13.恒星的演变与死亡
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THE EVOLUTION AND DEATH OF STARS
有所有这些行星都围绕着太阳旋转、依赖着它，但太阳仍然能够让一串葡萄成熟，就好像它在宇宙中没有别的事情可做似的。
——伽利略·伽利莱伊
一千亿颗恒星组成了一个星系；一千亿个星系组成了一个宇宙。这些数字可能不是非常可信，但我想，它们让人得到的印象是正确的。
——亚瑟·爱丁顿爵士
本章研究目标
本章内容将涵盖：
· 恒星的演变
· 恒星的死亡和超新星的爆炸
· 中子星
· 黑洞
· 在恒星之间的空间内的重元素
· 星际介质
现代天文学的胜利之一，是有关恒星演变的理论的发展。它不仅解释了重元素（比氢和氦重的化学元素）的起源，还让人们理解了最初在恒星中形成的元素是如何分布在星际介质中的，它们是怎样来到地球的，以及导致恒星得到自身特性的过程。这就需要人们对恒星生命的各个阶段进行研究。决定一颗恒星的演变速度和最终产品的主要物理参数是它的质量。这是因为恒星的温度或者寿命都取决于它的质量，质量在恒星演变的后期尤为重要。质量小的恒星演变得慢，而质量大的恒星演变得快，它们的最终产物会非常不同。所以，质量决定了离开主序的恒星的演变和它们的演变速度。有关恒星演变的问题非常复杂，牵涉许多不同的步骤。我们在这里的目标不是解释恒星的演变，而是集中关注对于我们理解起源问题意义重大的阶段。由于恒星的演变与生命取决于它们的质量，我们将分别探讨小质量与大质量的恒星。对于恒星形成和演变的初期阶段，以及之后它们走上主序的过程，我们已经在第12章中讨论过了。
本章继续讲述这一故事，探讨恒星在离开主序后的演变，并为读者展现一步一步的研究结果。我们在理解宇宙中重元素的起源（第14章）时需要这方面的知识。
质量较小的恒星的生命故事
主序星的主要能源来自质子-质子聚合（因为氢的原子核是由一个单个质子组成的）反应，它把氢转变为氦，并释放能量，这与上一章和专题框13.1中讨论的氢燃烧是相同的。当主序星使用自己的氢存储时，它的核中逐渐积蓄了氦。由于恒星星核的密度和温度更高，氦在那里的积蓄更为有效。这种情况会一直持续到星核中所有的氢都被消耗殆尽。当星核中的氢被抽空，氢燃烧层将向恒星的上层延伸。到了这时，恒星离开了主序（图13.1）。对于一个质量与我们的太阳相当的恒星，需要100亿年才会达到这个阶段（我们的太阳是在大约50亿年前进入主序的，它将在50亿年后离开；见专题框13.1）。
专题框13.1 恒星的能源
在像太阳这样的恒星的星核中，极高的温度和密度将4个氢原子变成一个氦原子。我们知道，一个氦原子的质量略轻于4个氢原子的总质量。这就意味着在通过聚变过程将氢转变为氦的时候，大约0.007的初始质量（4个氢原子的质量）消失了。事实上，它们并没有消失，而是通过爱因斯坦的公式——E=mc2——变成了能量，此处m为转变为能量的质量，c为光速。所以，在每次聚变过程中，相当于0.007的质量被作为能量释放了出来。这就是太阳的能源。
根据这一论据，太阳可以通过核聚变过程创造的总能量是：
E=0.007Msunc2
此处Msun是太阳的质量（2×1030千克）。太阳的质量只有10%在其核中，那里的密度和温度足够引起核反应。所以，太阳通过氢的核聚变生成氦能够创造的全部能量是
E=0.007×0.1Msunc2
这说明了通过聚变能够得到的总能量是1.3×1044焦耳。然而，我们观察到的太阳生产能量的功率是3.8×1026瓦特，以上面估算的氢聚变产生的总能量数除以产能功率，我们将得到100亿年的时间，这就是太阳把它在星核中的氢全部转变为氦所需的时间，也是类似太阳的恒星将在主序中经历的时间。
一颗恒星的稳定性取决于由于质量产生的向内的引力与内部聚变过程产生的向外的辐射压力的平衡。当氢在核中的燃烧变慢时，内部的辐射压力减少，核开始收缩。当核中所有的氢都被用尽之后，核的收缩加速，使它变为一个氦核（图13.1）。现在的氦核接下来发生了坍缩，产生引力能，增加了核的温度。让氦聚变为更重的元素需要的温度大约为108开尔文，与此相比，氢聚变需要的温度只有106到107开尔文。只要达到了氢燃烧温度，外层的氢便开始聚变。这使恒星在内层氦壳持续收缩的同时，外层区域不断扩大。结果，恒星的半径变大了，差不多相当于水星围绕太阳旋转的轨道的半径。在离开主序大约100年后，恒星将到达它生命中的红巨星阶段（red giant phase，见图13.1）。到了这个阶段（从现在起约50亿年后），我们的太阳将吞噬离它最近的行星（专题框13.1）。
