第一财经主持人左安龙的个人资料

搜视网。第一财经今日股市直播是在财经频道进行直播的直播节目，直播回放授权在搜视网，可在收视网搜索进行观看，全部回放均免费观看。

Drawning 歌手：Backstreets boys 专辑：Chapter One Backstreets boys - DrawningA.J.:Oh yeahBrian:Don"t pretend you"re sorryI know you"re notYou know you"ve got the powerTo make me weak insideGirl, you leave me breathlessBut it"s OK"Cause you are my survivalNow hear me sayHowie:I can"t imagine life without your loveAnd even forever don"t seem like long enough"Cause every time I breathe I take you inAnd my heart beats againBaby, I can"t help itKeep me drowning in your loveEvery time I try to rise aboveI"m swept away by loveBaby, I can"t help itKeep me drowning in your loveA.J.:Maybe I"m a drifterMaybe not"Cause I have known the safetyOf floating freely in your armsI don"t need another lifelineIt"s not for me"Cause only you can save meOh, can"t you seeNick:I can"t imagine life without your loveAnd even forever don"t seem like long enough(Brian: Don"t seem like long enough, yeah)"Cause every time I breathe I take you inAnd my heart beats againBaby, I can"t help itKeep me drowning in your loveEvery time I try to rise aboveI"m swept away by loveBaby, I can"t help itKeep me drowning in your loveKevin:Go on and pull me underCover me with dreams, yeahLove me mouth to mouth nowYou know I can"t resist"Cause you"re the air that I breatheEvery time I breathe I take you inBrian: Every time I breathe, yeahAnd my heart beats againBaby, I can"t help itA.J.: Baby, I can"t help itKeep me drowning in your loveEvery time I try to rise aboveI"m swept away by loveBaby, I can"t help itKeep me drowning in yourA.J.: LoveBaby, I can"t help itNick: Keep me drowning in your loveA.J.: Oh, I need you, keep me drowning in your loveBaby, I can"t help itNick: Can"t help it, no, no"Cause every time I breathe I take you inAnd my heart beats againBaby, I can"t help itBrian: Baby, I can"t help itKeep me drowning in your loveEvery time I try to rise aboveI"m swept away by loveBaby, I A.J.: Can"t help itKeep me drowning in yourYour love.

第一财经频道HD。乐视电视上海财经在第一财经频道HD，第一财经官方网站，全网独家直播谈股论金、今日股市、公司与行业、解码财商、头脑风暴等第一财经电视节目。

是东方财经频道？是第一财经频道吧，晚上六点准时开始，左安龙担任主持，我也看了不少的股市节目，左老师的节目是最好的了，从来不推荐股票。

姓名：江予菲 身高：167cm 外语：英语 职业：财经主播、主持人 ================================ 答题不容易,如认可我的回答，还望楼主及时采纳~~~.. -----点击【采纳为满意回答】按钮即可。 -----手机提问的朋友在客户端右上角评价点【采纳回答】

有两个途径能看到的： 第一、这个节目是在“第一财经”这个频道播出吗，如果是的话，在官方网站上有在线直播（不需要注册），第二、到QQ官方网站下载QQ直播软件，安装后进入首页到财经资讯（4）下的第一财经今日股市。

应该是家里有急事，请假了。所以找别人代班，估计一周之内会回到节目中来，继续和大家见面的。

早班车和夜行线主要是新闻，今日股市是当天行情及证券分析师的点评，公司行业是特定的研究报告，谈股论金不是一档股票评论节目，市场零距离是交易实时行情播报，头脑风暴是一个谈话节目，中国经营者是报纸。

否。第一财经创办于2003年，总部位于上海，在北京、广州、深圳设有分公司，并在全球主要经济、金融中心城市设有派驻机构或人员。截至到2022年10月11日，上海市第一财经股市直播于晚上8点正式开始，并没有取消。第一财经旗下机构和产品包括：第一财经APP（移动客户端）、第一财经网、第一财经电视等等。

@海无涯的世界:李婷生病了 回复@海无涯的世界:终于有人答对了好想大家 下周康复就回去了 谢谢大家的关心

爱股轩...............

