簡介

恒星演化

由于引力的控制，恒星演化的總趨勢是密度增大（在圖中向下移動），而質(zhì)量丟失、碎裂、不穩(wěn)定或爆炸等現(xiàn)象使其質(zhì)量減?。ㄔ趫D中向左移動）。恒星的演化必定以三種可能的冷態(tài)之一為終結(jié)：白矮星，中子星，黑洞。

恒星演化論，是天文學(xué)中，關(guān)于恒星在其生命期內(nèi)演化的理論。

由于單一恒星之演化通常長達(dá)數(shù)十億年，人類不可能完整觀測，目前以計(jì)算機(jī)模型模擬恒星的演變。

階段

恒星的演化開始于巨分子云。一個星系中大多數(shù)虛空的密度是每立方厘米大約0.1到1個原子，但是巨分子云的密度是每立方厘米數(shù)百萬個原子。一個巨分子云包含數(shù)十萬到數(shù)千萬個太陽質(zhì)量，直徑為50到300光年。在巨分子云環(huán)繞星系旋轉(zhuǎn)時，一些事件可能造成它的引力坍縮。巨分子云可能互相沖撞，或者穿越旋臂的稠密部分。鄰近的超新星爆發(fā)拋出的高速物質(zhì)也可能是觸發(fā)因素之一。最后，星系碰撞造成的星云壓縮和擾動也可能形成大量恒星。

坍縮過程中的角動量守恒會造成巨分子云碎片不斷分解為更小的片斷。質(zhì)量少于約50太陽質(zhì)量的碎片會形成恒星。在這個過程中，氣體被釋放的勢能所加熱，而角動量守恒也會造成星云開始產(chǎn)生自轉(zhuǎn)之后形成原始星。

恒星形成的初始階段幾乎完全被密集的星云氣體和灰塵所掩蓋。通常，正在產(chǎn)生恒星的星源會通過在四周光亮的氣體云上造成陰影而被觀測到，這被稱為博克球狀體。

質(zhì)量非常?。ㄐ∮?.08太陽質(zhì)量）的原始星的溫度不會到達(dá)足夠開始核聚變的程度，它們會成為褐矮星，在數(shù)億年的時光中慢慢變涼。大部分的質(zhì)量更高的原始星的中心溫度會達(dá)到一千萬開氏度，這時氫會開始聚變成氦，恒星開始自行發(fā)光。核心的核聚變會產(chǎn)生足夠的能量停止引力坍縮，達(dá)到一個靜態(tài)平衡。恒星從此進(jìn)入一個相對穩(wěn)定的階段。如果恒星附近仍有殘留巨分子云碎片，那么這些碎片可能會在一個更小的尺度上繼續(xù)坍縮，成為行星、小行星和彗星等行星際天體。如果巨分子云碎片形成的恒星足夠接近，那么可能形成雙星和多星系統(tǒng)。

成年期時形成主序星

恒星有不同的顏色和大小。從高熱的藍(lán)色到冷卻的紅色，從0.5到20個太陽質(zhì)量。恒星的亮度和顏色依賴于其表面溫度，而表面溫度則依賴于恒星的質(zhì)量。大質(zhì)量的恒星需要比較多的能量來抵抗對外殼的引力，燃燒氫的速度也快得多。

恒星形成之后會落在赫羅圖的主星序的特定點(diǎn)上。小而冷的紅矮星會緩慢地燃燒氫，可能在此序列上停留數(shù)千億年，而大而熱的超巨星會在僅僅幾百萬年之后就離開主星序。像太陽這樣的中等恒星會在此序列上停留一百億年。太陽也位于主星序上，被認(rèn)為是處于中年期。在恒星燃燒完核心中的氫之后，就會離開主星序。

