基本介紹
- 中文名：恆星的形成和演化
- 外文名：The formation and evolution of stars
銀河系星際物質的密度約為10－24～10－23克/厘米3量級。其化學成分還不能完全確定，一般認為和年輕恆星的成分相同，即氫、氦和其他元素的質量組成的比例約為0.71:0.27:0.02；其他元素按所占比例依次為：氧、碳、氮、氖、矽、鎂、鐵、硫、氬、鋁、鈣、鈉等。星際物質往往凝聚成團塊，稱作星雲。星雲可分為兩類:第一類，氫已完全電離，它的溫度在104K左右，稱作電離氫雲；另一類，氫並未電離，溫度約在100K以下，稱作中性氫雲。溫度低有利於凝聚，所以凝聚成恆星的星雲都是中性氫雲。在這類星雲中，塵埃所占比重約小於2％。星雲質量可從幾十個M嫯（太陽質量）到一萬多個M嫯，密度比星際物質約高一個量級。 分析表明，若星雲的溫度在100K左右，密度為10-23～10-22克/厘米3，即每立方厘米內有10～102個氫原子，星雲的質量至少需要達到103～104M嫯的量級才能收縮。由觀測得知，恆星質量大多在0.1～10M嫯。範圍內，平均密度大多在10-13～10克/厘米3範圍內，如太陽的平均密度為1.41克/厘米3。所以星雲形成恆星，除了凝聚之外，還要經歷一個碎裂的過程。各種學說都企圖論證這個過程，但迄今還沒有一致的看法。不過，從觀測得知，存在著質量在0.5～104M嫯之間、密度在10-23～10-10克/厘米3之間的各種星雲，這些星雲有不同程度的凝聚現象。因此可以假定，恆星形成的時候，大自然中原存在著質量為0.5～20M嫯的球狀星雲，這種星雲具有一般中性氫雲的溫度10～100K，並且有足夠高的密度（如不小於10－19克/厘米3）使星雲收縮成為恆星。 星雲的快收縮過程 從星雲凝聚為恆星，半徑縮小到約百萬分之一，平均密度增加1016倍以上，這是一個快收縮過程，屬於動態問題。直到現在，關於快收縮問題的研究成果不多，分歧較大。目前認為，在收縮過程中，由熱運動形成的向外壓力遠遠抵不住向內引力，物質急速內聚，中心密度增高更快。起初星雲密度稀薄，物質是透明的，收縮所產生的熱量無阻擋地向外散逸。當中心密度達到10-13克/厘米3時，中心部分逐漸變得不透明，熱量就不易外逸，致使溫度增加。當中心部分溫度達到2，000K時，氫分子開始成為原子，吸收大量熱量，使壓力驟降，抵不住引力，因而中心崩陷為體積更小、密度更大的核心。外圍形成一股強大的星風，速度達每秒幾百公里。對大質量恆星來說，輻射壓的向外作用力或許更為重要。這種作用力不僅足以阻止星雲外圍物質進一步落向中心，而且還會把它們驅散。散逸可能是不對稱、不均勻的，因而來自中心的輻射就能穿過那些較稀薄的裂縫而形成一些亮條，這就是赫比格－阿羅天體即H-H天體的情況。全部的星周物質大約在104～105年內逐漸消失，恆星才漸漸露出面目，而為我們所見。其亮度自然是逐漸上升的。有人認為，這可能就是獵戶座FU型變星的情況，這一類型的恆星會在數百天內逐漸變亮，亮度增加100倍以上。 星雲的慢收縮過程──原恆星階段 星雲快收縮過程的終了，就是慢收縮過程的開始。在慢收縮過程中，星雲內每小塊物質所受到的向內的引力幾乎和向外的壓力相等，形成所謂準流體平衡狀態。收縮增加內部熱量，其中部分熱量輻射到星雲外部，部分熱量使內部、尤其是中心部分的溫度上升。