恆星的結構和演變

本文是由來自加拿大的物理學家理查森.B.拉森在加州理工寫出的星際物質變成恆星的過程。

基本介紹

• 中文名：恆星的結構和演變
• 外文名：The structure and evolution of stars
• 人物：拉森
• 年限：50萬年
• 大小：太陽半徑的500萬倍

簡介

拉森構想有一團球狀星雲的質量和太陽的質量正好相等。他用了一種在當時條件下儘可能最合理地反映一團氣體坍縮的計算過程探索了它的變化，他的研究起點不是星際物質，而是密度已經增大的一個雲團，相當於大規模坍縮物質中的一粒碎屑。因此，可以說這種雲團的密度早已超過了星際物質：每立方厘米已達6萬個氫原子。拉森初始雲團的直徑大致為其後將由這團物質形成的太陽半徑的500萬倍。接下來的過程是發生在一段天文學上來說極短暫的時間中，也就是50萬年內。

這團氣體最初是透光的：每粒塵埃不斷發出光和熱，這種輻射一點也不受周圍氣體的牽制，而是暢行無阻地傳到外空。這種透光的初始模型也就決定了氣體球團的今後的演變。氣體以自由落體的方式落到中心去，於是物質在中心區積聚起來。本來質量均勻分布的一團物質，這時變成越往裡密度越大的氣體球。這樣一來，中心附近的重力加速度，越來越大，內部區域物質的運動速度的增長表現得最為突出。開始時幾乎所有的氫都結合成氫分子：一對對氫原子彼此結成分子。最初氣體的溫度很低，總也不見升高，這時因為它仍然太稀薄，一切輻射都能往外穿透而潰縮著的氣體受到的加熱作用並不明顯。要經過幾十萬年後，中心區的密度才會大到使那裡的氣體對於輻射變得不透明，而在此以前的輻射一直在消耗熱量。這么一來，氣體球內部的一個小核心就要升溫。後者的直徑只有那個始終充滿向中心下落物質的原氣體球的1/250。隨著溫度的上升，壓力也就變大，終於使坍縮過程停了下來。這個特密中心區的半徑和木星軌道半徑差不多，而它所含的質量只及整個坍縮過程中涉及的全部物質的0.5%。物質不斷落到內部小核心上，它所帶來的能量在物質撞到核心上的時候又成為輻射而放出。同時核心在縮小，並變得越來越熱。

這種過程一直要進行下去，直到溫度達到大約2000度為止。這時氫分子開始分解，重新變成原子。這種變化對核心的影響很大。於是，核心再度收縮，到收縮時釋放出能量把全部的氫都重新變為原子。這樣，新產生的核心只比今天的太陽稍大一點。不斷向中心跌下的全部外圍物質最終都要落到這個核心上，一顆質量和太陽一樣的恆星就要由此形成。在往後的演變中，起主導作用的實際上只有這個核心了。

比如獵戶座的發光星雲。在一個直徑大約為15光年的空間範圍里所包含的是濃縮的星際氣體，那裡的物質密度達每立方厘米1萬個氫原子。雖然對星際物質來說這是非常高的密度，但獵戶星雲中的氣體比地球上所能製造的最好真空還要稀薄得多。發光氣體的總質量估計為太陽的700倍。星雲中的氣體是受到一批藍色高光度星的激發而發光的。可以肯定的是，獵戶星雲中有誕生才100萬年的恆星。這個星雲中所找到的濃縮區使我們可以推斷，這些區域目前還在生產恆星。

因為這樣的核心是在逐漸轉變為恆星的，人們稱之為“原恆星”。它的輻射消耗主要由下落到它上面的物質的能量來補充。密度和溫度在升高，原子在丟失它們的外層電子，人們稱它們為電離原子。由於落下的氣體和塵埃形成了厚厚的外殼包圍了它，使它的可見光不能穿透出來，人們從外面還看不到多少內幕。原恆星從內部照亮外殼。要到越來越多的下落物質都已經和核心聯成一體時，外殼才會變成透光，星體就以可見光突然湧現出來。其餘的雲團物質在不斷向它下落，它的密度在增大，因而內部溫度也往上升，直至中心溫度達到1000萬而開始氫聚變，到了這個時候，原來那個質量和太陽相等的坍縮雲團就變成了一顆完全正常的主序星：原始太陽，一顆恆星由此誕生了。

恆星的演化

（1）1926年，愛丁頓指出，任何恆星內部一定非常熱。因為恆星的巨大質量，其引力非常強大。如果這顆恆星要不坍縮，就必須有一個相等的內部壓力與這種巨大的引力相平衡，我們知道我們最熟悉的恆星是太陽。與大多數恆星一樣，太陽看上去是不變化的。然而事實並非如此。實際上太陽一直在與毀滅它的力做不停的鬥爭。所有恆星都是些靠引力維持在一起的氣體球。如果唯一起作用的力只有引力，那么恆星會因自身巨大的重量很快向坍縮，要不了幾小時便會消亡。沒有發生這種情況的原因在於向內的引力被恆星內部壓縮氣體產生的向外的巨大壓力所平衡了。