中年期時形成紅巨星，超巨星。

在形成幾百萬到幾千億年之后，恒星會消耗完核心中的氫。大質(zhì)量的恒星會比小質(zhì)量的恒星更快消耗完核心的氫。在消耗完核心中的氫之后，核心部分的核反應(yīng)會停止，而留下一個氦核。失去了抵抗重力的核反應(yīng)能量之后，恒星的外殼開始引力坍縮。核心的溫度和壓力像恒星形成過程中一樣升高，但是在一個更高的層次上。一旦核心的溫度達(dá)到了1億開氏度，核心就開始進(jìn)行氦聚變，重新通過核聚變產(chǎn)生能量來抵抗引力。恒星質(zhì)量不足以產(chǎn)生氦聚變 釋放熱能，逐漸冷卻，成為白矮星。

恒星演化

積熱的核心會造成恒星大幅膨脹，達(dá)到在其主星序階段的數(shù)百倍大小，成為紅巨星。紅巨星階段會持續(xù)數(shù)百萬年，但是大部分紅巨星都是變星，不如主序星穩(wěn)定。

恒星的下一步演化再一次由恒星的質(zhì)量決定。

晚年到死亡以三種可能的冷態(tài)之一為終結(jié)：白矮星，中子星，黑洞。

形態(tài)

低質(zhì)量恒星

恒星演化

但是小于0.5倍太陽質(zhì)量的恒星甚至在氫耗盡之后都不會在核心產(chǎn)生氦反應(yīng)。像比鄰星這樣的紅矮星的壽命長達(dá)數(shù)千億年，在核心的反應(yīng)終止之后，紅矮星在電磁波的紅外線和微波波段逐漸暗淡下去。

中等質(zhì)量恒星

達(dá)到紅巨星階段時，0.4到3.4太陽質(zhì)量的恒星的外殼會向外膨脹，而核心向內(nèi)壓縮，產(chǎn)生將氦聚變成碳的核反應(yīng)。聚變會重新產(chǎn)生能量，暫時緩解恒星的死亡過程。對于太陽大小的恒星，此過程大約持續(xù)十億年。

氦燃燒對溫度極其敏感，造成很大的不穩(wěn)定。巨大的波動會使得外殼獲得足夠的動能脫離恒星，成為行星狀星云。行星狀星云中心留下的核心會逐漸冷卻，成為小而致密的白矮星，通常具有0.6倍太陽質(zhì)量，但是只有一個地球大小。

在重力和電子互斥力平衡時，白矮星是相對穩(wěn)定的。在沒有能量來源的情況下，恒星在漫長的歲月中釋放出剩余的能量，逐漸暗淡下去。最終，釋放完能量的白矮星會成為黑矮星。

恒星演化

大質(zhì)量恒星

在超出5倍太陽質(zhì)量的恒星的外殼膨脹成為紅超巨星之后，其核心開始被重力壓縮，溫度和密度的上升會觸發(fā)一系列聚變反應(yīng)。這些聚變反應(yīng)會生成越來越重的元素，產(chǎn)生的能量會暫時延緩恒星的坍縮。

最終，聚變逐步到達(dá)元素周期表的下層，硅開始聚合成鐵。在這之前，恒星通過這些核聚變獲得能量，但是鐵不能通過聚變釋放能量，相反，鐵聚變需要吸收能量。這會造成沒有能量來對抗重力，而核心幾乎立刻產(chǎn)生坍縮。

恒星演化的下一步演化機(jī)制并不明確，但是這會在幾分之一秒內(nèi)造成一次劇烈的超新星爆發(fā)。和輕于鐵的元素同時被拋出的中微子形成一個沖擊波，在被拋出的物質(zhì)吸收后，形成一些比鐵重的放射性元素，其中最重的是鈾。超新星爆發(fā)，是形成相對分子質(zhì)量比鐵大的元素的另一途徑。（重元素最主要的來源被認(rèn)為是宇宙大爆炸）

中微子沖擊波繼續(xù)將被拋出的物質(zhì)推出。被拋出的物質(zhì)可能和彗星帶碰撞，可能形成新的恒星、行星和衛(wèi)星，或者成為各種各樣的天體。

現(xiàn)代科學(xué)尚未明確超新星爆發(fā)的機(jī)制，以及恒星殘骸的成分，但是已知有兩種可能的演化終點(diǎn)：中子星和黑洞。

中子星

在一些超新星之中，電子被壓入原子核，和質(zhì)子結(jié)合成為中子。使得原子核互相排斥的電磁力消失之后，恒星成為一團(tuán)密集的中子。這樣的恒星被稱為中子星。