等到中心溫度升到700萬度以上，氫聚變為氦的熱核反應所產生的熱量足以和向外輻射的熱量相當時，星雲便不再收縮，達到流體平衡狀態，成為一顆正常的恆星，叫主序星。處於從星雲過渡到主序星前慢收縮階段的天體叫原恆星。金牛座T型變星、H-H發射線星可能正是處在這個階段。 對原恆星的演化研究得較多，結果也較明確，而且易於用天文觀測來驗證。觀測恆星可以測到它的亮度和顏色。如知道距離，還可以求得它的光度；經過轉換，從顏色也可求得恆星的表面溫度。根據這些資料可以確定恆星在赫羅圖的位置。 圖1表示赫羅圖上星族I原恆星演化到主序星的演化程。圖中曲線C1C2C3代表不同質量主序星所在的位置，稱作主星序。A1B1C1、A2B2C2和A3B3C3分別代表質量為2M嫯、1M嫯和0.6M嫯的原恆星順著箭頭向主星序演變的途徑，稱作演化程。各演化程上的R1、R2和R3點表示原恆星內部結構開始變遷的位置。在A1R1、A2R2和A3R3演化程上，整個原恆星內部的物質處於對流狀態；到達R1、R2和R3點後，原恆星中心部分的物質開始出現輻射平衡狀態。到轉彎處B1、B2和B3，僅中心部分那一半的質量處於輻射平衡狀態。 二十世紀六十年代前，人們認為原恆星階段處於輻射平衡，據此算得恆星的演化程大致由圖1中的D1B1C1、D2B2C2和D3B3C3來代表。日本天文學家林忠四郎在研究紅巨星模型的啟發下，通過理論分析得出，原恆星的準平衡態在赫羅圖上只能存在於一定範圍內；這個範圍取決於原恆星的質量，即對於質量為2M嫯、1M嫯和0.6M嫯的原恆星，準平衡態模型只能分別在A1B1、A2B2和A3B3的左方。這個理論為較多人所接受，並且把A1B1C1、A2B2C2和A3B3C3等曲線稱為林忠四郎演化程。 年輕星團的赫羅圖可以用來檢驗原恆星演化程的理論。星團中的許多恆星起源於同一個巨大星雲，大致在同一時期形成，具有相近的年齡。圖2中，畫有林忠四郎演化程和全輻射演化程二者的等年齡線。把觀測到的年輕星團 NGC2264的星畫在圖上，可以清楚地看到星團NGC2264的年齡很符合林忠四郎演化程的理論，即星團的年齡大致是4×105～4×106年。圖2還說明不同質量的原恆星到達主星序的快慢。質量大的原恆星，光度大，演化快，到達主星序的時間較短；質量小的原恆星，光度小，演化慢，到達主星序需要較長的時間。因此，這年輕星團上段的星已到達主星序，而下段的星還未到達，尚位於主星序的上方。另外兩個年輕星團NGC6530和獵戶座星團的赫羅圖也出現相同的情形。 圖中，NGC2264星團有幾顆星落在主星序的下方，按上面的理論是無法解釋的。有的天文學家認為這幾顆星實際上要亮得多，只是有厚的氣體和塵埃層才使它們變暗。後來，用不受塵埃影響的氫吸收線輪廓來確定光度，果然亮得多，這就符合上述假說。 此外，恆星大氣中鋰的含量的觀測結果也有利於原恆星全對流的理論。從光譜觀測得到的金牛座T型星大氣中鋰相對於金屬豐度的比值約為太陽大氣中的100倍，與地球和隕石上的比值相當。這是因為金牛座T型星處在全對流階段，中心溫度低於106K，還不足以引起鋰和質子的核反應；而在太陽內部，它的對流層下部溫度高達3×106K，足以發生上述核反應而使鋰的豐度下降。 恆 星 的 演 化 恆星演化的一般理論 圖3中不同質量恆星的演化程是根據恆星內部結構理論推算出來的。這項理論主要是以流體靜力平衡和熱核反應供給能量為基礎的。在流體靜力平衡的條件下，一般恆星的中心溫度和恆星質量成正比。如太陽的中心溫度為1，500萬度左右，在這樣的高溫下，能產生熱核反應，保證能量來源。