50年代中期，佛萊德·霍伊爾，威廉·福勒和伯比奇夫婦首先研究了恆星的爆發理論。

他們認為，氣體壓力與溫度之間存在著一個簡單的關係：一定體積的氣體在受熱時，壓力以正比關係隨溫度而上升；反之，溫度下降時壓力也下降。恆星內部壓力極大的原因在於溫度高。這種熱量是由核反應產生的。恆星的質量越大，平衡引力所需要的中心溫度也就越高。為了維持這種高溫，質量越大的恆星必須越快地燃燒，從而放出更多的能量，因此一定比質量小的恆星更亮。

在恆星的大半生中，氫聚變成氦是為恆星提供能源的主要反應，這種反應要求很高的溫度來克服作用於核之間的電斥力。聚變能可以使恆星維持幾十億年，不過核燃料遲早會越來越少，從而使恆星反應堆開始萎縮。發生這種情況時壓力支撐台已岌岌可危，恆星在這場與引力的長期鬥爭中開始潰退。從本質上講恆星已是在苟延殘喘，只是通過調整它的核燃料儲備來推遲引力坍縮的發生。但是，從恆星表面流出並進入太空深處的能量在加速恆星的死亡。

依靠氫的燃燒估計太陽可以存活100億年左右。今天，太陽的年齡約為50億年，它消耗了一半左右的核燃料儲備。今天我們完全不必驚慌失措。恆星消耗燃料的速度極大程度上依賴於它的質量。大質量恆星核燃料的消耗要比小質量恆星快得多，這是毫無疑問的，因為大質量星既大又亮，因而輻射掉的能量也就越多。超額的重量把氣體壓得很密，溫度又高，從而加快了和局邊的反應速度。例如，10個太陽的恆星在1千萬年這么短的時間內就會把它的大部分氫消耗殆盡。

大多數恆星最初主要由氫來組成。氫“燃燒”使質子巨變為氦核，後者由兩個質子和兩個中子組成。氫“燃燒”是最為有效的能源，但卻不是唯一的核能源。如果核心溫度足夠高，氦核可以聚變成碳，並通過進一步的聚變生成氧、氖以及其他一些元素。一棵大質量恆星可以產生必要的內部溫度——可達10億度以上，從而使上面的一系列核反應得以進行。但隨著每一種新元素的慢慢出現產能率下降。核燃料消耗得越來越快，恆星的組成開始逐月變化，然後逐日變化，最後每小時都在變化。它的內部就像一個洋蔥，越往裡走，每一層的化學元素以越來越瘋狂的速度依次合成。從外部看來，恆星像氣球那樣膨脹，體積變得十分巨大，甚至比整個太陽系還大。這時天文學家稱之為紅超巨星。

這條核燃燒鏈終於終止於鐵元素，因為鐵有特別穩定的核結構。合成比鐵更重元素的核聚變實際上要消耗能量而不是釋放能量。因此，當恆星合成了一個鐵核，它的末日便來臨了。恆星中心區一旦不能再產生熱能，引力必然會占上風。恆星搖搖晃晃地行走在災變不穩定的邊緣，最後終究跌進它自己的引力深淵之中。

這就是恆星內部所發生的事，而且進行得很快。由於恆星的鐵核不可能再通過核燃燒產生熱量，因而也就無法支撐它自身的重量，它便在引力作用下劇烈壓縮，甚至把原子都碾得粉碎。最後，恆星核區達到原子的密度，這時一枚頂針的體積便可容納近1萬億噸的物質。在這一階段，恆星的典型直徑為200公里，而核物質的堅硬性將引起恆星核區的反彈。由於引力的吸引作用極強，這種反彈力所經歷的時間只有幾毫秒。當這場戲劇性事件在恆星中心區展現之際，外圍各層恆星物質在一場突發性的災變中朝核區坍縮。數以萬億噸計的物質以每秒幾萬公里的速度向內暴縮，與正在反彈著的比金剛石更堅硬的緻密恆星核區相遭遇，發生極為強烈的碰撞，同時穿過恆星向外發出巨大的激波。

同激波一起產生的還有巨大的中微子脈衝。這些中微子是恆星在最後核裂變期間從它的內區突然釋放出來的。在這次和（女字加檀談）中，恆星內原子的電子和質子被緊緊地積壓在一起而形成了中子，恆星核區實際上成了一個巨大的中子球。激波和中微子兩者一起攜帶著巨額能量穿過恆星外部各層向外傳遞。被壓縮了的物質的密度非常高，即使是極其微小的中微子也得費盡周折才能沖開一條出路。激波和中微子攜帶的能量有許多為恆星外層所吸收，結果導致恆星外層發生爆炸。接著是一場核浩劫，其劇烈程度是無法想像的。在幾天時間內恆星增亮至太陽光的100億倍，不過在經過幾個星期後又逐漸暗淡下去。