一般会参加在每周一的《市场零距离》节目。

李婷，2009年毕业于上海戏剧学院播音与主持专业，2013年正式加入第一财经担任《今日股市》节目主持人。

今年66岁的全国金话筒奖得主、沪上财经节目名主持左安龙今年3月31日光荣退休，离开他主持了11年的SMG上海文广第一财经的名牌栏目《今日股市》。 由于左安龙主持的财经节目在全国具有广泛的影响力，目前，湖北卫视、内蒙古卫视、新疆卫视（上海证券报所办财经节目）以及深交所在全国付费电视频道所办的《交易日》等财经节目都纷纷邀请他加盟主持。近日，左安龙对记者说，他将发挥自己的余热，愉快地接受这些电视节目的邀请，他首先将在湖北卫视的《天生我才》中露面。左安龙是今年2月8日离开上海荧屏的，左安龙离开上海荧屏后，很多观众牵挂他。左安龙告诉记者，在他离开荧屏的近2个月中，他动了白内障手术，并休养了一段时间。后来在春节期间他又赴德国看望女儿。今年3月31日，他和SMG第一财经续签的合同期满，因此退休。记者从第一财经获悉，左安龙今年已经66岁，根据规定，年满65岁的主持人不再续聘，而左安龙已经超龄，他也是目前上海主持人中最年长的一位。由于他主持的《今日股市》具有品牌效应并拥有众多观众，收视率一直位居财经频道首位，所以他已经延迟退休多年。左安龙说，虽然他加盟了兄弟卫视，但他并没有离开上海，更没有离开上海观众。这些节目都是在上海录制并通过卫星传递给兄弟卫视的，因此上海观众也能看到。同时，他还对SMG对他多年的栽培和帮助表示感谢。

有，第一财经 频道的 <今日股市> 节目,那是全国收视率最高的股评栏目 节目请到的嘉宾都是业内知名人士 主持人左安龙 被称为老左 说话幽默风趣 敢讲实话 只要你看上一次他的节目 就会喜欢上的 更关键的是 节目对你的股票投资绝对的帮助 节日播出时间为周一至周五的18点到18点46分

李婷，2009年毕业于上海戏剧学院播音与主持专业，在校期间学习成绩优异，多次获得校年度综合奖学金以及专业类奖学金。2013年正式加入第一财经担任《今日股市》节目主持人。推测1986年出生，现年29或30岁

李婷，2009年毕业于上海戏剧学院播音与主持专业，在校期间学习成绩优异，多次获得校年度综合奖学金以及专业类奖学金。2013年正式加入第一财经担任《今日股市》节目主持人。推测1986年出生，现年29或30岁

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（亚）洲（非）洲（南美）洲（北美）洲（大洋）洲（南极）洲

已经签发的转账支票遗失或被盗等，由于这种支票可以直接待票购买商品，银行不受理挂失，所以，失票人不能向银行申请挂失止付。但可以请求收款人及其开户银行协助防范。如果丧失的支票超过有效期或者挂失之前已经由付款银行支付票款的，由此所造成的一切损失，均应由失票人自行负责。超过十天付款期后，这笔款没有从出票人的帐户上划走,你可以打自己单位的对帐单到出票单位，让他们查一下帐，协商再开一张支票。

HDR，本身是High-Dynamic Range（高动态范围）的缩写，这本来是一个CG概念。HDR的含义，简单说，就是超越普通的光照的颜色和强度的光照。计算机在表示图象的时候是用8bit(256)级或16bit(65536)级来区分图象的亮度的，但这区区几百或几万无法再现真实自然的光照情况。目前普通的图片都是由三原色——红、绿、蓝组成的，这是针对CRT显示器显示的图像而制定的规范，通过这三种颜色的组合，任何颜色都可以在屏幕上显示出来，颜色的强度等级在256个灰度单位以内，经常使用绘图工具（比如Photoshop）的玩家至少会对256这个数字很眼熟。也就是说，普通的图形文件每个象素只有0 － 255的灰度范围，这实际上是不够的。上述的规格是在从前计算机制造工艺不发达的前提下作出的折中选择，也就是说自然界的光线颜色和强度是上述的规格无法囊括的，一些极亮和极暗的光线不能通过上述的规格来表现。那么HDR文件是一种特殊图形文件格式，它的每一个像素除了普通的RGB信息，还有该点的实际亮度信息。想象一下太阳的发光强度和一个纯黑的物体之间的灰度范围或者说亮度范围的差别，远远超过了256个灰度单位。因此，一张普通的白天风景图片，看上去白云和太阳可能都呈现是同样的灰度/亮度，都是纯白色，但实际上白云和太阳之间实际的亮度不可能一样，他们之间的亮度差别是巨大的。因此，普通的图形文件格式是很不精确的，远远没有纪录到现实世界的实际状况。所以，现在我们就要介绍一下高动态范围图像（简称HDRI）。