質(zhì)量要求：塌縮的內(nèi)核質(zhì)量超過1.44倍太陽的質(zhì)量，小于3.2倍太陽的質(zhì)量(奧本海默極限）。

中子星的大小不超過一個大城市，但是極其致密。由于大部分角動量殘留在恒星中，它們的自轉(zhuǎn)會極快，有些甚至達(dá)到每秒鐘600轉(zhuǎn)。恒星的輻射會被磁場局限在磁軸附近，而隨恒星旋轉(zhuǎn)。如果磁軸在自轉(zhuǎn)中會對準(zhǔn)地球，那么在地球上每次自轉(zhuǎn)過程中都可能觀測到一次恒星的輻射。這樣的中子星被稱為脈沖星，是最早被發(fā)現(xiàn)的中子星。

黑洞

被廣泛承認(rèn)的是并非所有超新星都會形成中子星。如果恒星質(zhì)量足夠大，那么連中子也會被壓碎，直到恒星的半徑小于史瓦西半徑，光也無法射出，成為一個黑洞。

質(zhì)量要求：塌縮的內(nèi)核質(zhì)量超過3.2倍太陽的質(zhì)量（大于奧本海默極限)。

斯蒂芬·霍金（Stephen Hawking）結(jié)合廣義相對論和量子力學(xué)預(yù)測了黑洞的存在。在多年來天文學(xué)家的努力下，成功觀測到了行星不明引力場的影響而改變軌跡，從而可以推論黑洞的存在。根據(jù)傳統(tǒng)的廣義相對論，沒有任何物質(zhì)或者信息可以從黑洞中逃出，但是量子力學(xué)允許一些例外（在特定條件下物質(zhì)發(fā)生"Tunnel"現(xiàn)象，物質(zhì)能夠通過一條假想的隧道穿過障礙）。黑洞的存在被絕大部分天文學(xué)家支持。

但是仍有一些問題尚待解決。當(dāng)前的超新星爆發(fā)理論尚未完善，不能說明是否恒星可能壓縮成為黑洞而不經(jīng)過超新星爆發(fā)，是否有超新星形成的黑洞，以及恒星的初始質(zhì)量和演化終點(diǎn)的關(guān)系。

20世紀(jì)30年代，物理學(xué)家從理論上發(fā)現(xiàn)，原子核反應(yīng)會產(chǎn)生巨大的能量。用這種理論來研究太陽的能源，發(fā)現(xiàn)太陽的能源正好可以用核反應(yīng)來解釋。

各種年齡的恒星內(nèi)部發(fā)生著各種熱核反應(yīng)；恒星演化過程中會發(fā)生一系列熱核反應(yīng)，輕元素逐漸向重元素轉(zhuǎn)化，逐漸改變恒星的成分，改變恒星的內(nèi)部狀態(tài)。并且，發(fā)生這些熱核反應(yīng)所需要的溫度也越來越高。

恒星內(nèi)部熱核反應(yīng)所產(chǎn)生的能量以對流、傳導(dǎo)和輻射三種方式傳輸出來。由于大多數(shù)恒星的物質(zhì)是氣態(tài)的，熱傳導(dǎo)作用不大，只有內(nèi)部極其致密的特殊恒星（例如白矮星），內(nèi)部熱傳導(dǎo)才比較顯著。大多數(shù)恒星內(nèi)部主要依靠輻射來傳輸核反應(yīng)產(chǎn)生的能量，傳輸?shù)乃俣认喈?dāng)慢，例如太陽把它深達(dá)70萬千米的中心處的能量傳輸?shù)奖砻?，需?000萬年。對流傳輸能量的速度比輻射快得多，但是不同質(zhì)量的恒星，對流層的位置和厚度很不一樣。主星序左上部的恒星，質(zhì)量大，中心區(qū)是小的對流核，外面是輻射包層。主星序中下部的恒星，質(zhì)量較小，內(nèi)部輻射層很厚，僅表面有較薄的對流層。主星序右下部的恒星，質(zhì)量很小，整個恒星是對流的。恒星內(nèi)部產(chǎn)生的能量決定了它的表面溫度和光度。物理定律把恒星內(nèi)部的運(yùn)動、能量的產(chǎn)生、能量的傳遞和消耗與它的溫度、壓力、密度、成分等因素聯(lián)系了起來。其中一個因素的變化會引起其他因素的變化。因此，研究天體的演化就是要在物理定律的制約下，說明各種因素如何協(xié)調(diào)地變化。

