恒星演變過程

【專家解說】：恒星的演化 （1）1926年，愛丁頓指出，任何恒星內部一定非常熱。因為恒星的巨大質量，其引力非常強大。如果這顆恒星要不坍縮，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恒星是太陽。與大多數(shù)恒星一樣，太陽看上去是不變化的。然而事實并非如此。實際上太陽一直在與毀滅它的力做不停的斗爭。所有恒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，那么恒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(fā)生這種情況的原因在于向內的引力被恒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恒星的爆發(fā)理論。 他們認為，氣體壓力與溫度之間存在著一個簡單的關系：一定體積的氣體在受熱時，壓力以正比關系隨溫度而上升；反之，溫度下降時壓力也下降。恒星內部壓力極大的原因在于溫度高。這種熱量是由核反應產生的。恒星的質量越大，平衡引力所需要的中心溫度也就越高。為了維持這種高溫，質量越大的恒星必須越快地燃燒，從而放出更多的能量，因此一定比質量小的恒星更亮。 在恒星的大半生中，氫聚變成氦是為恒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于核之間的電斥力。聚變能可以使恒星維持幾十億年，不過核燃料遲早會越來越少，從而使恒星反應堆開始萎縮。發(fā)生這種情況時壓力支撐臺已岌岌可危，恒星在這場與引力的長期斗爭中開始潰退。從本質上講恒星已是在茍延殘喘，只是通過調整它的核燃料儲備來推遲引力坍縮的發(fā)生。但是，從恒星表面流出并進入太空深處的能量在加速恒星的死亡。 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。恒星消耗燃料的速度極大程度上依賴于它的質量。大質量恒星核燃料的消耗要比小質量恒星快得多，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個太陽的恒星在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(shù)恒星最初主要由氫來組成。氫“燃燒”使質子巨變?yōu)楹ず?，后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，并通過進一步的聚變生成氧、氖以及其他一些元素。一棵大質量恒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(xiàn)產能率下降。核燃料消耗得越來越快，恒星的組成開始逐月變化，然后逐日變化，最后每小時都在變化。它的內部就像一個洋蔥，越往里走，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，恒星像氣球那樣膨脹，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。 這條核燃燒鏈終于終止于鐵元素，因為鐵有特別穩(wěn)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，當恒星合成了一個鐵核，它的末日便來臨了。恒星中心區(qū)一旦不能再產生熱能，引力必然會占上風。恒星搖搖晃晃地行走在災變不穩(wěn)定的邊緣，最后終究跌進它自己的引力深淵之中。 這就是恒星內部所發(fā)生的事，而且進行得很快。由于恒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。最后，恒星核區(qū)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，恒星的典型直徑為200公里，而核物質的堅硬性將引起恒星核區(qū)的反彈。由于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恒星中心區(qū)展現(xiàn)之際，外圍各層恒星物質在一場突發(fā)性的災變中朝核區(qū)坍縮。數(shù)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致密恒星核區(qū)相遭遇，發(fā)生極為強烈的碰撞，同時穿過恒星向外發(fā)出巨大的激波。 同激波一起產生的還有巨大的中微子脈沖。這些中微子是恒星在最后核裂變期間從它的內區(qū)突然釋放出來的。在這次核裂變中，恒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，恒星核區(qū)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恒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恒星外層所吸收，結果導致恒星外層發(fā)生爆炸。接著是一場核浩劫，其劇烈程度是無法想象的。在幾天時間內恒星增亮至太陽光的100億倍，不過在經過幾個星期后又逐漸暗淡下去。 在像銀河系這樣的典型星系中，平均每百年出現(xiàn)2至3顆超新星，歷史上天文學家對此已有記載，并深感驚訝。其中最著名的一個由中國和阿拉伯觀測家于1054年在巨蟹座中發(fā)現(xiàn)的。今天，這顆已遭毀滅的恒星看上去就象一團很不規(guī)則的膨脹氣體云，稱為蟹狀星云。 （2）在研究恒星演化方面取得的另一個進展來自對球狀星團中恒星的分析。一個星團中的恒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，就可以繪制出這些恒星的赫－羅圖。結果發(fā)現(xiàn)，較冷的恒星在主星序中，而較熱的恒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，然后折返回來，再次穿過主星序，最后向下走向白矮星。 根據(jù)這一發(fā)現(xiàn)，再加上某些理論論方面的考慮，霍伊耳繪制出了一幅恒星演化過程的詳細圖畫。根據(jù)霍伊耳的觀點，演化的早期，一顆恒星的大小或濕度變化很小。（我們的太陽現(xiàn)在正處在這種狀態(tài)，并將維持很長的時間）因為恒星在其熾熱的內部將氫轉變?yōu)楹?，所以在恒星的中心氦積累得越來越多。