图13.1 说明质量较小的恒星演变的H-R图。它们从主序较低质量的一端开始。在用尽了核中的氢以后，恒星将离开这一支，经历红巨星阶段，其间恒星的半径增大，即外层扩散，但氦核在引力作用下缩小。恒星最终喷射出它的外壳层（成为行星状星云），而它的核变成了一颗白矮星。它的最终形态就是白矮星
当收缩中的氦壳层内的温度达到108开尔文时，氦开始聚变生成8B（铍-8，一种非常不稳定的原子核）。此时的星核密度如此之高，会让铍在衰变之前轰击另一个4He（氦-4）并转变为12C（碳-12）。这便形成了一个碳富集的内核，在星核中的氦消耗殆尽之后，留下来取代它的是不能燃烧的碳核。碳核再次在引力作用下收缩，这时外层的氢和氦层燃烧并膨胀，情况与氦燃烧阶段类似（图13.2）。最后的结果是形成了二次膨胀的红巨星。这个阶段的温度比上一阶段高得多，恒星的半径和光度的增加都大于之前的氦燃烧阶段的情况。
质量较小的恒星的死亡
要让碳核开始聚变，形成更重的元素，星核的温度需要达到大约6×108开尔文。质量较小的恒星无法达到这个温度。当碳核收缩时，核的密度和温度变得极高，但没有达到能够点燃碳的程度。只有质量较大的恒星才能达到如此之高的温度。但在碳核缩小、密度增加时，氢和氦的外层燃烧得更快了。于是，包层扩大并降低温度，半径达到了如今的太阳的300倍（图13.2）。在这个时刻，核用完了它的全部燃料，系统收缩并升温。这导致了高能紫外光辐射的产生，它将电离包层。这时，恒星内部的辐射压力向外推，外层区域受到的引力也减少了，二者的共同作用驱逐了外包层，使它以每秒几十千米的速度离开。人们把这些电离云叫作行星状星云（planetary nebula，见图13.2）。
当包层变成行星状星云离开时，恒星的碳核变得透明了。由于持续地收缩，碳核现在相当于地球大小，质量要比太阳小得多。因为它的质量很小，所以无法支持核聚变，但它有自己“储存的”热能，这让它有了白色的表面。处于生命这一阶段的恒星叫作白矮星（专题框13.2）。图13.3总结了质量较小的恒星的演变史。
图13.2 一颗质量较小的恒星的尺寸增加示意图。这是星核燃料的燃烧和氢与氦燃烧层漂移造成了更大的半径的结果。最终，恒星的外包层被驱逐了，形成了行星状星云。行星状星云上有不同的颜色，指出了不同的化学元素所在的位置
插图出处：图13.2: Copyright © European Southern Observatory (ESO)/S.Steinhöfel (CC by 4.0) at https://en.wikipedia.org/wiki/File:The_life_of_Sun-like_stars.jpg.
专题框13.2 白矮星
白矮星是质量较小的恒星演变的最终产品。它们本身不能产生能量，但能靠存储的能量发光。它们的大小与地球相当，但拥有的质量大约为太阳的一半。当一颗白矮星在一个双星系统中时，它能从伴星那里攫取物质（后者可以是一颗主序星）。这会增加白矮星的质量以及引力。人们从理论上证明了，一颗白矮星的最大质量为太阳的1.4倍，这就是所谓的钱德拉塞卡质量（Chandrasekhar mass）。超过了这个质量，电子简并压力便再也无法与引力对抗，白矮星将会坍缩。于是，它的星核温度增加，达到了能够让碳发生聚变的程度，结果使白矮星爆炸成为超新星——这就叫作碳引爆的超新星，或者Ⅰa型超新星。
质量较大的恒星的生命故事
由于表面受到的引力较大，质量较大的恒星会产生更多的热能，加速核聚变过程。结果，它们会在较短的时间内用尽燃料，因此比质量较小的恒星更早地离开主序。它们此后的一切演变都受到自身质量的控制。无论质量大小，在离开主序这个时刻之前的恒星演变过程几乎都是一样的，差别只是细节（图13.3）。质量较大的恒星的星核温度能够达到6×108开尔文以上。在这种温度下，它们可以合成碳、氧和更重的元素。当新元素的合成耗尽了核内的物质并进入恒星外壳层时，星核开始收缩，温度继续上升，达到了让更重的新元素聚变的程度。这一过程一直持续到铁生成的时候。在这一时刻，恒星中含有不同的化学元素，从星核中最重的铁，到接近表面的较轻的元素（图13.4）。
图13.3 图中显示了质量较小的恒星（上）和质量较大的恒星（下）演化的不同阶段
图13.4 在大质量恒星的演变过程中产生了不同的元素层。较重的元素位于星核，而较轻的元素更接近恒星表面
插图出处：图13.4: Copyright © Rursus (CC BY-SA 3.0) at https://en.wikipedia.org/wiki/File:Evolved_star_fusion_shells.svg.