可以在该公司官网看，因为官网专门有一个板块来介绍公司，公司的股权结构和股东人员都可以在那里查到。一般上市公司不可能只有一个股东，所以很多大股东一般都投资了很多钱，他们也是这个公司的领导之一。想要查询这些大股东一般途径非常多，不仅可以线上看，而且可以在线下打听。对于如何查询上市公司大股东名单，我有下列观点:一、可以去他们公司平台直接询问一般一个公司都有专门的介绍人员，他们会非常熟悉这个公司所有信息。让他们打听应该是最简单的途径。了解股东，你才能够了解整个公司的情况，然后可以进行什么业务，一般公司不会避讳这些，这些都差不多是公开的信息，所以很容易查到。前台介绍人员一般也不会拒绝客户的这些要求。二、可以在他们公司官网平台直接查询一般每个公司差不多都有自己的官网，官网可以发布很多任务信息，以及供客户来各方面考察。一般第一个页面就是公司的状况，因为这样才能够让客户了解到公司的实力，然后具体信息部分也包括股东名单。股东实力强大，才能够让客户刮目相看，所以应该也能查到股东名单。三、如果有熟悉的业界朋友，也可以向他们打听一般在某个上市公司混的人都清楚其他公司到底什么情况，所以向他们打听也是一种好方法，对于股东来说，应该是人人皆知的事情。了解对方公司的信息，对自己公司也有很好的好处，所以他们也应该是很容易知道的。如果有这类朋友，千万要问他们，这样既不打扰对方公司，也可以让自己获得信息。如果大家对于查询大公司股东名单有其他特殊的途径，欢迎在下面留言。

看你个人的能力特长和性格特点了。首先你是擅长于创新和全局思考还是表达，如果是前者就去做策划，如果擅长表达，那么就去作平面吧。策划要考虑的东西很多，需要对社会的方方面面有着自己的深入了解和独特见解，发展的好了，可以做到策划总监、营销副总、甚至营销公司的老总；平面需要你有着深厚的美术功底，熟悉媒体、印刷等相关行业，熟练各种设计软件，发展的好了，可以做到艺术总监，或者自己开工作室、设计公司。总体来说，策划工作适合性格外向、思维非常敏捷、具有极强吸收学习能力的人，平面工作适合性格内向，痴迷平面表达愿意在这一领域忍受寂寞不断钻研的人。

