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现代天文学与诺贝尔物理学奖

钱德拉塞卡美籍印度天文学家恒星演化及白矮星质量上限获1983年诺贝尔奖

钱德拉塞卡1983年在他73岁的时候因对恒星结构及其演化理论作出的重大贡献而获得诺贝尔物理学奖，这是他在30年代年青时完成的研究成果。他的理论经受了半个世纪物理学和天体物理学的理论、实验及天文观测的考验，成为20世纪天文学伟大成就。

从天狼星的自行谈起天狼星是全天空中最亮的恒星。早在1718年哈雷通过测量天狼星位置发现它有自行，1836年德国贝塞尔发现天狼星的自行呈波浪式的变化，并由此推断天狼星有一颗看不见的伴星，其轨道周期约为50年。

发现天狼星B1862年观测发现在天狼星附近有一个很小的光点，最后确认它就是天狼星的伴星，称为天狼星B，而天狼星则改称天狼星A。天狼星B是一颗暗星，其亮度比天狼星A差10个星等，光度相差1万倍。表面温度比太阳的还要高，达到8000K。

天狼星B为什么这样暗？天狼星B很暗，但温度并不低，质量也不小。什么原因使它如此之暗？光度是和恒星的表面积成正比的，天狼星B如此之暗的原因只能归之为它的表面积特别小，归算出的直径只比地球的大一点。因此密度大得不可思议！真有这样的恒星吗？

天狼星B是什么？1924年爱丁顿最 提出白矮星的看法。他认为天狼星B内部的温度非常高，原子都被电离成电子和原子核，这些粒子的体积比原子小得多。因此恒星的直径变得比行星天王星要小，密度却非常高。表面积太小，往外辐射的总能量也少。他称这样的恒星为“白矮星”。这个看法未能得到当时的天文学家的认可。

恒星的一生

赫罗图恒星的光度和光谱型（温度）的关系1，光度高而温度低的巨星和超巨星在右上角；2，光度低而温度高的白矮星在左下角3，90％的恒星在左下自左上到右下的斜线左右，称左下主序星。

恒星的诞生弥漫的星际云在引力作用下不断收缩，导致中心的密度加大，体积缩小。在收缩过程中，大量物质向中心下落，引力势能转换为动能，导致温度升高，开始辐射红外线。高温产生向外的辐射压力逐步增强与引力相对抗的能力。不再收缩，原恒星就形成了。

原恒星：发生热核反应之前主序星：开始热核反应后如果一个星体的质量小于0.08个太阳质量，其核心的温度不可能达到1000万K，也就永远引发不了热核反应。就像太阳系中的木星一样。如果星体的质量超过100个太阳质量，不稳定，要分解。

主序星当中心温度达到1000万度时，氢核聚变为氦核的反应就持续不断的发生，产生巨大的辐射能使恒星内部的压力增强到足以和引力相抗衡，不再收缩，形成稳定的恒星。以氢核聚变提供能量的恒星均在主序星阶段，因为恒星中氢占大多数，可以维持很长时间。太阳就是一颗主序星。

恒星演化恒星的一生始终处在向内收缩和向外膨胀的矛盾之中。主序星阶段恒星是靠其内部氢核聚变反应提供能源而维持平衡的。由于恒星内部含有大量的氢，氢核聚变反应可进行相当长的时间间，所以恒星在主序星阶段停留时间很长。质量不同的恒星在主序星阶段的时间很不相同。质量愈大的恒星氢消耗得愈快，在主序星阶段停留的时间就愈短。

红巨星的由来（1）恒星中有大量的氢，但只有中心部分的温度能使之发生核聚变。中心部分的氢燃烧完后，都变为氦元素。由于温度不够，热核反应暂时停止。恒星将会因抗衡不住引力而收缩。收缩的结果导致中心部分温度大增，使氦能发生聚变反应，产生大量的辐射，加热中心区的外围大气，使恒星外层向外膨胀。

红巨星的由来（2）恒星中心部分以外的区域由于温度的增高又开始氢核聚变反应，并且核反应迅速向外层转移，推动外层膨胀，使得恒星体积很快增大上千倍以上。由于温度下降，颜色变红。这样，这颗恒星就变成又大又红的红巨星。

约100亿年后太阳将变为红巨星图为其体积与现在的太阳比较

恒星演化之二白矮星

勤奋好学的钱德拉塞卡1910年10月19日出生于巴基斯坦的拉合尔，1916年，全家迁居马德拉斯。后来进入马德拉斯大学学习物理和数学。1930年他20岁时以全班第一的成绩大学毕业。在他上大学时正值物理学从经典到近代物理学转变的时期。新的理论，新的学说和新的概念一个接一个的出现。

1915年爱因斯坦发表了广义相对论1911年，卢瑟福提出了原子模型1925年春，泡利（25岁）提出新的物理学原理——不相容原理，他为此在1945年荣获诺贝尔物理奖20年代中期，量子统计学诞生了年青的大学生钱德拉塞卡自学这些近代物理。从17岁开始就试图用物理学的知识来解决天文学上的难题。当他18岁时候就有一篇题为“康普顿散射和新统计学”论文发表在1928年的《皇家学会论文集》上。

钱德拉塞卡1930年7月31日大学毕业后，被剑桥大学录取为研究生。1934年，他完成了两篇白矮星的学术论文。他得出一个始料未及的重要结果：白矮星的质量越大，其半径越小； 白矮星的质量不会大于太阳质量的1.44倍；这一成