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1、真太阳时紫薇
真太阳时紫薇
太阳是太阳系中存在了约45.7亿年之久的恒星，对于人类而言，太阳的重要性不言而喻。然而，人类历史相对于地球历史乃至太阳的悠长历史来说只不过是微不足道的一小段。在人类的未来里，太阳将继续燃烧或是逐渐熄灭？要想寻求这一答案，需得先了解恒星发光发热原理和演化历程。
一、发热原理
太阳主要由氢组成，氢占太阳质量的70%以上。在太阳内部高温（1000万k以上）、高压（约为2500亿个大气压）的条件下，氢原子会发生“热核反应”，由4个氢原子核合成为1个氦原子核。在这个反应中，有一部分质量转化为能量，放出大量的热量。太阳内部的热核反应，类似于地面上的氢弹爆炸。正因为在太阳核心区不断地发生无数的“氢dàn爆炸”过程，所以源源不断地供应了太阳辐射出的光和热。
氢弹爆炸想象图 图源：百度百科
太阳分为内部的核反应区（0~0.25太阳半径）、辐射区（0.25~0.86太阳半径）hé对流层（十几万千米）以及大气层的光球、色球（约500千米）和日冕。太阳核心处温度高达1500万度，压力相当于3000亿个大气压，随时都在进行着热核反应。
太阳由于放出光而慢慢地在收缩，而在收缩过程中，中心部分的密度就会增加，压力也会升高，使得氢会燃烧得更厉害，这样一来温度就会升高，tài阳的亮度也会逐渐增强。太yáng自cóng45亿年前进入主序星阶段到如今，太阳光的亮度增强了30%，预计今后还会继续增强，使地球温度不断升高。
地球被膨胀的太阳吞噬假想图 图源：百度百科
二、恒星演化历程
一般认为，恒星演化的四个阶段分为引力收缩阶段（幼年期）、主序星阶段（成年期）、红巨星阶段（中年期）和晚期阶段（衰退期）。
恒星演化各个时期示意图 图源：百度百科
2.1恒星的诞生
2.1.1原恒星
所有的恒星都从通常被称为星云或分子云的气体和尘埃坍缩中诞生。典型的巨大分子云直径大约100光年，并且包含高达6,000,000个太阳质量（1.2×1037千克）的质量。当它崩溃时，yī个巨大分子云会分裂成越来越小的碎片。在每一gè碎片中，坍缩的气体都会释放重力势能转化成热能。随着温度和压力的升高，碎片凝聚成被称为原恒星的超热的气体旋转qiú。
星云 图源：百度百科
在巨fēn子云环绕星系旋转时，一些事件可能造成它的引力坍缩。例如：巨分子云可能互相冲撞，或者穿越旋臂的稠密部分。邻近的超新星爆fā抛出的高速物质也可能是触发因素之一。最后，星系碰撞造成的星云压缩和扰动也可能形成大量恒星。
猫眼星云，由质量与太阳相当的恒星死亡而形成的行星状星云 图源：维基百科
2.1.2褐矮星和次恒星天体
质量少于大约0.08个太阳质量（1.6×1029qiān克）的原恒星，核心永远不会达到足够高de温度，无法开始氢的核聚变，这样的天体被称为褐矮星。国际天文学联合会将褐矮星定义为在其生命的某个时刻，其质量（超过13木星质量）足以燃烧氘的天体。质量小于13个木星质量的天体归类为次褐矮星（但如果它们绕着另一颗恒星运行，它们就归类为行xīng）。这两种类型，无论是燃烧或是不燃烧氘，发出的光都很黯淡，在数亿年的时间内会逐渐冷却而慢慢消失在可见光中。
褐矮星 图源：维基百科
2.1.3主序带
在几百万年的过程中，原恒星达到平衡的状态，安顿下来成为所谓的主序星。恒星大部分的生命期都在以核聚变产生能量的状态。
质量更大的原恒星，核心温度最终将达到1,000万K，启动质子-质子链反应，先将氢融合成氘，然后再融合成氦。在质量略高于1个太阳质量（2.0×1030千克）的恒星，碳、氮、氧（碳氮氧循环）参与的氢融合反应在能量产生中占很大的比例。核聚变的开始导致相对较快达到流体静力平衡，在这种情况下，核心释放的能量维持着较高的气体压力，平衡了衡星物质的重量，阻止了进一步的重力塌陷。因此，恒星迅速演化到稳定的状态，开始了在主序带演化的主序星阶段。
