12.恒星的起源

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THE ORIGIN OF STARS

即使傻瓜也知道你摸不到星星，但这无法阻挡智者的尝试。

——哈里·安德森

（HARRY ANDERSON）

一位哲学家曾经问：“我们是因为凝视星辰才是人类，还是因为我们是人类所以才凝视星辰？”这样问毫无意义，真的……“星辰是否回望我们？”现在这仍是一个问题。

——尼尔·盖曼

（NEIL GAIMAN）

本章研究目标

本章内容将涵盖：

· 恒星形成的步骤

· 为什么恒星具有它们的质量

· 恒星演变的早期阶段

· 控制恒星演变的主要参数

用肉眼观看夜空，我们能够看到我们的银河系中有很多恒星。尽管它们在千百万年，甚至几十亿年间都一直存在，但它们并不是永恒的。有些恒星刚刚诞生，有些正在活跃地用自己的燃料制造我们看到的光和能量，还有一些已经接近了它们生命的终点。简言之，在形成与演变了几十亿年后，恒星才会耗尽燃料而死。在星系螺旋臂内黑暗的云中，恒星在有大量气体存在的区域内形成。一旦“原恒星”（protostar）形成，它们便会根据质量和它们将自己的燃料转变为能量的速率演变为不同类型的恒星。恒星形成与演变的过程历时几十亿年。所以，为了研究恒星的整个生命过程，天文学家们搜索并确定了处于生命不同阶段的各类不同的恒星。通过将这些片段结合到一起，他们发现了恒星演变的奥秘。

卡尔·史瓦西（Karl Schwarzschild，1873—1916年）是第一个发展了恒星演变理论的人。他发现，太阳中的物质分布可以通过研究气体压强对于其温度和密度的准确依赖度决定。他还发现，能量从恒星的核向表面转移是通过对流（因为温差造成的循环运动）过程或者能量的直接流动进行的。这份工作由亚瑟·爱丁顿爵士（1882—1944年）继续推进，他考虑了辐射压力的作用，并证明了只是因为恒星的质量和光度的结合被物理学定律固定，才保证了恒星在力学上的稳定性。爱丁顿也发现，当气体云坍缩时，它们的核的温度增加，而且，只要温度达到了2 000万开尔文，它们便停止收缩了。系统在这个阶段变得稳定，并形成了一颗主序星。然而，爱丁顿无法回答的问题是：为什么收缩会在这个温度下停止？是什么维持着这个温度的能源？

这个问题是由汉斯·贝特（Hans Bethe，1906—2005年）和卡尔·弗里德里克·冯·魏察克（Carl Friedrich von Weizäcker，1912—2007年）在20世纪30年代解决的，他们证明了人称“碳—氮—氧循环”（CNO cycle）的热核聚变是太阳的星核中产生高达2 000万开尔文温度的能源。这便产生了向外的辐射压力，也就是平衡向内的引力所需的力。然而，天空中大多数恒星的光度小于我们的太阳，它们的核聚变反应是把氢转化为氦（而不是开始CNO循环），这也能够产生需要的温度（数量级为1 600万开尔文）。人们今天发现了更加复杂的过程，它们能够产生高于CNO循环的温度，这便解释了更重的元素的形成机理。

本章将研究恒星的起源，从原恒星的形成到发展更为完善的系统。我们将研究恒星在其演变的不同阶段的性质，也会探讨“为什么只有具有一定质量和光度的恒星才能存在与维持”这个问题。

走向恒星形成的步骤

第一步：恒星形成的介质

恒星是在星系内星际气体的致密冷云中形成的。我们关于恒星诞生过程的知识来自对于年轻恒星和使它们在其中诞生的介质的研究。恒星之间的空间中充斥着气体与尘埃，天文学家们称之为星际介质（interstellar medium，ISM）。第一代恒星是由星际介质中的物质形成的，这种物质组成了原始氢和氦。到了第一代恒星形成的时候，星际介质没有得到比氢和氦重的元素富集。由于这些云的低温（10至30开尔文）和高密度，氢原子结合形成的氢分子不会受到高温或者高强度辐射的破坏。因此人们称这些云为分子云（图12.1）。除了气体云，星际介质中也存在着大量尘埃。尘埃吸收来自新生恒星的光，因此这些分子云经常是黑暗的（图12.1）。所以，要观察分子云中的恒星，天文学家们需要利用更长的波段（红外或者亚毫米），这些光受到尘埃吸收的影响较小。这是因为，尘埃颗粒的尺寸小于典型的可见光波长，因此能够更有效地散射波长较短的蓝光，而对于波长较长的红光和亚毫米光的散射不那么有效。

