碳氮氧循環+已知最老恆星形成於136億年前 SMSS J031300.36-670839.3

[peter]

碳氮氧循環
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http://www.chinatimes.com/realtimenews/20140210002824-260408

澳洲國立大學天文學與天文物理學院科研團隊，運用該校新南威爾斯Siding Spring天文台的SkyMapper天文望遠鏡，發現了目前已知最古老的恆星，估計大約形成於136億年前。

在此之前，美國賓夕法尼亞州立大學的天文學家曾在去年初宣布，於太陽系附近發現一顆年齡至少約132億年的恒星，是當時已知最古老的恆星。

澳洲大學研究團隊領導人Stefan Keller博士說，團隊所用天文望遠鏡配備2億6800萬畫素的攝影機。團隊依據其捕捉到的恆星的顏色，判斷含鐵元素的多寡，而含鐵越少的恆星，其形成的時間相對越遠古。

目前識別出的已知最古老恆星，含鐵比其他已知恆星少了至少60倍。這項發現已獲智利拉斯坎帕納斯天文台的Magellan 天文望遠鏡證實。相關研究報告發表於最新一期的《自然》期刊。


這顆恆星位於我們所在的銀河系，距離地球約6000光年，恆星編號為SMSS J031300.36-670839.3。

=> 會比銀河系還老嗎???

http://theconversation.com/the-oldest-star-discovery-tells-much-about-the-early-universe-22944

[peter]

http://www.funlearn.tw/viewthread.php?tid=2568

1.年齡越輕的恆星，經歷更多次的恆星演化。※恆星演化：星雲→收縮→恆星→爆炸→星雲→收縮→恆星→......
2.越晚形成的恆星，重元素含量越多，固太陽系重元素含量較多。

http://zh.wikipedia.org/zh-tw/%E9%87%91%E5%B1%AC%E9%87%8F
金屬量是天文學和物理宇宙學中的一個術語，它是指恆星之內除了氫和氦元素之外，其他的化學元素所佔的比例（這個術語不同於一般所認知的「金屬」，因為在宇宙中氫和氦的組成量佔了壓倒性的大數量，天文學家將所有更重的元素都視為金屬。

最初的恆星，被認為是第三星族星，完全不含任何金屬。這些恆星的質量是難以置信的巨大，因此在短促的生命中經由核融合創造出週期表內比鐵輕的元素，然後經由壯觀的超新星死亡並將元素散佈在宇宙中。雖然，它們存在於主流的宇宙起源模型，但直至2007年，仍未發現第三星族星。

下一代的恆星出生於第一代恆星死亡釋出的物質中，被觀測到最老的恆星，被認為是第二星族星，有非常少量的金屬； 後續世代出生的恆星，因承受先前世代製造的富含金屬雲氣的塵埃，金屬含量越來越豐富。而當這些恆星死亡時，它們會將更豐富的金屬含量，經由行星狀星雲或超新星送還給外面的雲氣，讓新誕生的恆星有更豐富的金屬。


最年輕的恆星，包括我們的太陽，含有的金屬最豐富的恆星，被認為是第一星族星。


贫金属星——记录宇宙年龄的“活化石”
http://sage.bao.ac.cn/research/metal-poor-stars

http://pansci.tw/archives/tag/%E8%B2%A7%E9%87%91%E5%B1%AC%E6%98%9F

http://bike.baidu.com/view/1511954.htm
大气中的重元素的丰度远比太阳低得多的一类恒星。天文学家以太阳的金属丰度作为基准，并以此引入对数坐标，把太阳的铁/氢比定为零。这样一来，铁/氢比为负值就是贫金属星，正值就是富金属星。

[peter]

http://space.kexue.com/2014/0210/37515.html
澳大利亚天文学家9日说，他们发现一个136亿年前诞生的恒星，这也是目前所知最古老的恒星。这颗恒星编号SMSS J031300.36-670839.3，距离地球大约6000光年，从宇宙范围而言，算是近邻。

　　它由国立澳大利亚大学“天图绘制者”望远镜实验室科学家发现。这所大学的天文学家斯特凡-凯勒在电子邮件中告诉法新社记者，他们相信，这颗恒星于宇宙诞生后数百万年形成。2007年和2013年，欧洲和美国天文学家各自宣布发现最古老恒星，年龄都为大约132亿岁。

　　凯勒说，他们由铁元素含量判定恒星年龄：含量越少，年龄越大。宇宙诞生初始，只有氢、氦和少量锂元素，其他元素都在恒星中形成。恒星反复死亡、诞生，铁元素含量逐渐增多。

　　他们分析光谱，发现新的“最古老”恒星中，“铁元素含量不及太阳中的百万分之一，最多为任何已知恒星中（铁含量）的60分之一，因而我们这颗恒星是迄今发现的最古老恒星”。

[大瘋起嘻]

铁元素含量判定恒星年龄：含量越少，年龄越大。  <--- 確定正確嘛?

[曹大貓咪]

嗯...大致如此! 以恆星的質量來看,恆星形成時的比率大約是70%的氫和28%的氦及一些其它金屬等物質.所以這些較重的物質以鐵離子因在光譜中最為常見,所以天文家以鐵元素來代表這些重元素(也就是恆星大氣的鐵元素含量).這些物質因為較為耗損穩定,因此多以鐵元素或硫元素來代表恆星或星系外圍氣體的年齡測量為主流.當然也有天文家以氫含量來比對所測量恆星年齡.