赫罗图（Hertzsprung–Russell diagram）是以恒星的jué对星等或光度相对于光谱类型或有效温度绘制的散布图。更简单地说，tā将每颗恒星绘制在一张图表上，可以测量它的温度（颜色）和光度，而它与每颗恒星的位置无关。图源：维基百科
初始质量不同的恒xīng，在赫罗图上演化的轨迹也不同。轨迹从恒星演化到主序带开始，并结束在融合停止，并且是在红巨星分支。太阳的演化以黄色轨迹显示，它在离开主序jiē段之后，先沿着红巨星分支膨胀，经历次巨星、巨星，在氦闪之后进入水平分支（图中未呈现），再沿着渐近巨星分支继续膨胀成为红巨星，这将是太阳经历核聚变的最后阶段。
一颗新恒星将位于赫罗图主序带上的特定点，主序星的光谱类型取决于恒星的质量。小的、相对较冷、低质量的红矮星，将氢缓慢地融合成氦，并将在主xù带上停留数千亿年或更长的时间，而大质量、炙热的O型恒星在主序带上停留的时间只有短短的几百万年。中等质量的黄矮星，例如太阳，在主序带上停留的时间大约是100亿年。太阳被认为正处于其主序列生命期的中间。
主序星内部的结构。对流层以回转的箭头符hào表示，辐射层以红色的闪电符号表示。左边是低质量的红矮星，zhōng间是中等质量的黄矮星，右边是大质量的蓝色主序星。图源：维基百科
2.2恒星的成熟
2.2.1低质量恒星
迄今尚未直接观察到低质量恒星在核聚变停止后发生的qíng形，因为宇宙的年龄只有138亿年左右，比低质量恒星停止核聚变之前所要经历的时间还要短。
目前的天文物理学模型显示，0.1个太阳质量的红矮星在主序带上停留的时间大约是6万亿到12万亿年，而且温度和亮度都会逐渐增加，并需要数千亿年的时间才会坍缩，慢慢地变成一颗白矮星。这样的恒星因为整颗都是对流区，也不会演化出jiǎn并态的氦核予燃烧的qīng壳层，所以它不会演化成为红巨星。取而代之的是氢融合会持续进行，直到整颗恒星几乎都是氦。
2.2.2中等质量恒星
质量大约在0.8–10个太阳质量的恒星会成为红巨星，它们是非主序带的恒星，光谱类型是K或M。由于它们的红色和高亮度，红巨星位于赫罗图的右侧边缘。例子包括金牛座的毕宿五和牧夫座的大角星。
0.8~8个太阳质量的diǎn型恒星演化 图源：维基百科
中等质量恒星演化成的红巨星会经历两个不同阶段的后主序星演变：惰性氦的核和氢燃烧壳的hóng巨星分支星，和在氢燃烧壳内有氦燃烧壳和惰性碳组成核心的渐近巨星分支星。在这两个阶段之间，恒星会花一段时间在氦燃烧核心的水平分支上。许多这些氦燃烧的恒星聚集在水平分支的低温端，成为红群聚的巨星。
2.2.3大质量恒星
大zhì量恒星在氢壳燃烧开始时，核心的质量就已经够大，在电子简并压力能够取得优势之前，就已经足以点燃氦融合。因此，当这些恒星膨胀和冷却时，它们不会像质量较低的恒星那样明亮。
在核心塌陷之前，大质量恒星的核心结构是有如洋葱般的层层排列（未依照比例）图源：维基百科
质量非常大的恒星（大约超过40个太阳质量），它们非常明亮，也有着强烈的恒星风，并由于辐射压力而迅速地失去质量，并倾向于在成为红超巨星之前就剥离自己的外层，因此从在主序星阶段开始，表面始终维持着极高的温度（蓝白色的颜色）。
当核心从壳层底部的氢róng合获得物质时，会变得更热、更致密。在所有的大质量恒星中，电子简并压力不足已自行阻止塌陷，然而当每种元素在核心消耗掉后，新生成的更重元素会被点燃，暂时阻挡塌陷。如果核心的质liàng不是太大（考虑到之前已经发生大规模的质量损失，大约小于1.4个太阳质量），那么它可能会如同之前所描述的低质量恒星，形成一颗白矮星（可能被行星状星云包围）。不同的是白矮星主要由氧、氖、和镁等更重的元素组成。
2.2.4超新星
一旦恒星核合chéng过程产生铁-56，接续的过程就会消耗能量（向原子核添加碎片消耗的能量比释放出的能量还要多）。如果核心的质量超过钱德拉塞卡极限，电子简并压力将无法支撑其质量反抗重力的影响，核心就将经历突rán的、灾难性的塌陷，形成中子星或黑洞（在核心的质量超过托尔曼-奥本海默-沃尔科夫极限的情况下）。通过一个尚未完全理解的过程，核心塌陷释放的一些yǐn力势能转换成Ib型、Ic型、或II型超新星。
蟹状xīng云是一颗恒星爆炸粉碎成为超新星之后的残骸，它的光在公元1054年抵达地球 图源：维基百科