第二步：原恒星的形成

因为云的引力使云坍缩，同时也没有氢聚变为氦产生的辐射压的外向力，不会产生辐射、提高温度，所以恒星在冷气体云中形成。坍缩一直在继续，直至云的核变得足够致密，达到了能够形成核聚变的程度，这可以让轻元素结合成更重的元素并释放能量，这时便形成了原恒星（专题框12.1）。原恒星发出的辐射产生了源于辐射压的外向力。为了形成一颗恒星，正在坍缩的气体云的引力必须很强，强到足以克服辐射压的外向力（专题框12.1）。考虑到气体云在聚变过程之前的低温，恒星内部的辐射压比较小。这一点，以及这些云核的高密度，使它们成了原恒星形成的合适地点。恒星也可以在两片云相撞的地方形成，这会增加它们的气体密度，因此触发核聚变和恒星形成过程。

图12.1 原恒星的诞生场所是冷气体云。恒星产生的光可以被云吸收或者散射，取决于它的气体和尘埃中包含的物质。云发射长波辐射，但短波辐射（在紫外或蓝光波段）将会在云内散射。这些辐射也会被云内的尘埃吸收并以更长波长（更靠近红端）的低能光子的形式再次发射

插图出处：图12.1: https://en.wikipedia.org/wiki/File:Milky_Way_IR_Spitzer.jpg.

专题框12.1 原恒星的形成

气体云中的引力向云内部的吸引受到了气体辐射压的外向力的对抗。这确实是云内恒星形成需要低温的原因，因为要让辐射压最小，这才能使它在引力作用下坍缩。这两种力之间的平衡是恒星稳定的原因。人们称之为引力平衡。要使引力压倒热压力，分子云的质量至少需要是太阳质量的100倍。

第三步：从原恒星到恒星

在气体云的致密中心形成的原恒星最终将生长成为恒星，因为原恒星的核的温度太低，还不足以支持聚变过程。

当分子云收缩而且密度增加时，以光子形式发出的热辐射的逃逸变得更困难了。这些光子撞击阻碍它们离开介质的分子，热能因此被储存在云内。当分子云再次收缩时，它的核变得更加致密，并最终达到了这样一个阶段：任何光子都无法从介质中逃逸。这产生了一个向外的压力，减慢了收缩。与此同时，当收缩的云的半径变小时，引力变得更强，因为它与半径的平方成反比。结果，外部区域的气体经历的内部压力很小，在引力作用下落到了原恒星上，增大了后者的质量。到了这个阶段，原恒星的主要能源来自引力收缩（图12.2）。

由于原恒星的质量积累和受到禁闭的辐射，原恒星的核温度增加，一直增加到足以引起核聚变的程度（图12.2）。走到这一步所需的时间取决于恒星和最初的气体云的质量。对于一个质量相当于我们的太阳的恒星，这一过程需要好几百万年。

第四步：氢燃烧阶段

由引力收缩转变产生的热能中的一部分从原恒星的表面逃逸，使系统进一步坍缩（图12.2）。于是更多的热能被困在原恒星核中，增加了它的温度。当核的温度超过1 000万开尔文时，氢的聚变开始，将氢转变成氦，由此产生的能量使收缩终止。在这个阶段，一颗新的恒星诞生，它是一颗以氢为燃料的主序星（图12.3，专题框12.2）。所以，当引力向内的吸引和辐射压向外的力达到平衡时，主序星便形成了。原恒星演变为主序星需要的时间取决于恒星的质量（图12.3）。质量更大的恒星演变速度更快，因为它们的质量更大，所以受到的引力也更大，因此需要消耗更多的燃料来生成更多的能量（形成辐射压），以此平衡引力的吸引。从原恒星进入主序星阶段，我们的太阳用了3 000万年的时间，而对于比太阳的质量大得多的恒星，同样的过程只需要100万年。