[peter]

http://zh.wikipedia.org/wiki/%E6%81%86%E6%98%9F%E6%A0%B8%E5%90%88%E6%88%90

恆星會由氫開始燒  最後元素會變鐵  是否 以此來判斷壽命 ??

WIKI  http://zh.wikipedia.org/wiki/%E6%81%86%E6%98%9F%E6%A0%B8%E5%90%88%E6%88%90
在恆星的核合成中最重要的反應：

    氫燃燒：
        質子-質子鏈反應 => 質子﹣質子鏈反應在太陽或更小的恆星上佔有主導的地位。
        碳氮氧循環  => 更重的恆星是以碳氮氧循環為產生能量的主要來源
    氦燃燒：
        3氦過程
        氦過程 => 氦核作用 （或α作用、α反應）是兩種核融合的類型之一，能將恆星的氦轉換成重元素，另一種即是3氦過程
    燃燒更重的元素：
        碳燃燒過程 => 在氦的聚變停止後，碳聚變開始 發生在質量較重的恆星（誕生時至少4 MSun以上）耗盡了核心內較輕的元素之後。它需要高溫和高密度

        氖燃燒過程 => 氖燃燒過程是大質量恆星（至少8MSun）內進行的核融合反應，因為氖燃燒需要高溫和高密度
                碳燃燒過程會將核心所有的碳幾乎都耗盡，產生氧/氖/鎂的核心。核心冷卻會造成重力的再壓縮，使密度增加和溫度上昇達到氖燃燒的燃點

        氧燃燒過程  大質量恆星內的核融合反應，使氧成為更重的元素

        矽燃燒過程 => 矽燃燒過程在天體物理的核融合反應序列中是非常短暫的過程 ，它發生在質量至少是8-11太陽質量的恆星。對恆星而言，矽燃燒是大質量恆星長期以來以核融合供應能量的最後階段
              矽–28 → 硫–32 → 氬–36 → 鈣–40 → 鈦–44 → 鉻–48 → 鐵–52 → 鎳–56

    產生比鐵重的元素: 鐵是高質量恆星核融合後的產物，鎳-56是放熱核融合反應的最後一個產物，之後會衰變成最常見的鐵同位素。

WIKI
SuperNova

[peter]

http://tamweb.tam.gov.tw/v3/tw/content.asp?mtype=c2&idx=1193

國立澳洲大學（Australian National University，ANU）天文學家Stefan Keller等人發現一顆在137億年前大霹靂後不久就誕生的恆星，是到目前為止所有已知恆星中最古老的。這項發現可讓天文學家們首度得以研究第一代恆星的化學性質。這如同指紋般的重要線索，可讓科學家們清楚地瞭解宇宙在嬰兒期的時候會是什麼模樣

從SkyMapper觀測資料庫發現這顆恆星後，Keller等人又利用位在智利的麥哲倫望遠鏡（Magellan telescope）進行確認。從偵測到的組成成分來看，這顆古老恆星應該是從宇宙自大霹靂誕生後不久所形成的初始恆星演化之後反還太空的產物中形成的。雖不是真正的第一代恆星，但所提供的訊息，仍足以讓天文學家窺探第一代恆星的狀況。

[peter]

https://pansci.asia/archives/202583

太陽的主要反應——質子–質子連鎖反應

碳氮氧循環 :大型恆星主要反應——碳氮氧循環
除了質子–質子連鎖反應之外，還有另一種管道可以將氫融合成氦，稱為碳氮氧循環。
在質量為太陽 1.3 倍以上的恆星，碳氮氧循環才會是主要的能量來源。




https://zh.wikipedia.org/zh-tw/%E6%81%86%E6%98%9F%E6%BC%94%E5%8C%96


https://zh.wikipedia.org/zh-tw/%E6%81%86%E6%98%9F%E6%A0%B8%E5%90%88%E6%88%90

[peter]

白矮星被認為是恆星演化的最終狀態之一，是初始質量大約在10M☉以下（這包括銀河系中超過97%的恆星），質量不夠多，因而不足以演化成為中子星[5]:§1。在主序帶末端的中、低質量的恆星結束氫融合階段後，將膨脹成為紅巨星，在此期間將通過3氦過程將在核心的氦融合成碳和氧。如果一顆紅巨星的質量不足以產生融合碳所需要的核心溫度（約1億K），其將成為惰性的碳和氧積聚的核心。這樣的恆星在脫落其外層，並形成行星狀星雲後，它會留下一個核心，即殘存的白矮星 。通常，這種白矮星主要由碳和氧組成，稱為碳氧白矮星（CO white dwarf）。如果初始質量介於8至10.5M☉（太陽質量)之間，核心的溫度足以融合碳，但仍不足以融合氖，這可能會形成氧氖鎂白矮星（ONeMg或ONe white dwarf ）[7]。質量非常低的恆星無法燃燒氦，因此氦白矮星[8][9]可能是在聯星系統中經由質量流失形成的。

白矮星不再進行核融合反應

https://zh.wikipedia.org/zh-tw/%E7%99%BD%E7%9F%AE%E6%98%9F