全方位揭秘恒星的生與死，過程漫長而宏偉！

星云

人們相信所有的恒星都可以是以描述太陽的方式形成，也就是說，由一大團非常巨大的氣體云和極小一部分的塵埃(小的固體粒子)由重力坍縮而成。大氣體云的直徑可能只有幾光年，質量足以產生比太陽大得多的恒星。

?大星云一般傾向于產生幾顆恒星，而不僅僅是一顆。雙星在銀河系中非常常見；例如，天狼星、阿爾戈爾、卡佩拉、半人馬座阿爾法星和卡斯特星都是雙星，圍繞一個共同的質量中心運行。

我們還發現了許多相當大的恒星群，它們年齡相仿，可能同時由相同的非常大的氣體云形成。一個典型的例子是小星座昴宿星里面有六顆非常明亮的年輕恒星，可以用肉眼看到。

望遠鏡顯示昴宿星大約有一百顆恒星。這種團體被稱為開放集群有些離地球足夠近，可以通過好一點的雙筒望遠鏡看到這個壯觀的景象。其實像我們太陽系這樣的單星星系也可以算個例。（不會真和我們的后羿有關系吧，開個玩笑）

數字化天空測量中昴宿星的彩色合成圖像

恒星的壽命和什么有關？

• 到達主序列

一顆新誕生的熱原恒星從引力坍縮中獲得能量。當核聚變開始時，它與主序的結合位置取決于它的亮度和溫度——它現在是一顆零年齡的主序恒星。主序星上的恒星已經在它們的能量產生率和能量發射率之間達到了穩定的平衡，并且不再在重力作用下坍縮。但是一顆恒星保持穩定并保持在主序列上需要多長時間呢?

• 質光關系

與太陽相比，像天狼星這樣明亮的a型恒星的質量是太陽的兩倍，所以作為能量來源的氫也是太陽的兩倍。但是天狼星的預期壽命比太陽短，因為它的輻射速度是太陽的兩倍多。這是因為能量產生速率的增加意味著表面溫度更高——記住，輻射速率依賴于溫度(斯蒂芬-玻爾茲曼定律)：

1. 一般來說，對于主序上的恒星，光度L與質量的三次方近似成正比：L ∝ M3
2. 大致來說，一顆恒星的壽命t與它的質量平方成反比：t ∝ 1/M2

因此，質量是太陽兩倍的恒星應該有四分之一的壽命。最巨大的恒星可能有50個太陽質量，預期壽命只有太陽的1/2500。另一方面，一顆太陽質量為0.1的恒星的壽命將是太陽質量的100倍。

在赫茨普朗-羅素圖上，具有不同初始質量的恒星的演化軌跡。

赫茲普朗-羅素圖上不同初始質量恒星的演化軌跡。軌道從恒星演化到主序列后開始，到聚變停止時停止(對于大質量恒星),到紅巨星分支結束時停止(對于小恒星而言)

因此，銀河系中古老的、小的、暗的恒星比大的、熱的、亮的恒星要多，就不足為奇了。

一顆太陽大小的小恒星的死亡

當主序恒星最終耗盡其主要核燃料氫時，接下來會發生什么取決于核心的壓力和溫度。這又取決于恒星的質量。首先讓我們考慮一顆太陽大小的恒星的命運。然后我們考慮越來越多非常巨大的恒星。

氫聚變首先在中心核心停止，然后開始冷卻。但是核心周圍是一個富含氫的球形外殼，在那里仍然會發生核聚變。隨著內核冷卻，其壓力降低，重力贏得了讓一切坍縮的漫長戰斗。熱氫聚變殼層向內下降，并隨著重力勢能的損失而進一步升溫。

赫茨普朗-拉塞爾示意圖。

• 一個紅巨星的誕生

隨著坍縮殼內的核聚變速度加快，釋放出更強的輻射，因此恒星的下一層實際上變得更熱。這是對流區，它會隨著溫度的升高而膨脹。事實上，它膨脹得如此之大以至于它的外表面，溫度降低形成一顆大光球，在這一點上，像太陽這樣的恒星會膨脹到最遠到達地球的軌道。

現在光球的溫度是3000度而不是主要的氫燃燒時期的6000度。但是表面積的增加意味著更多的能量被釋放出來，恒星變得更加明亮——它的亮度增加了一千倍。這顆恒星現在是一顆紅巨星。

• 即使是紅色巨人也不會永遠存在

故事不止于此。地核仍在引力作用下坍塌，溫度仍在上升。它的密度也很大，所有的粒子都非常接近。大部分氫都用完了，現在剩下氦和電子。

當核心足夠熱時，另一個核聚變過程就開始了:氦通過三重阿爾法過程轉化為碳。兩個氦-4核首先結合形成鈹-8;然后它和另一個氦-4原子核結合形成碳-12。

像NGC 288這樣的球狀星團中最亮的恒星是紅巨星。

超致密核心中的這一新的能量產生過程開始得非常快，只需幾分鐘，并且可能產生足夠的能量來加熱現在也富含氦的鄰近層。這可能會引發爆炸反應，紅巨星下一層的物質可能會被炸開——持續幾十年的“超級風”。然后，當它冷卻時，恒星再次穩定下來。每隔幾千年，這種“氦閃”就會再次出現。像這樣的恒星看起來是脈動的，它的大小和亮度會隨著時間的推移而變化。