控制一颗恒星演变的主要参数是它的质量，其质量决定了恒星演变的速率。主序星有不同的质量，其中质量最大的恒星的亮度和表面温度最高，半径最大。在它们的生命期间，主序星的质量、光度和表面温度是相关的。

图12.2 由气体云收缩形成原恒星（左）。云的进一步收缩使温度达到106开尔文，开始了聚变过程（中）。引力与辐射压必须平衡，才能产生稳定的恒星（右）

专题框12.2 氢燃烧过程的物理学

正在收缩的气体云的核密度极高，其中的氢原子核（即质子）通过如下过程聚变生成氦：

1. 两个质子聚变形成氢的一种同位素氘，后者由一个质子和一个中子组成，也就是说，原来的两个质子之一被变成了一个中子。在我们的太阳内部，这个过程每秒发生1038次。

2. 一个氘原子核与一个质子聚合，产生氦-3（两个质子和一个中子）。

3. 两个氦-3原子核碰撞，生成稳定的氦-4原子核（两个质子和两个中子）和两个自由质子（这一过程的图解见图14.1）。

恒星的温度-光度关系

利用当时已有的观察结果，丹麦天文学家埃希纳·赫茨普龙（Ejnar Hertzsprung，1873—1967年）和美国天文学家亨利·诺里斯·罗素（Henry Norris Russell，1877—1957年）发现了恒星的固有光度和颜色之间具有良好定义的相关性，其中颜色可以说明表面温度的数值。人们称这一关系为赫-罗（H-R）图（图12.3）。按照它们的质量和年龄，主序星在这个图上形成了一个紧密的序列，人称主序（main sequence）。恒星的演变会经历主序，它们的整个历史在H-R图上得到了准确的描述。主序开始于明亮的蓝色热恒星一边，延伸到H-R图另一边的昏暗的红色冷恒星（图12.3）。在原恒星阶段之后，恒星进入主序，并在这一支上经过了它们的整个氢燃烧阶段。按照光度和温度，其他类型的恒星占据了这份图的不同部分。H-R图预言了恒星在其不同演变阶段中的特征，对于恒星演变的研究和演变模型开发具有重大意义。

恒星的质量取决于什么

如果最初正在收缩中的气体云的质量太小，它的核便无法产生足以触发核聚变的温度。在这种情况下，抵消引力收缩的不是上述的辐射压力，而是只与密度相关、不与温度相关的简并压力（degeneracy pressure，专题框12.3）。简并压力不允许形成质量小于0.08太阳质量（Msun）的恒星，这一质量几乎是木星质量的80倍。这样的恒星无法生成能够触发氢聚变的星核质量密度。这是因为它们比较小的质量和电子简并压力（专题框12.3）。所以，它们永远不会产生自己的光度，小于这一质量的恒星永远不可能形成。

图12.3 H-R图说明了恒星的温度和光度之间的关系。横跨这幅图的带就是主序。恒星在这一支上的位置取决于它们的质量和温度。一旦原恒星开始了聚变过程，它们便会立即进入主序

专题框12.3 简并压力

当一个包含基本粒子混合物的介质受到挤压时，其中的粒子相互距离缩短，产生了一个非常致密的系统。然而，这种压缩无法无限度地持续下去。根据量子力学的定律（不相容原理），任何两个粒子都不能占据同样的位置、动量和自旋，也就是说，任何原子都不能相互重叠。所以当系统达到某种密度时，压缩必然结束。人们把由于极度致密而在恒星的核上产生的对于压缩的抵抗称为简并压力（degeneracy pressure）。