當這個氦核達到一定的大小，恒星的大小和溫度開始發(fā)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。恒星質量越大，到達這個轉折點就越快。在球狀星團中，質量較大的恒星已經沿著這一途徑走過了不同的演化階段。 膨脹后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，這將使幾十億年以后的事了。 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(fā)生的。這是一種非常罕見而幾乎不可能發(fā)生的反應。但是紅巨星中氦原子的數(shù)量十分龐大，所發(fā)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(xù)變熱，從而開始形成像氧和氖一類的更復雜的原子。在發(fā)生這一過程時，恒星正在收縮并再次變熱，朝主星序返回。此時恒星開始變?yōu)槎鄬?，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，而整個恒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，恒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，保持恒星膨脹狀態(tài)所需要的抗拒自身引力場強大引力的能量變得不足，從而使恒星更加快地收縮。它不僅收縮到正常恒星的大小，而且進一步收縮到白矮星的大小。 在收縮當中，恒星的最外層會被留在原處，或被收縮而產生的熱噴開。于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。這種白矮星好象是被“煙圈”環(huán)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云。最后，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云狀物質的跡象。 白矮星就是這樣比較平靜地形成的；而這種比較平靜的“死云”正是像我們的太陽一類恒星和比較小的恒星未來的命運。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，直到最后再也沒有足夠的熱度發(fā)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(tǒng)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，在那里受到引力壓縮而引起聚變，從而放出爆發(fā)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，于是天文學家便記錄下有一顆新星出現(xiàn)。當然，這種事會一再發(fā)生，而“再發(fā)新星”確實是存在的。 但是這些不是超新星。超新星是從哪里來的呢？為了回答這個問題，我們必須從比我們的太陽大得多的恒星談起。這些巨大的恒星相當稀少（在各類天體中，大質量恒星的數(shù)目比小恒星的少），30顆恒星中大概只有1顆比太陽質量大。即使如此我們的銀河系大約也有70億顆恒星。 大質量恒星引力場的引力比小恒星的大，在這種較強引力的作用下，其核也擠壓得比較緊，因此核更熱，聚變反應超越腳下恒星的氧－氖階段后仍能繼續(xù)進行。氖進一步結合形成鎂，鎂又能結合形成硅，然后硅再結合形成鐵。在其壽命的最后階段，這種恒星可能會由6個以上的的同心殼層組成。各自消耗不同的燃料。這時中心溫度可達攝氏30億——40億度。恒星一旦開始形成鐵，它就到達了死亡的終點，因為鐵原子的穩(wěn)定性最高而所含的能量最少。無論是鐵原子轉變成復雜的原子還是轉變成簡單的原子，都必須輸入能量。 而且，當核心溫度隨年齡增長時，輻射壓力也隨著增加，并且與溫度的4次方成正比，即當溫度升高到2倍時，輻射壓力會增加到6倍，因此輻射壓力和引力之間的平衡變得更加脆弱。根據(jù)霍伊耳說法，最后，中心的溫度上升得非常高，從而使鐵原子變成氦。但是要發(fā)生這種情況，正如剛剛說過的，必須給鐵原子輸入能量。當恒星收縮時，可以利用它所得到的能量把鐵轉變成氦。然而，所需的能量時如此巨大，根據(jù)霍伊耳的假定，恒星必須在一秒中左右劇烈地收縮成原來體積的極小一部分。 當這種恒星開始崩潰時，它的鐵核仍被大量尚未達到最大穩(wěn)定性的原子包圍著。隨著外層的崩潰，原子的溫度升高，這些仍然可以結合的物質以下自全部“點火”，結果引起一場大爆發(fā)，將恒星外層物質從恒星體內噴出去。這種爆發(fā)就是超新星。蟹狀星云就是由這種爆發(fā)形成的。 超新星爆發(fā)的結果，將物質噴發(fā)到空間，這對于宇宙的演化具有巨大的重要性。在宇宙大爆炸時，只形成了氫和氦。在恒星的核內則陸續(xù)形成其它更復雜的原子，一直到鐵原子。如果沒有超新星的爆發(fā)，這些復雜原子會鎖在恒星的核內，一直到白矮星。通常只有極少量的復雜原子通過行星狀星云的暈進入宇宙中。 在超新星爆發(fā)的過程中，恒星較內層的物質會被有力地噴射到外圍空間，爆發(fā)的巨大能量甚至能夠形成比鐵原子更復雜的原子。 噴射到空間的物質會已經存在的塵埃氣體云，并且成為形成富含鐵及其它如金元素的“第二代新恒星”的原材料。我們的太陽可能是一顆第二代恒星，比一些無塵埃球狀星團的老恒星年輕得多。那些“第一代恒星”則金屬含量很低而氫含量很高。地球是從誕生太陽的同一殘骸中形成的，所以含鐵非常豐富，這些鐵也許一度存在于幾十億年前爆發(fā)的一顆恒星的中心。 可是在超新星爆發(fā)中已經爆發(fā)的恒星，其收縮部分的情況又是如何呢？它們形成白矮星嗎？體積和質量更大的恒星只是形成體積和質量更大的白矮星嗎？ 1939年，在美國威斯康星州威廉斯灣附近的葉凱士天文臺工作的印度天文學家張德拉塞卡計算出，大于太陽質量1.4倍以上的恒星，不可能通過霍伊耳所描述的正常過程變成白矮星，從而第一次指出，我們不能期望有越來越大的白矮星。這個數(shù)值現(xiàn)在叫做“張德拉塞卡極限”。事實上，結果證明到目前為止所有觀測到的白矮星質量都低于張德拉塞卡極限。張德拉塞卡極限存在的理由是，由于白矮星的原子中所含的電子相互排斥，因而使白矮星不能再繼續(xù)收縮下去。隨著質量的增加，引力強度也增加；達到1.4倍太陽質量時，電子排斥力變得不足以克服白矮星的收縮力，白矮星將坍縮成更小更致密的星體，而使亞原子粒子實際上互相接觸。這種星體必須等待利用可見光以外的輻射來探測宇宙的新方法發(fā)明之后，才能探測出來。