为何恒星的质量越大 而寿命却越短？

伤我心太深

像我们太阳这样一颗恒星，其寿命大约为100亿年。而质量为太阳10倍得恒星，在数千万年的时间内就可以燃烧殆尽！这主要是由于质量越大的恒星，核聚变反应越剧烈，从而寿命越短。在宇宙演化的早期，大质量的恒星比比皆是，但很快就燃烧殆尽，其灰烬形成了下一代恒星和行星，以及生命。
我们赖以生存的地球也快被人类毁灭掉了,我们在的这个宇宙不是无限大,无限大的是黑宙,所以我们这个宇宙中只有我们的地球能适应我们人类生存,所谓黑宙是无限大,我们的宇宙是在黑宙中爆炸形成的,好比黑夜里放烟花.这就是我向人们所说的黑宙论.
核聚变是指由质量小的原子，主要是指氘或氚，在一定条件下（如超高温和高压），发生原子核互相聚合作用，生成新的质量更重的原子核，并伴随着巨大的能量释放的一种核反应形式。原子核中蕴藏巨大的能量，原子核的变化（从一种原子核变化为另外一种原子核）往往伴随着能量的释放。如果是由重的原子核变化为轻的原子核，叫核裂变，如原子弹爆炸；如果是由轻的原子核变化为重的原子核，叫核聚变，如太阳发光发热的能量来源。

恒星核聚变研究的历程：

在1920年，亚瑟·爱丁顿，以弗朗西斯·阿斯顿对原子的精确测量为基础，首度建议恒星的能量来自于将氢融合成氦的核融合反应。

在1928年，乔治·伽莫夫推导出现在称为伽莫夫因子－两个核子接近到足够的距离时强作用力可以克服库伦障壁机率的量子力学模式。伽莫夫因子被罗伯特·阿特金森（Robert d'Escourt Atkinson）和弗里茨·豪特曼斯（Fritz Houtermans）使用了十年之后，伽莫夫和爱德华·泰勒推导出核反应进行的过程和速率，并相信恒星内部存在着极高的温度。

在1939年，在一篇名为《恒星能量的产生》的论文中，汉斯·贝特分析了氢融合成氦的可能过程，他选择了两种认为可能发生在恒星内产生能源的过程。第一种是质子-质子链反应，是质量像太阳这样的恒星产生能源的主要过程；第二种是碳氮氧循环，被认为是卡尔·弗里德里希·冯·魏茨泽克（Carl Friedrich von Weizsäcker）在1938年曾提出的，是质量更大恒星的主要能源；这些反应产生的能量能持续维持恒星内部的高热。它们没有谈到如何创造更重的元素，但是霍伊尔在1946年提出了相关的理论，他的论点认为相当热的恒星最终可以创造出铁元素。霍伊尔继续在1954年以巨著导出进阶的融合步骤，指出恒星如何合成从碳至铁的元素。

很快的，很多重要的细节被加入霍伊尔的理论中。1957年，从一篇庆祝性的论文开始，霍伊尔和伯比奇夫妇、福勒四人提出了元素合成理论（即著名的B2FH理论）。稍候的这些工作收集和精炼了早期研究的成果，并列举出重元素被观测到的丰度分布情景。艾利丝泰尔·卡麦伦（Alastair G. W. Cameron）和唐纳德·卡莱顿（Donald D. Clayton）。卡麦伦（追随霍依尔之后）在核合成方法提出了独立且重大的改进。卡莱顿将计算机引进与时间无关的核系统计算中，它首先计算的与时间无关的S-过程、R-过程、硅燃烧产生铁集团的过程，和发现可以测量年龄的放射性元素计年法。整个领域的研究在1970年代迅速的扩展开来。

太阳、低质量恒星、褐矮星、木星与地球的大小比较

太阳巨大而明亮，他的直径是地球的110倍， 体积是地球的130万倍。太阳是最大的恒星吗？显然不是。晚上可见的最亮的恒星是天狼星，他的直径比太阳大两倍。牧夫星座的大角阿拉法星的直径是太阳的24倍；金牛星座的毕宿五阿拉法星更大， 他的直径是太阳的46倍，猎户星座的参宿七贝塔星的直径也有太阳的77倍多。天蝎星座的心宿二阿拉法星可谓是巨星，他的直径是太阳的650多倍；猎户星座参宿四阿拉法星比心宿二阿拉法星还要大1.5倍。仙王星座VV星， 直径比太阳打大1600倍。太阳在宇宙中是如此渺小！

恒星的体积有多大呢？对于太阳，我们可以轻而易举地测量出它的圆面对地球张角的大小，再考虑到地－日间的距离，用三角学方法就可以计算出太阳的直径了。太阳的直径是地球直径的109 倍。另外有少数距离相对近些的大体积恒星，

天文学家已经测出它们的圆面对地球张角、即它们的“角径”。现在测得的除太阳外最大恒星的角径值是0.05角秒，这相当于观察放在82千米之外的一枚2 分钱硬币时所测得的硬币的张角。如果再知道恒星距离，就可以用近似公式

α=D/d

来求得恒星直径D 的值。式中α是以弧度为单位的恒星角径，d 是恒星的距离。例如测得的红巨星金牛座α（毕宿五）的角径是21毫弧秒（相当于1.02×10-7弧度），已知它的距离是67.8光年，则可通过计算得到它的直径是6.54×107 千米，这相当于50倍太阳直径。

看来，一个关键的工作是测量恒星的角径。测量恒星角径的方法有光干涉法和月掩星法等。其中月掩星法巧妙地利用了月球在天空中的运动。与恒星相比，月亮距离地球是太近了。所以月亮在夜空中的东升西落在地球上看来是很快的。

于是，经常会有这样的情形，月亮在移动中逐渐挡住了它背后的看来“不动”的某一颗恒星。这种天象叫做“月掩星”。如果根据预报事先知道哪些恒星将被掩食，在月掩星发生时，用仪器不断监视、记录将要被掩食的那颗恒星的光，就能记录下月掩星时恒星由亮变暗的全过程。仔细分析月掩星过程中恒星由“开始

变暗”到“全部变暗”所用的时间，再考虑到月球在天空中移动的速度，就可能计算得出恒星角径的大小。

但是，对于更多更遥远的其它恒星来说，即使在现代大型光学望远镜里，它们也是一个个点光源，根本无法观测到它们的圆面和测量出它们角径的大小。那么，对这些遥远恒星怎样才能了解它们体积的大小呢？一种常用的方法是光度－温度法。看来，虽然不能直接观测大多数遥远恒星的大小，天文学家还可以用其它的观测资料间接计算得知它们的大小。

现在已经知道，在恒星世界里，不同的恒星大小的相差非常大。如比天蝎α－A 更大的仙王座VV的红超巨星，其半径为太阳半径的1 ，600 倍；而也属于恒星的白矮星和中子星，却比太阳小得多，其半径只有太阳半径的几十分之一到几万分之一。天文学家们还注意到，在已知的恒星各种物理性质中，不同种类的恒星之间

在光度、体积、密度等方面相差极大，甚至可以差到几亿倍；但不同的恒星唯独在质量方面相差很小，最多只相差几百倍。这是恒星性质的一个非常引人注目的特点。