终止了气体云收缩的简并压力是因为电子受到禁制而不能分享同一状态产生的，所以叫作电子简并压力（electron degeneracy pressure）。完全相同的过程可以因为中子而产生。然而，这种中子简并压力将在高得多的密度下发生。因为中子的质量大于电子（中子质量大约是电子质量的1 750倍），所以它们在接近光速时的动能也就是电子在相同速度下的1 750倍。这就意味着它们的位置更加准确，所以允许它们占据小得多的空间体积。这就是造成中子星坍缩并成为黑洞的过程（第13章）。

与此类似，恒星的质量也存在着上限。当恒星的质量增加时，它将收缩得更快，在其星核上发生的聚变过程也变得更快，并产生大量辐射。人们预言，质量大于太阳150倍的恒星产生的大量能量将表现为辐射压力，它将超过引力，把天体的外层推到空间中去。这便终止了恒星的形成。大质量恒星是短命的，因为它们需要消耗更多的燃料（氢），才能创造抵消引力的足够能量。结果，它们更早地用尽了自己的燃料。因此，大质量恒星的数量并不多。

总结与悬而未决的问题

在星系中，恒星形成的活跃场所与气体存储相关。在第一代恒星形成和星际介质富集之前，这些气体是原始的，只含有氢和氦。当气体云收缩时，它们的核密度增加，最终达到了足以发生聚变的程度，这就形成了原恒星。由于它们的核温度不高，原恒星无法支持这一聚变过程。在云中，造成云收缩的引力能被转化为热能，然后由于收缩造成的云密度增加而被困在云中无法逃逸。以这种方式产生的辐射压力抵消了引力，使云的收缩速度减慢。星核温度的增加触发了核聚变以及主序星演变的氢燃烧阶段。

恒星遵守一种光度-温度关系，人称赫-罗（H-R）图。一旦原恒星开始了它们的氢燃烧阶段，它们便进入了H-R图的主序。恒星质量是H-R图上控制恒星演化的主要参数。大质量恒星的寿命不长，因为它们面临更强的引力；为维持平衡，它们需要将更多的燃料（或者说质量）转变为能量，因此它们的质量消耗得更快。只有质量在0.08倍到150倍太阳质量之间的恒星可以存在，其中的质量下限取决于电子简并压力，而质量上限取决于产生强有力的辐射压力平衡极强的引力的需要。

对于星系演变，恒星的演变是其中最重要的过程，没有之一。恒星是在星系的气体云中形成的，而在经过了恒星形成的最大活跃期之后，恒星形成的速率下降了，星系进入沉寂期。尽管人们对星系中的恒星形成活动进行了广泛的研究，我们仍然面对着一些未曾解答的问题，需要进一步的研究。在一个质量范围内会形成多少颗恒星？这个数字取决于什么因素？决定恒星形成的最基本参数是什么？第一代星系的恒星生成速率是多少？恒星的生成是如何在气体云中积累质量的？这一过程是如何随时间改变的？尘埃在恒星形成过程中起什么作用？对于星系演变的任何研究都需要上述问题的答案。这些是对于当前研究意义重大的课题。

回顾复习问题

1. 造成原恒星星核高温的物理过程是什么？

2. 解释作为恒星形成的活动场所——暗分子云的形成。

3. 为什么在形成恒星的云中需要低温才能让恒星的形成持续下去？

4. 为什么天文学家们使用某些波长研究分子云中的恒星形成场所？

5. 描述原恒星形成的步骤。

6. 解释从原恒星向主序星的转变。

7. 描述H-R图及其在恒星演变研究中的应用。

8. 恒星的质量是如何控制其生命周期的？

9. 解释恒星的质量只能在某个范围内的原因。

10. 解释简并压力和它在恒星形成中的意义。

参考文献

Bennett, J., M. Donahue, N. Schneider, and M. Voit. 2007. The Cosmic Perspective. 4th ed. Boston: Pearson/Addison-Wesley.

Chaisson, E., and S. McMillan. 2011. Astronomy Today. New York: Pearson.

Hester, J., B. Smith, G. Blumenthal, L. Kay, and H. Voss. 2010. 21st Century Astronomy. 3rd ed.New York: Norton.