铁的原子核是所有元素中最稳定的，无法与任何元素聚合并释放出能量。当轻原子核聚变时，每个粒子的质量都会减少，会根据质能守恒定律释放能量。铁原子核的平均核子质量最小，因此是最稳定的。于是铁便无法与其他元素结合并释放能量，所以质量较大的恒星的聚合过程到铁为止。铁的生成终止了大质量恒星星核中的能量生产，因此显著减少了与引力平衡对抗的向内辐射压力。结果，恒星经历了一次灾难性的坍缩。因为这一现象，恒星星核中的温度增加到了1010开尔文（主要是因为引力能向热能的转化），足以瓦解元素，把它们分解为组成它们的基本粒子，即质子与中子。光致蜕变过程消耗了星核中的一些能量，因此降低了核的温度，进一步减少了向外的压力，加速了坍缩。在这个阶段，星核完全是由基本粒子构成的，造成了质子和电子碰撞结合，产生了一个中子和一个中微子（专题框13.3）。中微子是电中性粒子，不与物质发生作用，因此可以从介质中逃逸，从而进一步降低了能量，使恒星内爆崩溃（图13.3）。
质量庞大的恒星的死亡
在大质量恒星演变的最后阶段，由于星核的极高密度（1015千克/米3），中子排列得非常紧密。从这一时刻起，恒星的密度是由中子简并压力控制的。这种压力与质量较小的恒星中的电子简并压力类似，但在大质量的恒星中，不肯在相同的量子状态就位的是中子。于是进一步的收缩停止了，系统向外反弹，中子穿过了恒星的重元素外层，造成了庞大的冲击波。这导致了庞大的爆炸，造成了核坍缩超新星（core collapse supernova），也叫Ⅱ型超新星（type Ⅱ supernova），这就是大质量恒星生命的终点（图13.3）。恒星的星核没有受到冲击波和爆炸的影响，仍旧保留中子密堆积形式不变，演化成中子星。它的密度远远大于白矮星。这是大质量恒星在自身外包层被超新星的爆炸炸飞之后的残余（专题框13.3）。
专题框13.3 中子星
中子星是大质量恒星演变的最后阶段。它们是非常小的恒星（直径大约20千米），由紧密堆积的中子组成。它们的质量比太阳大，以至它们的密度达到了1017千克/米3的数量级。在这种密度下，系统因为中子简并压力而不会坍缩。由于角动量守恒定律，中子星的自转很快（体积缩小时，它们的自转必须加快，以使角动量守恒），它们有很强的磁场。因为恒星的坍缩，磁力线受到挤压，增强了场密度。
专题框13.4 黑洞
如果一个中子星的质量超过了太阳的3倍，支持恒星对抗自身引力的中子简并压力便会崩溃，于是恒星开始坍缩。一旦中子简并压力不复存在，就没有任何其他力可以对抗引力。这时，引力变得如此之强，就连光也无法从恒星上逃脱。这就是人们说的黑洞。从黑洞的中心出发，有一个以某长度为半径形成的球面，进入这个球面的任何事物都不会有任何信息逃逸，这就是所谓事件视界（event horizon）。黑洞的中心是一个奇点，空间和时间在那里失去了各自的意义，变成了一个实体。
中子星的直径大约为10—25千米，但质量极大，所以密度极大。一茶匙中子星的材料的重量大约为1 000万吨。如果一个中子星的质量是太阳的3倍，则没有任何东西能够终止恒星的坍缩，包括中子简并压力。这时候将出现恒星坍缩，使黑洞形成。黑洞类似于一个点源，它的大小定义为某个半径之内的空间，进入了这一点之后，只有速度超过光速的事物才能逃逸（专题框13.4）。
总结与悬而未决的问题