目前新加坡和香港的交易所交易外盘的铁矿石期货，国内可以用文华财经查看新加坡铁矿石，香港的铁矿石可以通过香港的期货交易商软件看到。

交易软件基本都有国外期货行情，不过一般是滞后的，部分交易所行情是需要收费的，这个是交易所收取的，只有付费才能开通实时行情。

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恒星的诞生 恒星是由星际物质构成，早在17世纪，牛顿就提出了散布于空间中的弥漫物质可以在引力作用下凝聚为太阳和恒星的设想。经过天文学家的努力，这一设想已经逐步发展成为一个相当成熟的理论。观测表明，星际空间存在着许多由气体和尘埃组成的巨大分子云。1969年加拿大天体物理学家理查森·B·拉森在他的加州理工学院写出了星际物质转变成恒星的过程。 拉森设想有一团球状星云的质量和太阳的质量正好相等。他用了一种在当时条件下尽可能最合理地反映一团气体坍缩的计算过程探索了它的变化，他的研究起点不是星际物质，而是密度已经增大的一个云团，相当于大规模坍缩物质中的一粒碎屑。因此，可以说这种云团的密度早已超过了星际物质：每立方厘米已达6万个氢原子。拉森初始云团的直径大致为其后将由这团物质形成的太阳半径的500万倍。接下来的过程是发生在一段天文学上来说极短暂的时间中，也就是50万年内。 这团气体最初是透光的：每粒尘埃不断发出光和热，这种辐射一点也不受周围气体的牵制，而是畅行无阻地传到外空。这种透光的初始模型也就决定了气体球团的今后的演变。气体以自由落体的方式落到中心去，于是物质在中心区积聚起来。本来质量均匀分布的一团物质，这时变成越往里密度越大的气体球。这样一来，中心附近的重力加速度，越来越大，内部区域物质的运动速度的增长表现得最为突出。开始时几乎所有的氢都结合成氢分子：一对对氢原子彼此结成分子。最初气体的温度很低，总也不见升高，这时因为它仍然太稀薄，一切辐射都能往外穿透而溃缩着的气体受到的加热作用并不明显。要经过几十万年后，中心区的密度才会大到使那里的气体对于辐射变得不透明，而在此以前的辐射一直在消耗热量。这么一来，气体球内部的一个小核心就要升温。后者的直径只有那个始终充满向中心下落物质的原气体球的1／250。随着温度的上升，压力也就变大，终于使坍缩过程停了下来。这个特密中心区的半径和木星轨道半径差不多，而它所含的质量只及整个坍缩过程中涉及的全部物质的0.5％。物质不断落到内部小核心上，它所带来的能量在物质撞到核心上的时候又成为辐射而放出。同时核心在缩小，并变得越来越热。 这种过程一直要进行下去，直到温度达到大约2000度为止。这时氢分子开始分解，重新变成原子。这种变化对核心的影响很大。于是，核心再度收缩，到收缩时释放出能量把全部的氢都重新变为原子。这样，新产生的核心只比今天的太阳稍大一点。不断向中心跌下的全部外围物质最终都要落到这个核心上，一颗质量和太阳一样的恒星就要由此形成。在往后的演变中，起主导作用的实际上只有这个核心了。 比如猎户座的发光星云。在一个直径大约为15光年的空间范围里所包含的是浓缩的星际气体，那里的物质密度达每立方厘米1万个氢原子。虽然对星际物质来说这是非常高的密度，但猎户星云中的气体比地球上所能制造的最好真空还要稀薄得多。发光气体的总质量估计为太阳的700倍。星云中的气体是受到一批蓝色高光度星的激发而发光的。可以肯定的是，猎户星云中有诞生才100万年的恒星。这个星云中所找到的浓缩区使我们可以推断，这些区域目前还在生产恒星。 因为这样的核心是在逐渐转变为恒星的，人们称之为“原恒星”。它的辐射消耗主要由下落到它上面的物质的能量来补充。密度和温度在升高，原子在丢失它们的外层电子，人们称它们为电离原子。