• 古老的紅巨星可能會變成行星狀星云

這個時間尺度太長，無法觀測到。這一理論被用來解釋我們所能看到的行星狀星云。它們被錯誤地稱為“行星”，因為早期用小型望遠鏡觀測的人認為它們是行星。當紅巨星噴射出足夠多的物質，使得熾熱的超密核心裸露在視野中時，行星狀星云就形成了。它照亮了環繞它的膨脹的氣體外殼。

M27行星狀星云

• 白矮星

致密的碳核不夠熱，無法進行更多的聚變反應，現在它是一顆白矮星。隨著時間的推移，它冷卻下來，變成一顆看不見的黑矮星。

哈勃太空望遠鏡拍攝的小天狼星A和小天狼星B的圖像。小天狼星B是一個白矮星，在明亮得多的小天狼星A的左下角可以看到一個微弱的光點

比太陽質量大的恒星的命運

在像太陽這樣的普通小恒星中，三α反應將是故事的結尾。當所有的氦都轉化為碳時，恒星的溫度太低，無法引發進一步的聚變反應，也沒有足夠的重力勢能來通過進一步坍縮來升高溫度。

但是比太陽質量更大的恒星可以繼續產生更重的原子核并獲得能量。例如，一個碳-12原子核可以與一個質子結合，生成氮的同位素，開始一個序列，這個序列又經過氧-15回到碳-12，然后是氦原子核。又有四個氫原子核參與其中，在氦-4中變成兩個中子和兩個質子。比太陽熱的恒星的主要能量來源。隨著恒星年齡的增長，可能會發生進一步的產能反應，導致像鐵一樣大的原子核的形成。使原子核比鐵重吸收能量;較重的原子核是在超新星爆炸中形成的。

支持這一切的理論得到了地球上實驗室實驗的支持，該理論相當準確地預測了在恒星大氣中檢測到的元素的比例。

一顆五倍太陽質量的恒星的命運

一顆由五個太陽質量組成的主序恒星是一顆明亮的恒星，不僅比太陽大，而且表面溫度超過20 000千。它通過將氫轉化為氦來獲得能量，但其過程比簡單的質子-質子鏈要快。它核心的溫度是太陽的兩倍多——大約3.4 × 10?K.這樣一顆恒星每秒發射的能量是太陽的500倍，如上所述，它在主序上的時間會更短。在這個階段，它的壽命只有4億年，相比之下，太陽的壽命有100億年。

一旦核心被轉化成氦，在重力作用下它就會收縮，氫就會向內沉降，在靜止的核周圍形成一個燃燒氫的外殼。這會產生了大量的能量，但是恒星的外殼會膨脹，所以發出的能量會擴散到更大的區域。因此，表面溫度實際上降低了，恒星沒有變得比以前更亮，而是變得更暗，即將成為一顆紅巨星。

五個太陽質量恒星從主序列到后AGB的演化軌跡。

核心在重力作用下繼續收縮，因此變得更熱，氦通過三α過程轉化為碳:?He +?He +?He→1?C

這種額外的能量阻止了這顆恒星成為紅巨星，它的表面溫度也隨之升高。然后這個過程提供了大約持續1000萬年的能量。

當核心中的氦全部轉化為碳時，它就停止產生能量。但在地核周圍的外殼中，燃燒可能會繼續，它會再次變成一顆紅巨星。燃燒的外殼可能提供足夠的能量來吹走較冷的外殼，恒星就會變得更亮。接下來發生的事情有兩種可能性：

Q1、要么是退化的黑矮星......

這顆恒星在恒星風的作用下繼續失去質量，靜靜地變成了一顆白矮星，完全由碳構成，大約是恒星質量的1.3到1.5倍太陽的質量。有了這個質量，核心中的粒子就會變得如此緊密，以至于引力無法使恒星變得更小。在這種狀態下，電子簡并壓發揮作用（粒子具有排他性）。引力收縮沒有能量。地核逐漸冷卻，最終形成一顆黑色的矮星。

Q2、....…或者超新星？

或者，恒星可能仍然足夠大，其外層不會退化。恒星仍然可以從重力收縮中獲得能量，因此碳核可以變得足夠熱，以使碳燃燒發生。核心實際上是固體碳，原子核和電子非常接近。

在大約1.4個太陽質量的整個核心上，碳核幾乎瞬間轉化為更大的核。幾毫秒內釋放的能量是巨大的:能量發射的速度相當于一個由一百億顆恒星組成的星系發射的能量。我們觀察到天空中出現了一顆非常明亮的新星超新星。這是一個ⅠA型超新星。這種情況只有在質量相當低的恒星處于雙星系統中時才有可能發生，在雙星系統中，恒星可以通過吸積獲得額外的可爆炸質量。

恒星的所有外層都以非常高的速度噴出——最高10?毫秒。超新星在大約40天后達到可見性的頂峰，此時熱物質已經膨脹到太陽系的大小。

在典型的星系中，超新星大約每50年出現一次。這種情況最近還沒有發生在附近，所以我們還不能用現代技術近距離研究這一壯觀的天文景象。最著名的超新星遺跡是蟹狀星云。

蟹狀星云是一個與1054超新星相關的脈沖星風星云

歷史上對超新星的記載發生在1054年，我國天文學家觀察到了它，禮貌地稱之為《客串明星》