有两个决定恒星演变的基本原理：第一，恒星通过轻元素的聚变演变，聚变产生了能量（光能与热能）和重些的元素。这一过程的速率取决于恒星的质量；第二，由于表面受到的向内的引力和辐射压力的外向力之间的平衡，恒星处于平衡状态。当这一平衡受到干扰时，系统或者坍缩，或者向外膨胀。控制恒星表面受到的引力的是它的质量。所以，一颗大质量恒星往往会坍缩得更快。为了抵消引力，恒星必须产生更多的辐射，把系统向外推。要形成对抗向内的引力的高辐射压力，就必须让更多的物质参与核聚变，从而加快了燃料的消耗，缩短了恒星的寿命。例如，一颗质量与我们的太阳相仿的恒星需要100亿年才能把它的全部氢变成氦（专题框13.1），而质量大于太阳的恒星完成这一过程的时间要少得多。所以，一颗恒星的质量决定了它的命运。图13.3说明了小质量与大质量恒星演变的不同步骤。
在小质量恒星的氢燃烧阶段之后，恒星的外包层膨胀，伴随着氢燃烧，这时星核坍缩。于是恒星氦核的密度和温度都增加了，而在达到氦燃烧阶段时（温度为108开尔文）发生了另一种核聚变，形成了碳（第14章）。因为这种恒星的质量小，星核的能量和温度不足以将碳转变为更重的元素。这就使辐射压力降低，恒星在引力作用下急速坍缩。这时恒星的外层区域被抛离，变成了行星状星云。因为能够影响恒星表面的引力已经所剩无几，这时恒星的碳核持续收缩，形成了一个大小与地球相仿，质量明显小于太阳的天体，叫作白矮星。白矮星无法引发聚变过程。根据理论计算，白矮星的质量不能超过太阳的1.4倍，如果它超过聚变过程，电子简并压力阻止了恒星坍缩的聚变过程就会被引力压倒，白矮星会发生爆炸，形成Ia型超新星，这些天体将经历非常暴烈的爆炸，产生极高的光度。通过这种爆炸，在恒星中生成的重元素在星际介质中四处散布，留下了一颗白矮星（图13.3）。
一直到碳核形成之前，大质量恒星的演变之路都与小质量恒星类似。因为这种恒星的质量大，它们的碳核会坍缩，星核的温度增加，最后达到了碳聚变需要的数值。这时，重于碳的元素通过核聚变生成。我们将在下一章讨论这个问题。这一过程会一直持续，直至通过轻元素的聚合在星核中形成了铁。铁是最稳定的元素之一，它不参与聚变过程，于是聚变过程在这时终止。因为不存在向外的压力，恒星经历了一个迅速坍缩的阶段。星核的高密度将各种元素瓦解为组成它们的基本粒子，即质子和电子，它们接着结合形成中子。因为在这样的高密度下出现的中子简并压力，恒星发生了超新星爆发（这是一种星核坍缩式的超新星，与小质量恒星演变形成的超新星不同）。超新星爆发后留下的是中子星。如果恒星的初始质量超过了太阳的3倍，中子简并压力崩毁，系统将坍缩成黑洞。
恒星演变的理论是天体物理学最成功的理论之一。详细的观察结果在多种不同情况下证实了这一理论。然而，在细节上仍然有一些模棱两可的地方。例如，人们还没有完全理解超新星爆发的物理现象。人们还不清楚，核坍缩超新星是否都是在具有恒星形成活动的星系中产生的；也就是说，超新星爆发是否都发生在螺旋星系中，这种现象是质量庞大的年轻恒星演变的结果；或者说，它们也会发生在没有恒星形成活动的系统中，即在椭圆星系中。同样，对于黑洞的物理性质、在其中心的奇点和终结恒星生命的狂暴过程等，这些我们都还没有完全理解。
回顾复习问题
1. 解释主序星到红巨星阶段的演变。
2. 解释与碳合成有关的过程。
3. 质量较小的恒星进化形成的最重元素是什么？
4. 什么是黑洞的事件视界？
5. 行星状星云是怎样形成的？行星状星云的成分是什么？
6. 解释白矮星的特点。
7. 在大质量恒星演变的最后阶段，星核温度上升到了1010开尔文。解释这一温度上升在恒星演变过程中造成了什么后果。
8. 铁是大质量恒星演变生成的最重的元素。解释恒星中为什么无法产生比铁重的元素。
9. 中子简并压力是如何导致核坍缩超新星爆发的？
10. 解释中子星的物理特性。
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.