由于落下的气体和尘埃形成了厚厚的外壳包围了它，使它的可见光不能穿透出来，人们从外面还看不到多少内幕。原恒星从内部照亮外壳。要到越来越多的下落物质都已经和核心联成一体时，外壳才会变成透光，星体就以可见光突然涌现出来。其余的云团物质在不断向它下落，它的密度在增大，因而内部温度也往上升，直至中心温度达到1000万K而开始氢聚变，到了这个时候，原来那个质量和太阳相等的坍缩云团就变成了一颗完全正常的主序星：原始太阳，一颗恒星由此诞生了。 恒星的演化 （1）1926年，爱丁顿指出，任何恒星内部一定非常热。因为恒星的巨大质量，其引力非常强大。如果这颗恒星要不坍缩，就必须有一个相等的内部压力与这种巨大的引力相平衡，我们知道我们最熟悉的恒星是太阳。与大多数恒星一样，太阳看上去是不变化的。然而事实并非如此。实际上太阳一直在与毁灭它的力做不停的斗争。所有恒星都是些靠引力维持在一起的气体球。如果唯一起作用的力只有引力，那么恒星会因自身巨大的重量很快向坍缩，要不了几小时便会消亡。没有发生这种情况的原因在于向内的引力被恒星内部压缩气体产生的向外的巨大压力所平衡了。 50年代中期，佛莱德·霍伊尔，威廉·福勒和伯比奇夫妇首先研究了恒星的爆发理论。 他们认为，气体压力与温度之间存在着一个简单的关系：一定体积的气体在受热时，压力以正比关系随温度而上升；反之，温度下降时压力也下降。恒星内部压力极大的原因在于温度高。这种热量是由核反应产生的。恒星的质量越大，平衡引力所需要的中心温度也就越高。为了维持这种高温，质量越大的恒星必须越快地燃烧，从而放出更多的能量，因此一定比质量小的恒星更亮。 在恒星的大半生中，氢聚变成氦是为恒星提供能源的主要反应，这种反应要求很高的温度来克服作用于核之间的电斥力。聚变能可以使恒星维持几十亿年，不过核燃料迟早会越来越少，从而使恒星反应堆开始萎缩。发生这种情况时压力支撑台已岌岌可危，恒星在这场与引力的长期斗争中开始溃退。从本质上讲恒星已是在苟延残喘，只是通过调整它的核燃料储备来推迟引力坍缩的发生。但是，从恒星表面流出并进入太空深处的能量在加速恒星的死亡。 依靠氢的燃烧估计太阳可以存活100亿年左右。今天，太阳的年龄约为50亿年，它消耗了一半左右的核燃料储备。今天我们完全不必惊慌失措。恒星消耗燃料的速度极大程度上依赖于它的质量。大质量恒星核燃料的消耗要比小质量恒星快得多，这是毫无疑问的，因为大质量星既大又亮，因而辐射掉的能量也就越多。超额的重量把气体压得很密，温度又高，从而加快了和局边的反应速度。例如，10个太阳的恒星在1千万年这么短的时间内就会把它的大部分氢消耗殆尽。 大多数恒星最初主要由氢来组成。氢“燃烧”使质子巨变为氦核，后者由两个质子和两个中子组成。氢“燃烧”是最为有效的能源，但却不是唯一的核能源。如果核心温度足够高，氦核可以聚变成碳，并通过进一步的聚变生成氧、氖以及其他一些元素。一棵大质量恒星可以产生必要的内部温度——可达10亿度以上，从而使上面的一系列核反应得以进行。但随着每一种新元素的慢慢出现产能率下降。核燃料消耗得越来越快，恒星的组成开始逐月变化，然后逐日变化，最后每小时都在变化。它的内部就像一个洋葱，越往里走，每一层的化学元素以越来越疯狂的速度依次合成。从外部看来，恒星像气球那样膨胀，体积变得十分巨大，甚至比整个太阳系还大。这时天文学家称之为红超巨星。 这条核燃烧链终于终止于铁元素，因为铁有特别稳定的核结构。合成比铁更重元素的核聚变实际上要消耗能量而不是释放能量。因此，当恒星合成了一个铁核，它的末日便来临了。恒星中心区一旦不能再产生热能，引力必然会占上风。恒星摇摇晃晃地行走在灾变不稳定的边缘，最后终究跌进它自己的引力深渊之中。 