愛因斯坦在二十世紀初提出質量和能量之間的關係，直到三十年代末，貝特和魏茨澤克才根據核反應的實驗數據和熱核反應的機理，提出氫聚變為氦的碳氮循環的熱核反應來說明恆星的巨大能量來源。四十年代M.史瓦西首先把碳氮循環套用到太陽內部結構的計算中，獲得太陽內部溫度、密度和壓力的分布以及氫、氦成分並得出太陽的年齡，從此開始進行主星序上不同質量恆星的結構和演化的計算工作（按現有理論，太陽應以質子－質子反應為主）。 恆星停留在主星序階段的時間是可以計算的。關於恆星內部結構的理論指出，在恆星中心部分氫聚變為氦的過程中，當氦的質量約占恆星總質量的12％時，恆星的結構就發生明顯變化，開始離開主星序，如圖3所示。另一方面，主星序上的恆星存在一項質光關係，即它的光度和質量的3.5次方成正比。因此，大質量恆星的氫的消耗快得多。在很短的時期內，中心部分氦的質量就達到恆星總質量的12％，因而停留在主星序的時間比小質量星遠為短促。所以高光度、大質量的O、B型星（見恆星光譜分類）停留在主星序上只有幾百萬年、幾千萬年，而低光度、小質量的M、K型星停留在主星序上可以達幾千億年、幾萬億年之久。太陽應停留在主星序階段約100億年，到目前已停留了50億年左右。 在赫羅圖上恆星脫離主星序向右演化，因質量不同而經歷不同的演化程。圖3中除標出光度和溫度外，還有等半徑線即虛斜線，一顆星在這圖上自左向右演化，表示它的表面溫度在降低，半徑在增大。從圖3可知，2.5、5.0和10M嫯的恆星的演化程，除了光度不同外，基本上是類似的。上述恆星中心的溫度都在2，000萬度以上，適宜進行碳氮循環的氫聚變為氦的熱核反應。這項反應的速率和溫度18次方(T18)成正比，產能高，因而溫度梯度大，使中心部分形成對流核心，將物質攪混。由於熱核反應，對流核心的氫含量逐漸減少，對流核外的氫含量保持不變。這種不均勻性的發展，促使恆星的結構逐漸發生變化，恆星的光度和半徑逐漸增加，如圖3中A1B1、A2B2和A3B3所表現的那樣。 恆星中心對流核的氫含量消耗到只有1～2％時，由於熱核反應的能量供應不足，恆星整體就開始收縮，如圖3中B1C1、B2C2和B3C3所示。收縮使溫度增高，終於使緊貼對流核心外面的薄層開始氫聚變為氦的熱核反應，供給能量；這時外層溫度增高，使星體膨脹起來，表現於圖3中為自C1、C2和C3向右演化。質量大於10M嫯的恆星向右演化的過程中，中心溫度超過1億度，可以引起三個氦核聚變成碳核的熱核反應。質量小於10M嫯的恆星要演變到紅巨星頂端、光度最大、中心溫度達1億度時，才能發生這種反應。 質量小於1.5M嫯的恆星在赫羅圖上的演化程表現出截然不同的情形，如圖3中DEFG所描繪的那樣。這是一個質量為1.2M嫯星族Ⅱ的恆星演化程。質量小的恆星，中心溫度低，密度大，電子成為簡併態，足以抵禦外部壓力，因而中心部分的收縮不象大質量恆星那樣厲害。再者，由於中心溫度只有一千幾百萬度，在氫聚變成氦的熱核反應中，質子-質子反應取代碳氮循環，成為恆星能量的主要來源。質子-質子反應和溫度的較低次方(T3.5)成正比，所形成的溫度梯度較低，不足以產生對流核心。此外，小質量恆星的另一特徵是：表面溫度低，鄰近表面區的不透明度大，溫度梯度增大，使對流層厚度往往超過半徑的一半。對流層傳熱快，使恆星光度逐漸增大。這一系列內部結構的變化，表現在恆星的光度和表面溫度上，如圖3中DEF所示。