在像銀河系這樣的典型星系中，平均每百年出現2至3顆超新星，歷史上天文學家對此已有記載，並深感驚訝。其中最著名的一個由中國和阿拉伯觀測家於1054年在巨蟹座中發現的。今天，這顆已遭毀滅的恆星看上去就象一團很不規則的膨脹氣體雲，稱為蟹狀星雲。

（2）在研究恆星演化方面取得的另一個進展來自對球狀星團中恆星的分析。一個星團中的恆星距離我們都差不多同樣遠，所以它們的視星等和它們的絕對星等成正比。因此，只要知道它們的星等，就可以繪製出這些恆星的赫－羅圖。結果發現，較冷的恆星在主星序中，而較熱的恆星似乎有離開主星序的傾向。它們依照燃燒速率的高低及老化的快慢，遵循著一條確定的曲線，顯示出演化的各個階段：首先走向紅巨星，然後折返回來，再次穿過主星序，最後向下走向白矮星。

根據這一發現，再加上某些理論論方面的考慮，霍伊耳繪製出了一幅恆星演化過程的詳細圖畫。根據霍伊耳的觀點，演化的早期，一顆恆星的大小或濕度變化很小。（我們的太陽現在正處在這種狀態，並將維持很長的時間）因為恆星在其熾熱的內部將氫轉變為氦，所以在恆星的中心氦積累得越來越多。當這個氦核達到一定的大小，恆星的大小和溫度開始發生劇烈地變化，體積急劇膨脹，表面溫度降低。也就是說，離開主星序朝紅巨星的方向運動。恆星質量越大，到達這個轉折點就越快。在球狀星團中，質量較大的恆星已經沿著這一途徑走過了不同的演化階段。

膨脹後的巨星雖然溫度較底，但因表面積比較龐大，所以釋放出比較多的熱量。在遙遠的未來，當太陽離開主星序時，或在那之前，它可能會熱得使地球上的生命無法忍受。不過，這將使幾十億年以後的事了。可是，氦核到底是如何膨脹成為紅巨星的呢？霍伊耳認為，氦核本身收縮，結果溫度升高，使氦原子核聚合成碳，從而釋放出更多的能量。這種反應的確是可以發生的。這是一種非常罕見而幾乎不可能發生的反應。但是紅巨星中氦原子的數量十分龐大，所發生的這類聚合反應足以提供其所必需的能量。

霍伊耳進一步指出，新的碳核繼續變熱，從而開始形成像氧和氖一類的更複雜的原子。在發生這一過程時，恆星正在收縮並再次變熱，朝主星序返回。此時恆星開始變為多層，就像洋蔥頭一樣。它有一個由氧和氖構成的核，核外面是一層碳，再外面是一層氦，而整個恆星由一層尚未轉變的氫包圍著。

然而，與消耗氫的漫長歲月比較起來，恆星消耗其它燃料的時間就如同速滑雪橇一樣飛馳而過。它的壽命維持不了多久，因為氦聚變等所釋放的能量只有氫聚變的1/20而已。在一個比較短的時間內，保持恆星膨脹狀態所需要的抗拒自身引力場強大引力的能量變得不足，從而使恆星更加快地收縮。它不僅收縮到正常恆星的大小，而且進一步收縮到白矮星的大小。

在收縮當中，恆星的最外層會被留在原處，或被收縮而產生的熱噴開。於是白矮星被包圍在膨脹的氣體層當中。當我們用望遠鏡觀測時，邊緣的地方看上去最厚，因此氣體最多。這種白矮星好像是被“煙圈”環繞著。因為它們周圍的煙圈好象是看得見的行星軌道，所以把它們叫做行星狀星雲。最後，煙圈不斷膨脹而變得很薄，再也看不到了，我們看到的像天狼B星一類的白矮星周圍就沒有任何星雲狀物質的跡象。

白矮星就是這樣比較平靜地形成的；而這種比較平靜的“死雲”正是像我們的太陽一類恆星和比較小的恆星未來的命運。而且，如果沒有意外干擾的話，白矮星會無限延長壽命，在此期間，它們會漫漫冷卻，直到最後再也沒有足夠的熱度發光為止。

另一方面，如果白矮星像天狼B星或南河B星那樣是雙星系統中的一顆，而另一顆是主星序的星，而且非常接近白矮星，那么將會有一些令人興奮的時刻。主星序星在自己的演化過程中膨脹時，它的一些物質在白矮星強大引力場的吸引下，可能會向外漂移而進入白矮星的軌道。在偶爾的情況下，有些軌道物質會旋落在白矮星的表面，在那裡受到引力壓縮而引起聚變，從而放出爆發性的能量。如果有一塊特別大的物質落到白矮星的表面，則放射出的能量可能大到從地球上都可以看到，於是天文學家便記錄下有一顆新星出現。當然，這種事會一再發生，而“再發新星”確實是存在的。