这就是恒星内部所发生的事，而且进行得很快。由于恒星的铁核不可能再通过核燃烧产生热量，因而也就无法支撑它自身的重量，它便在引力作用下剧烈压缩，甚至把原子都碾得粉碎。最后，恒星核区达到原子的密度，这时一枚顶针的体积便可容纳近1万亿吨的物质。在这一阶段，恒星的典型直径为200公里，而核物质的坚硬性将引起恒星核区的反弹。由于引力的吸引作用极强，这种反弹力所经历的时间只有几毫秒。当这场戏剧性事件在恒星中心区展现之际，外围各层恒星物质在一场突发性的灾变中朝核区坍缩。数以万亿吨计的物质以每秒几万公里的速度向内暴缩，与正在反弹着的比金刚石更坚硬的致密恒星核区相遭遇，发生极为强烈的碰撞，同时穿过恒星向外发出巨大的激波。 同激波一起产生的还有巨大的中微子脉冲。这些中微子是恒星在最后核裂变期间从它的内区突然释放出来的。在这次核裂变中，恒星内原子的电子和质子被紧紧地积压在一起而形成了中子，恒星核区实际上成了一个巨大的中子球。激波和中微子两者一起携带着巨额能量穿过恒星外部各层向外传递。被压缩了的物质的密度非常高，即使是极其微小的中微子也得费尽周折才能冲开一条出路。激波和中微子携带的能量有许多为恒星外层所吸收，结果导致恒星外层发生爆炸。接着是一场核浩劫，其剧烈程度是无法想象的。在几天时间内恒星增亮至太阳光的100亿倍，不过在经过几个星期后又逐渐暗淡下去。 在像银河系这样的典型星系中，平均每百年出现2至3颗超新星，历史上天文学家对此已有记载，并深感惊讶。其中最著名的一个由中国和阿拉伯观测家于1054年在巨蟹座中发现的。今天，这颗已遭毁灭的恒星看上去就象一团很不规则的膨胀气体云，称为蟹状星云。 （2）在研究恒星演化方面取得的另一个进展来自对球状星团中恒星的分析。一个星团中的恒星距离我们都差不多同样远，所以它们的视星等和它们的绝对星等成正比。因此，只要知道它们的星等，就可以绘制出这些恒星的赫－罗图。结果发现，较冷的恒星在主星序中，而较热的恒星似乎有离开主星序的倾向。它们依照燃烧速率的高低及老化的快慢，遵循着一条确定的曲线，显示出演化的各个阶段：首先走向红巨星，然后折返回来，再次穿过主星序，最后向下走向白矮星。 根据这一发现，再加上某些理论论方面的考虑，霍伊耳绘制出了一幅恒星演化过程的详细图画。根据霍伊耳的观点，演化的早期，一颗恒星的大小或湿度变化很小。（我们的太阳现在正处在这种状态，并将维持很长的时间）因为恒星在其炽热的内部将氢转变为氦，所以在恒星的中心氦积累得越来越多。当这个氦核达到一定的大小，恒星的大小和温度开始发生剧烈地变化，体积急剧膨胀，表面温度降低。也就是说，离开主星序朝红巨星的方向运动。恒星质量越大，到达这个转折点就越快。在球状星团中，质量较大的恒星已经沿着这一途径走过了不同的演化阶段。 膨胀后的巨星虽然温度较底，但因表面积比较庞大，所以释放出比较多的热量。在遥远的未来，当太阳离开主星序时，或在那之前，它可能会热得使地球上的生命无法忍受。不过，这将使几十亿年以后的事了。 可是，氦核到底是如何膨胀成为红巨星的呢？霍伊耳认为，氦核本身收缩，结果温度升高，使氦原子核聚合成碳，从而释放出更多的能量。这种反应的确是可以发生的。这是一种非常罕见而几乎不可能发生的反应。但是红巨星中氦原子的数量十分庞大，所发生的这类聚合反应足以提供其所必需的能量。 霍伊耳进一步指出，新的碳核继续变热，从而开始形成像氧和氖一类的更复杂的原子。在发生这一过程时，恒星正在收缩并再次变热，朝主星序返回。此时恒星开始变为多层，就像洋葱头一样。它有一个由氧和氖构成的核，核外面是一层碳，再外面是一层氦，而整个恒星由一层尚未转变的氢包围着。 