演化到達紅巨星支的頂點F時，中心溫度高過1億度，三個氦核聚變為碳核的熱核反應成為可能，氦突然燃燒，發生“氦閃耀”現象。此時，產生大量熱量，溫度更加升高，終於使中心部分的電子簡併態回到非簡併態，然後內部膨脹、吸熱，產生“熱逃逸”現象，光度驟減，使星點在赫羅圖上很快從F向G下落，而中心氦核球開始穩定地燃燒。 在赫羅圖上大質量恆星向右演變到紅巨星之後的演化，和小質量恆星自F點下落到G後的演化的問題，是六十年代以來套用大型電子計算機進行研究的，現已得到一些很有意義的結果。大體說來，質量大的恆星，象5M嫯、7M嫯和9M嫯恆星的演化程是從右方(即紅巨星)向左移，在離主星序不同距離處，又沿不同演化程回到右方，這樣可以來回幾次，但並不重複上次的演化程。它們來回移動時跨過赫羅圖上主星序和紅巨星支之間的一條不穩定區狹帶，如圖3所示。這條狹帶就是造父變星的區域。有意義的是在計算恆星演化中，恆星進入這區域就表現出脈動不穩定性。這樣就把恆星內部結構的變化同恆星表面的脈動不穩定性密切聯繫起來。至於小質量的恆星，象星族Ⅱ的1.2M嫯恆星的演化程，從G點下方向左行動，在到達主星序前，又折回向右，繞行一個很扁的水平圈。這水平圈的軌跡對應於由星族Ⅱ恆星所組成的球狀星團赫羅圖中有特徵性的水平支。水平支上的不穩定區域是著名的天琴座RR型變星的位置，它的寬度△lgTθ約為0.06。細緻的計算表明，不穩定區域藍邊的位置是和恆星的氫氦含量密切相關的，所以把水平支上最藍變星的性質和不同氫氦含量的理論藍邊作比較，就可以估計出恆星大氣中的氦含量。在好幾個球狀星團中，變星的光變周期P（單位：天）的對數lgP為-0.55～-0.60，它們的藍邊溫度Tθ的對數約為3.87，由此導出的氦豐度為25％左右。這項從星族Ⅱ恆星演化理論所得的值同從變星的脈動理論、電離氫區的觀測以及大爆炸宇宙學方法所得的值(22～24％)基本上一致。 星團赫羅圖和星場赫羅圖同演化理論的比較 同一個星團內的恆星離我們的距離可以認為都是相同的，因此它們的亮度差等於它們本身的光度差。此外，還可以認為同一個星團內的恆星差不多都是同時期形成的。小質量的恆星收縮時間長，到達主星序的時間遲；到達後，停留的時間長。所以年輕星團的星，亮星已演化到主星序上，而暗星還未到達主星序，落在主星序的上方，NGC2264即其一例。年老的星團，恰恰相反，暗星還停留在主星序上，而主星序上段已找不到亮星，即使找到，也是已彎向右方成為脫離主星序的星了。星團年齡愈老，彎向右方愈甚，剛剛彎離主星序那點的星的光度愈暗。把各種不同年齡星團的未偏離主星序的一段聯接成一個完整主星序，其中最年輕的星團NGC2362在頂端，最年老的星團M67在最下段（圖4）。有了這幅完整的主星序赫羅圖作為標準，只要把任何依據新觀測到的星團資料編成的赫羅圖同它作比較，確定哪點彎離主星序，就可以定出它的年齡和恆星的本身光度。圖4右面所標的年齡是相應光度的恆星停留在主星序的時間，例如絕對星等為-4等的星為6.5×106年，絕對星等為+4等的星為6.7×109年，這二者也就分別是英仙座h+x星團和M67星團的年齡，因為它們分別在絕對星等-4和+4處彎向右方。根據恆星本身的光度和視亮度就可以定出這個星團的距離。由此定出的距離誤差不大，是測定星團距離的重要方法之一。 對於場星，即非星團星，用上述的恆星演化學說來說明觀測到的現象也很成功。