按照天體的質(zhì)量和化學(xué)成分，運(yùn)用物理定律，可以計(jì)算出不同時間的內(nèi)部結(jié)構(gòu)，即從恒星中心到表面各層的溫度、密度、壓力、能流及恒星輻射的總光度和表面溫度等物理量，從而可以確定恒星在赫羅圖上的位置；這樣還可以得出恒星的結(jié)構(gòu)與物理參量隨時間的變化情況，這樣也就得出了恒星演化的過程，也就可以看出恒星在赫羅圖上位置移動。這就是研究恒星演化的基該方法。

把核反應(yīng)理論應(yīng)用于恒星演化，計(jì)算的結(jié)果正好符合觀測的數(shù)據(jù)，證明了這種理論及其應(yīng)用的正確性。于是，恒星演化理論開始發(fā)展了起來。

錢德拉塞卡

研究歷史

20世紀(jì)20年代初，英國天文學(xué)家愛丁頓（A.S.Eddington，1882－1944）通過研究認(rèn)為：恒星在演化后期內(nèi)部燃料即將耗盡，所產(chǎn)生的能量不足以抵消星體內(nèi)部物質(zhì)間的引力，于是體積收縮、密度增大，演化為質(zhì)密的白矮星。1925年，天文學(xué)家在觀測中發(fā)現(xiàn)了第一顆白矮星。

1939年，美國物理學(xué)家奧本海默（R.Oppenheim，1904－1967）提出：質(zhì)量很大的恒星由于其引力的巨大，將使它的最后歸宿不是白矮星，它會繼續(xù)收縮，原子和原子核均被擠碎，帶正電的質(zhì)子與帶負(fù)電的電子在強(qiáng)大引力作用下被結(jié)合成中性的中子，龐大星體收縮成為體積極小、質(zhì)量和密度極大的小球——中子星。同年，印度裔美國天文學(xué)家錢德拉塞卡（S.Chandrasekhar，1910－1995）預(yù)言：質(zhì)量小于太陽1.44倍的恒星將會演化為白矮星；質(zhì)量大于太陽1.44倍的恒星或是以大爆發(fā)的形式拋掉部分質(zhì)量后演化為白矮星，或是繼續(xù)收縮，經(jīng)超新星爆發(fā)演化為密度更高的中子星或黑洞。

1967年，英國射電天文學(xué)家赫威斯（A.Hewish，1924－）和他的研究生貝爾（J.Bell，1943～）發(fā)現(xiàn)了第一顆中子星。

20世紀(jì)50年代，美國天文學(xué)家史瓦西（M. Schwarzschild，1912－）預(yù)言：超大質(zhì)量恒星爆發(fā)后不斷收縮，當(dāng)它的引力強(qiáng)到足以使光都不能外逸時，就會成為“黑洞”。1974年，英國理論物理學(xué)家霍金（S. Hawking，1942－2018）證明：黑洞中將產(chǎn)生正反粒子對，其中的正能粒子會逸出，形成黑洞“蒸發(fā)”的現(xiàn)象。據(jù)此，天文學(xué)家們?nèi)缃褚寻l(fā)現(xiàn)了幾個可能是黑洞的天體，但尚無法徹底證實(shí)。

人類對恒星演化過程的研究目前尚未完成，探索還將不斷繼續(xù)下去。