然而，与消耗氢的漫长岁月比较起来，恒星消耗其它燃料的时间就如同速滑雪橇一样飞驰而过。它的寿命维持不了多久，因为氦聚变等所释放的能量只有氢聚变的1／20而已。在一个比较短的时间内，保持恒星膨胀状态所需要的抗拒自身引力场强大引力的能量变得不足，从而使恒星更加快地收缩。它不仅收缩到正常恒星的大小，而且进一步收缩到白矮星的大小。 在收缩当中，恒星的最外层会被留在原处，或被收缩而产生的热喷开。于是白矮星被包围在膨胀的气体层当中。当我们用望远镜观测时，边缘的地方看上去最厚，因此气体最多。这种白矮星好象是被“烟圈”环绕着。因为它们周围的烟圈好象是看得见的行星轨道，所以把它们叫做行星状星云。最后，烟圈不断膨胀而变得很薄，再也看不到了，我们看到的像天狼B星一类的白矮星周围就没有任何星云状物质的迹象。 白矮星就是这样比较平静地形成的；而这种比较平静的“死云”正是像我们的太阳一类恒星和比较小的恒星未来的命运。而且，如果没有意外干扰的话，白矮星会无限延长寿命，在此期间，它们会漫漫冷却，直到最后再也没有足够的热度发光为止。 另一方面，如果白矮星像天狼B星或南河B星那样是双星系统中的一颗，而另一颗是主星序的星，而且非常接近白矮星，那么将会有一些令人兴奋的时刻。主星序星在自己的演化过程中膨胀时，它的一些物质在白矮星强大引力场的吸引下，可能会向外漂移而进入白矮星的轨道。在偶尔的情况下，有些轨道物质会旋落在白矮星的表面，在那里受到引力压缩而引起聚变，从而放出爆发性的能量。如果有一块特别大的物质落到白矮星的表面，则放射出的能量可能大到从地球上都可以看到，于是天文学家便记录下有一颗新星出现。当然，这种事会一再发生，而“再发新星”确实是存在的。 但是这些不是超新星。超新星是从哪里来的呢？为了回答这个问题，我们必须从比我们的太阳大得多的恒星谈起。这些巨大的恒星相当稀少（在各类天体中，大质量恒星的数目比小恒星的少），30颗恒星中大概只有1颗比太阳质量大。即使如此我们的银河系大约也有70亿颗恒星。 大质量恒星引力场的引力比小恒星的大，在这种较强引力的作用下，其核也挤压得比较紧，因此核更热，聚变反应超越脚下恒星的氧－氖阶段后仍能继续进行。氖进一步结合形成镁，镁又能结合形成硅，然后硅再结合形成铁。在其寿命的最后阶段，这种恒星可能会由6个以上的的同心壳层组成。各自消耗不同的燃料。这时中心温度可达摄氏30亿——40亿度。恒星一旦开始形成铁，它就到达了死亡的终点，因为铁原子的稳定性最高而所含的能量最少。无论是铁原子转变成复杂的原子还是转变成简单的原子，都必须输入能量。 而且，当核心温度随年龄增长时，辐射压力也随着增加，并且与温度的4次方成正比，即当温度升高到2倍时，辐射压力会增加到6倍，因此辐射压力和引力之间的平衡变得更加脆弱。根据霍伊耳说法，最后，中心的温度上升得非常高，从而使铁原子变成氦。但是要发生这种情况，正如刚刚说过的，必须给铁原子输入能量。当恒星收缩时，可以利用它所得到的能量把铁转变成氦。然而，所需的能量时如此巨大，根据霍伊耳的假定，恒星必须在一秒中左右剧烈地收缩成原来体积的极小一部分。 当这种恒星开始崩溃时，它的铁核仍被大量尚未达到最大稳定性的原子包围着。随着外层的崩溃，原子的温度升高，这些仍然可以结合的物质以下自全部“点火”，结果引起一场大爆发，将恒星外层物质从恒星体内喷出去。这种爆发就是超新星。蟹状星云就是由这种爆发形成的。 超新星爆发的结果，将物质喷发到空间，这对于宇宙的演化具有巨大的重要性。在宇宙大爆炸时，只形成了氢和氦。在恒星的核内则陆续形成其它更复杂的原子，一直到铁原子。如果没有超新星的爆发，这些复杂原子会锁在恒星的核内，一直到白矮星。通常只有极少量的复杂原子通过行星状星云的晕进入宇宙中。 