以照相星等亮於8.5星等的6，700顆恆星的赫羅圖(圖見第117頁)為例，此圖雖然受到選擇作用的影響，有利於光度大的星，但在圖上主要的特徵(如主星序和紅巨星支)還能清楚地顯示出來。在圖上絕大部分的星都落在主星序上，表示恆星在這階段演變最慢。恆星脫離主星序後很快演變為紅巨星，因而出現了主星序與紅巨星支之間的赫氏空區。 恆星演化的末態 恆星演化到後期，星體結構愈來愈複雜，變化愈來愈劇烈。隨著內部溫度的升高，氦、碳、氧等核子先後參與熱核反應，這些核子的熱核反應屬於強作用，不象氫聚變為氦（屬於弱作用）那樣緩慢進行，而是十分劇烈。這時，平衡態理論不再適用。在恆星演化的不同時期，演變的快慢是非常懸殊的。計算剛剛離開主星序兩個相繼星型的時間間隔，可以取近億年，而在紅巨星頂端F處，必須取時間間隔為2秒來進行計算。恆星的末態，即它們的歸宿應該是在赫羅圖上主星序的左面。從主星序極右方紅巨星或紅超巨星演變到它們的末態，一般要拋失質量，甚至要象新星、超新星那樣大爆發，然後才演變為行星狀星雲的中心星、白矮星或中子星。由於星型結構複雜，所取參量和處理方法不同，這類動態的演變過程還缺乏統一的推算結果。對於恆星末態，目前並不是仔細地一步一步地從演化的過程來尋求，而是從高密物質的平衡態來探討，即假定恆星內部各種核能已經完全耗盡，正在慢慢冷卻，然後根據這種情況計算流體平衡條件下的物質分布情況。理論分析表明，在恆星演化末期將出現三類天體：白矮星、中子星和黑洞，具體是哪一類，則視質量而定。質量界限的具體值因所用的物態方程不同而異。 白矮星 恆星在核能耗盡後，如它的質量小於1.44M嫯就將成為白矮星。沒有核能後，它靠引力收縮供能。等收縮到原來半徑的幾十分之一到百分之一時，中心密度已經很高，電子形成簡併態。當電子氣體的壓力足以抵住引力收縮時，便達到新的平衡。這時恆星不再收縮，只靠它的剩餘熱量發光，這種星稱為白矮星。隨著它的餘熱逐漸消失，表面溫度逐漸降低，慢慢成為紅矮星、黑矮星，就無法觀測到了。已觀測到並確認為白矮星的恆星只有千餘顆。它們的光度很小，不容易觀測到，估計它們的數目應相當多，約占恆星總數十分之一左右。 中子星 恆星在核能耗盡之後，如果它的質量在1.44～2M嫯之間，就會成為中子星。按照平衡態的理論，在形成中子星前，恆星內部是由簡併態電子氣體和鐵核構成的。鐵核是經過輕核逐級聚變形成的。隨著引力收縮，壓力和密度增加，電子的費密能量愈來愈大，終於打進鐵核，在其中組成更多中子。等到電子的費密能量超過25兆電子伏時，中子就脫離重核的束縛而放射出來，積累成為簡併態中子氣體。當密度接近核子密度4×1014克/厘米3時，幾乎絕大部分是中子，電子和質子僅占總數的百分之一、二。這時簡併態中子氣體的運動頂住引力的壓縮，使恆星不再收縮，就成為穩定態的中子星。 不少天文學家認為中子星的形成是超新星爆發的後果，外部的物質爆炸出去，形成星雲狀物質，內部坍縮，形成為中子星。模擬超新星爆發的理論計算，雖然得到一些結果，認為可以形成中子星，但也有一些結果表明，爆炸力量過於巨大，會使整個星體崩潰，不留內部殘骸。這類計算，不確定的因數較多，目前沒有肯定的看法。重要的是在1967年終於發現了中子星，到1978年已發現了300顆以上。 黑洞 恆星在核能耗盡後，如質量超過2M嫯，則平衡態不再存在，星體將無限制地收縮。雖然目前還沒有密度大於1015克/厘米3的物質的實驗數據，無法推測星體的具體結構，但根據理論可以推斷，星體的半徑將愈來愈小，密度將愈來愈大，終於達到臨界點，這時它的引力之大足以使一切粒子，包括光子，都不能外逸，因而稱為“黑洞”。