2.3恒星残骸
2.3.1白矮星和黑矮星
1个太阳质量的恒星，演化成白矮星之后的质量大约是0.6个太阳质量，体积则压缩至近似地球的大小。因为它向内的重力与电zi产生的简并压力达到平衡，因此白矮星是很稳定的天体；这是泡利不相容原理导致的结果。电子简并压力提供了一个相当宽松的极限范围来抵抗重力进一步的压suō，因此针对给定的化学组成，白矮星的质量越大，体积反而越小。在没有燃料可以继续燃烧的情况下，恒星残余的热量仍可以继续向外辐射数十亿年。
白矮星 图源：维基百科
白矮星在刚形成时有着非常高的温度，表面的温度可以超过100,000K，它的内部则更为炙热。它实在是太热了，因此在它存在的最初1,000万年大部分的能量是以微中子的形式失去，但绝大部分的能量是在之后的十亿年中流失质量不少于太阳一半的恒星也可以经由将核心的氢融合成氦来产生能量，质量更重的恒星可以依序以同心圆产生质量更重的元sù。像太阳这样的恒星用尽了核心的燃料之后，其核心会塌缩成为致密的白矮星，并且外层会被驱离chéng为行星状星云。质量大约是太阳的10倍或更重的恒星，在它缺乏活力的铁核塌缩成为密度非常高的中子星或黑洞时会爆炸成为超新星。虽然宇宙的年龄还不足以让质量最低的红矮xīng演化到它们生命的尾端，恒星模型认为它们在耗尽核心的氢燃料前会逐渐变亮和变热，然后成为低质量的白矮星。
在最后，所有的白矮星残骸都将变成冰冷且黑暗，通常被称为黑矮星的天体。然而，宇宙现在还bù够老，还不足以产生黑ǎi星这种天体。
2.3.2中子星
当恒星的核心崩溃时，压力造成电子捕获，因而使得大多数质子都转变成为中子。原本使原子核保持分离的电磁力都消失了（按比例，如果原子核的大小像极小的灰尘，yuán子将有如一个足球的竞赛场那么大），那么大多数恒星的核心就成为只有中子的致密球体，覆盖着薄薄的一层简并态物质。中子也遵循泡利不相容原理，以类似于电子简并压力但是更为强大的力，来抗拒进一步的压缩。
中子星 图源：维基百科
这种恒星被称为中子星，有着极高的密度，所以它们非常小，大小不会超过一个大城市，直径只有10公里的数量级。它们的自转周期由于恒xīng剧烈收缩而变得很短（因为角动量守恒）；观察到的中子星自转周期范围从1.5毫秒（每秒钟chāo过600转）到几秒。随着这些恒星快速自转，每当恒星的磁极朝向地球时，我们就会接收到一次脉冲的辐射。像这样的中子星被称为波霎，第一颗被发现的中子星就是这种型态的。检测来自波霎的电磁波辐射，通常大部分是无线电波，但也曾观测到波长在可见光、X射线、和γ射xiàn波段的bō霎。
2.3.3黑洞
如果恒星的残骸有足够大的质量，中子简并压力将不足以阻挡恒星塌缩至史瓦西半径之下时，这个恒星的残骸就会成为黑洞。现在还不知道需要要多大的质量才会发生这种情况，而目前的估计是在2至3个太阳质量之间。
首张黑洞照片 图源：维基百科
黑洞是广义相对论所预测的天体。依据古典的广义相对论说法，没有物质或讯息能够从黑洞的内部传递给在外部的观测者，虽然量子效应允许这种严谨的规律产生误差。目前天文学上的观测和理论也都支持宇宙中存在着黑洞。
恒星演化历程 图源：维基百科
三、结论
根据恒星演化历程，我们可以推测出太阳的命运。
太阳没有足够的质量爆发成为超新星，随着太阳烧掉它的氢供给，它会变得更热且更快地烧掉余下的燃料。其结果就是，太阳每11亿年就会更亮10%。在10亿年的时间，随着太阳的辐射输出增强，它的适居带就会外移，地球的表面会热到液态的水无法zài地球表面继续存在。此时地面上所有的生命都将绝迹。从海平面而来的水蒸气，一种强温室气体，可以加速温度升高，可以潜在地更早地结束地球shàng的所有生命。这时候可能火星的表面温度逐渐升高，冻结在表面土壤下的水hé二氧化碳会被释放到大气里，产生温室效应暖化这颗行星直到它达到今天地球一样的条件，提供一个未来的生命的居住场所。35亿年后，地球的表面环jìng就会变得跟今天的金星类似。
地球与金星对比 图源：维基百科