在超新星爆发的过程中，恒星较内层的物质会被有力地喷射到外围空间，爆发的巨大能量甚至能够形成比铁原子更复杂的原子。 喷射到空间的物质会已经存在的尘埃气体云，并且成为形成富含铁及其它如金元素的“第二代新恒星”的原材料。我们的太阳可能是一颗第二代恒星，比一些无尘埃球状星团的老恒星年轻得多。那些“第一代恒星”则金属含量很低而氢含量很高。地球是从诞生太阳的同一残骸中形成的，所以含铁非常丰富，这些铁也许一度存在于几十亿年前爆发的一颗恒星的中心。 可是在超新星爆发中已经爆发的恒星，其收缩部分的情况又是如何呢？它们形成白矮星吗？体积和质量更大的恒星只是形成体积和质量更大的白矮星吗？ 1939年，在美国威斯康星州威廉斯湾附近的叶凯士天文台工作的印度天文学家张德拉塞卡计算出，大于太阳质量1.4倍以上的恒星，不可能通过霍伊耳所描述的正常过程变成白矮星，从而第一次指出，我们不能期望有越来越大的白矮星。这个数值现在叫做“张德拉塞卡极限”。事实上，结果证明到目前为止所有观测到的白矮星质量都低于张德拉塞卡极限。张德拉塞卡极限存在的理由是，由于白矮星的原子中所含的电子相互排斥，因而使白矮星不能再继续收缩下去。随着质量的增加，引力强度也增加；达到1.4倍太阳质量时，电子排斥力变得不足以克服白矮星的收缩力，白矮星将坍缩成更小更致密的星体，而使亚原子粒子实际上互相接触。这种星体必须等待利用可见光以外的辐射来探测宇宙的新方法发明之后，才能探测出来。 我们的太阳 太阳是一颗典型的质量不大的恒星，它平稳地燃烧自身的氢燃料，并把核区转变成氦。目前，就有些核反应来说它的内核是不活泼的，因此内核无法提供足够高的热能以维持太阳不出现毁灭性的引力收缩。为了防止坍缩的发生，太阳必须使它的核区活动向外扩展，以寻找未经反应的氢。同时，氦核逐步收缩。因此，尽管在过去几十亿年中太阳内部发生了一些变化，其外貌几乎没有任何的改变。它的体积将会膨胀，但表面的温度却略有下降，颜色也会变得红一些。这种趋势一直要持续到太阳变成一颗红巨星，那时它的直径也许会增大500倍。红巨星阶段标志着小质量恒星生命结束期的开始。 随着红巨星阶段的到来，太阳一类恒星的稳定性便不复存在。太阳一类恒星在其生涯中红巨星的各个阶段情况复杂，活动激烈而又变化无常；相对而言它的行为和外貌会发生较快的变化。上了年纪的恒星可能会经历几百万年时间的脉动，或抛掉外层气体。恒星核区中的氦可能会点燃，生成碳、氮和氧，并提供能使恒星维持较长一段时间所必须的能量。一旦外壳被抛入太空，恒星便不再继续剥落，最后露出的是它的碳氧核。 在这一复杂活动时期以后，小质量和中等质量的恒星不可能避免地会向引力屈服，并开始收缩。这种收缩是不可逆转的，并一直要进行到恒星被压缩至小的行星那么大为止。恒星变成一个天文学家称之为白矮星天体。因为白矮星非常的小，所以极其暗弱，尽管它们的表面温度时间上要比太阳表面温度还高得多。在地球上只有用望远镜才能看到它们。 白矮星就是太阳遥远未来的归宿。但太阳到达那一阶段时，她仍能在好几十亿年时间内维持炽热状态。它绝大部分密度非常高，结果内部热量被有效地封闭起来，其绝热性能比我们现在已知道的最好的绝热体还要好。但是，热辐射在寒冷的外部空间缓慢地泄漏，而由于内部核熔炉永久性地关闭，因而再也不能指望有任何燃料储备来补充这种热辐射。我们曾经拥有过的太阳现在成了白矮星残骸，它将非常非常缓慢地冷却下来并变得越来越暗，直到进入它的最终变化形态。在这一过程中它逐渐变硬，成为一种刚性极好的晶体。最终，它会继续变暗直至完全消失黑暗的太空之中。

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