質量為2M嫯的恆星，如形成黑洞，其半徑不超過5.2公里。近年來，有人提出質量介於2～3.2M嫯間的恆星有可能成為反常中子星或層子星等。 質量拋失在恆星演化中的作用 恆星拋失質量在演化中起著不可忽視的作用。除了新星、超新星的大量拋失質量外，實際上，恆星在不同程度上也不斷在拋失質量（見質量損失）。不過，一般而論，恆星在主星序階段拋失的質量是微不足道的，對演化沒有多大影響。但在紅巨星階段，它體積龐大，表面引力較小，對流大氣中又有上升的氣流，質量易於拋失。從觀測獲知存在不少質量小於1M嫯的白矮星，就可以證明這點。因為質量小於1M嫯的恆星要經歷紅巨星階段而後演化成白矮星，所需時間要比銀河系的年齡（約2×1010年）還長。這些白矮星大概是從質量較大的恆星演變成的，也就是說它們原來質量大，因而演化也快，經過質量拋失，終於形成白矮星。 在雙星中，質量拋失對恆星演化所起的作用較為明顯。天狼、南河三和波江座o2都是雙星系統，它們都含有一顆白矮星。經長期研究表明，前兩個雙星中，光度亮的主星的質量比伴星（白矮星）大，且為主序星。因為俘獲另一顆恆星的可能性微不足道，所以雙星系統中的兩顆星應當是同時形成的。質量大的那顆子星，應該演化快，但實際情況恰相反。可能的解釋是伴星原來質量大，演化快，隨後拋失了質量逐步演變成為白矮星。 密近雙星的兩顆星靠得近，它們的相互作用，更會大大影響兩星的演化過程。計算表明，質量較大的星若是中心部分氫已枯竭，膨脹成紅巨星，其質量會流向質量較小的恆星，演化成質量小於0.5M嫯的白矮星。自1954年發現武仙座DQ新星是雙星後，接連發現了好些新星都是雙星。假定雙星中一個子星是白矮星，它的表面溫度高，會吸積伴星流入的氫氣，到達一定程度時，就有可能發生熱核反應，產生足夠的能量，產生爆發而拋掉所吸積的外層物質。然後，又重新吸積伴星的氣體，經過同樣的過程再次爆發。這是再發新星能夠反覆爆發的原因，例如蛇夫座RS新星在1898年、1933年和1958年三度爆發，北冕座T在1866年和1946年兩度爆發。 結 束 語 現代天體物理學最大的成就之一就是基本上說明了恆星演化和元素演化兩個重要問題。這兩個問題關係十分密切。元素的核綜合演化是在恆星內部完成的，可以說是恆星演化的動力。恆星的能源供應以引力收縮和熱核反應兩種方式交替進行。核能的供應是主要的，占90％以上。引力收縮主要是使恆星中心溫度增高。隨著溫度的逐步升高，較重核子發生熱核反應，逐級聚變形成更重的核子。恆星演化晚期，中心溫度達109K時，帶走絕大部分能量的是中微子而不是光子，中微子在超新星爆發中起的作用尤其重要（見中微子天文學）。所以巨觀的恆星演化過程是和微觀的原子核反應息息相關的，也可以說微觀的核子反應過程控制著巨觀的恆星演化過程。 現代恆星演化學說的成就是巨大的，但由於問題複雜、資料不夠完備以及理論過於簡單化，還有很多不足之處。對於星雲物質的化學成分、塵埃和氣體的比例以及塵埃的吸收等數據，了解得不夠清楚，甚至缺乏數據。不論星雲、原恆星和恆星，它們都有不同的磁場和自轉運動，一般說來，磁場和自轉都起著抵制收縮的作用。它們和引力效應比較起來，固然處於次要地位，但是卻不能忽略不計。值得一提的是近年物理學界提出的太陽的中微子問題。太陽中心部分質子－質子反應所發射的中微子，其觀測值低於理論預期值近一個量級，對此迄今還沒有令人滿意的解釋。