约54亿年之后，太阳核心的所有的氢都会聚变成氦。核心将不再支撑得住引力塌陷，将会开始收缩，加热核周围的一个外壳直到里面的氦开始聚变。这将使其外层急剧扩张，这颗恒星将进入它生命中的红巨星阶段。在76亿年内，太阳会膨胀到半径为1.2AU——256倍于它现在的大小。在其红巨星分支的顶峰，因为巨量增大的表面积，太阳的表面会比现在冷却很多（大约2600K），它的光度会增高很多，会达到现在太阳光度的2700倍。在太阳成为红巨星的阶段，它会产生很强的星风，这将带走它自身33%的质量。
作为主序星的太阳和将来成为红巨星的太阳 图源：维基百科
当太阳膨胀后，水星和金星差不多一定会被吞噬掉。地球的命运还不是很清楚。尽管太阳会吞噬地球现在的轨道，这颗恒星的质量损失（更弱的引力）会导致行星的轨道向外移动。如果仅仅如此，地球可能会逃离火海，但2008年的研究认为地球还是会因为与太阳附着不紧密的外层潮汐作用而被吞噬掉。在这个时候，柯伊伯带的冥王星和凯伦，有可能达到可维持生命的表miàn温度。
渐渐地，太阳核心周围壳里燃烧的氦将增大核的质量直到达到现今太阳质量的45%。此时密度和温度如此高以至于氦开始聚变成碳，dǎo致氦闪；太阳的半径将从约250倍缩至11倍于现在的半径。因此，它的光度会从3000倍跌至54倍于jīn天的水平，而其表面温度则会升至约4770K。太阳将成为一颗水平分支星，平稳地燃烧它内核的氦，大概就像它今天烧氢一样。氦聚变阶段将只持续1亿年。最终，它还是得依赖于它外层的氢和氦贮备，并且第二次膨胀，变成渐近巨星分支星。太阳的光度会再次升高，达到今天光度的2090倍，并且tā会冷却到大约3500K。这一阶段将持续3千万年，之后，再过10万年的过程中，太阳的残留外层将失去，抛射出巨大的物质洪流形成一个光晕（行星状星云）。抛射出来的物质将包含太阳的核反应生chéng的氦和碳，继续为未来世代的恒星而富华星际物质以重元素。
环状星云，一个近似太阳将成为的行星状星云tú源：维基百科
之后，太阳所剩的就是一颗白矮星，一个非常致密的天体，有它最初质量的54%，但只有地球大小。最初，这颗白矮星的光度大约有现在太阳光度的100倍。它将完全由简并态的碳和氧组成, 但将永远也不会达到可以聚变这些元素的温度。因此白矮星太阳将逐渐冷却，越来越黯淡。
白矮星 图源：维基百科
随着太阳的死亡，它作用于如行星、彗星hé小行星这些天体的引力会随着它的质量丢失而减弱。如果地球和火星在这时候还生存，它de轨道会大约位于1.85和2.8AU。它们和其它剩余的行星将成为昏暗、寒冷的外壳，完全没有任何形式的生命。它们将继续围绕太阳公转，其速度因为距离太阳的距离增大和太阳引力的降低而减慢。二十亿年后，当太阳冷却到6000到8000K的范围，太阳核心的碳和氧将冷却，它所剩的90%的质量将形成结晶结构。最终，再过数十亿年，太阳将完全停止闪耀，成为黑矮星。
恒星演化历程 图源：维基百科
美编：黄紫薇
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来源： 中科院高能所
紫薇排盘用北京时间还是真太阳时,那个校准?
1.紫wēi斗数 用北京时间还是真太阳时排盘 ？答：我们一般使用的时间都是北京时间，北京时间，顾名思义，会被认为是北京dāng地的时间，其实也不然，是指东经120°附近的时间，这个时间被国家tuī广到全国使用，这样一来，我们就没有了当地的时间，由于我国地域广阔，东西部时差大，都用北京时间是不精确的，尤其在命理算八字方面，必须采用太阳时间，即真太阳时，以太阳高度角定时辰，这就是真太阳时的由来，综上所述，真太阳时，是指以太阳高度角所决定的当地的真实时间，与普通情况下所使用的北京时间不同。其实你把当地时间换算成北京时间就不用考虑真太阳时间。2.财帛宫紫微入庙化科与火星入庙同宫 好吗？紫微星临财帛宫，主富厚。 逢火星，能横发，但时间不长
以上就是关于真太阳时 紫薇,真太阳时紫薇的知识，后面我们会继续为大家整理关于真太阳时紫薇的知识，希望能够帮助到大家！
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