiation pressure drops.
原本在主系星中，熱輻射與引力互相平衡。但是當氫核聚變的原料——氫，用完了之后，不再進行氫核聚變，熱輻射就下降了。
The starcontracts. GPE is converted into KE and the star heats up.
恒星收縮，重力勢能轉換為動能，而動能的增加導致了恒星的溫度再一次上升。
If the mass ofinitial star is less than 0.4M0, you end up with a relatively small hot whitedwarf that slowly cools.
如果恒星的初始質量小于0.4個太陽的質量，它會變成一個相對較小的緩慢冷卻的?whitedwarf（白矮星）。隨著時間，熱輻射減少，重力的作用導致它收縮，而收縮又會產生熱。白矮星中的燃料消耗殆盡，但它仍然發出熱輻射。
如果恒星的初始質量大于0.4個太陽的質量，它仍然要繼續它的人生。
Nuclear fusion ofthe helium core begins with hydrogen around the core.
此時恒星核內大部分是氫核聚變的產物——氦。坍縮帶來的溫度上升和密度減小使得恒星可以進行進一步的聚變——氦核聚變。
There is a massiveexpansion of the star, with the photosphere further from the core leaving alarger cooler red giant fusing heavier elements.
恒星會有一個巨大的膨脹，外層的物質離核心越來越遠，留下一個體積更大溫度更低的?red giant（紅巨星）繼續聚變更重的元素。
膨脹中恒星會把很多物質拋向周圍，此時它是一個?planetary nebula.
恒星的核聚變中能得到的最重的元素是鐵，因為鐵原子有最大的?binding energy per nucleon.?如果要獲得更重的元素，需要其他的過程提供更多更多的能量。
如果最初的恒星的質量在0.4-0.8個太陽的質量之間
The star againruns out of fuel and collapses in on the core, however this time the mass is sogreat that the core implodes, a shockwave rips through the star and it explode.
燃料用盡后恒星會坍縮，而這一次因為質量很大于是重力也很大，突然的收縮造成密度的急劇上升，它的核心會?implode.?出現sudden burst of energybouncing the collapse back out也就是產生?shockwave,?造成explode.此刻的恒星叫作?type 2 supernova.
Type 2 supernova?有兩種走向
當恒星的質量在8-20個太陽的質量之間，core remnant mass（核心剩余質量）在1.4-2.5個太陽的質量之間時，它最后會變成?neutron star（中子星），保留了?the central core of stellar material。
當恒星的質量大于20個太陽的質量，core remnant mass大于2.5個太陽的質量時，它會變成?black hole（黑洞）。黑洞有極高的密度，引力極其大，就連光也無法逃脫它。
本文中的數值與?edx?書中稍有出入，比如說書中的中子星與黑洞是以核心剩余質量為太陽的3倍為界限的，本文的數值會精準一些。Edx?在2010年之前的某次考試中考察過這個數字，但是標準答案采用的并非書上的數值，而是本文中提到的數值，讓一群小伙伴一臉懵逼。之后從2010到2016年均未考察過數值，書中講得也不是特別詳細，如若真考到應該本文中與書中的數值均可。
數值的考察可能不是重點，但是還請各位小伙伴對恒星的演變有一個清晰的概念，一個原生星通過什么樣的過程會發展成什么，一定要弄清楚。
將恒星的演變與HR-diagram?也是重點之一。
HR-diagram?的橫軸是?temperature,?縱軸是相對太陽的luminosity.
需要注意的是HR-diagram?使用的是?log scale，可以看到橫軸和縱軸的坐標的數值是成等比數列(geometric sequence)的。至于為什么要使用?log scale，是因為數值都很大，使用起來會方便些。
更需要注意的是：橫軸的數值由左到右是降低的。
因為縱軸是相對太陽的數值，如果問太陽在這個圖的哪個位置，必定是先確定縱軸的1?在哪里，然后在main sequence?上找到對應的位置。
真題中也有出現對恒星演變在HR圖上演示，大致的方向我在圖中也標明了。
可以看到white dwarf?是相對高溫和昏暗，而red giant?是相對低溫和明亮。
根據?Stefan-Boltzmann law,?可以推出white dwarf?擁有較小的體積，而red giant?擁有較大的體積。
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