文明之尖 恒星2

1938年，美国物理学家汉斯·贝特和德国物理学家冯·魏茨泽克各自独立发现了恒星内部核聚变的具体途径，即通过“质子—质子反应”和“碳氮氧循环”，恒星中的氢可以聚变为氦，而且释放能量。

质子—质子反应由以下三个反应组成：

1H+1H——2D+e++ν（1）

2D+1H——3He+γ（2）

3He+3He——4He+21H（3）

（1）是两个氢核相碰撞而聚变为一个氘核（氢2），并放出一个正电子和一个中微子。形成的新的氘核再与邻近的氢核进行（2）反应，聚变成一个氦3，并放出一个γ射线光子。而两个氦3核进行（3）反应，结合为一个真正的氦核（氦4），并放出两个氢核。不难看出，两倍的反应（1）和反应（2）与反应（3）相加，既可以得到简化的质子—质子反应：

41H——4He+2ν+2e++2γ，其中正电子极易同附近的电子湮灭变为γ光子。

碳氮氧循环由以下六个反应组成：

12C+1H——13N+γ（1）

13N——13C+e++ν（2）

13C+1H——14N+γ（3）

14N+1H——15O+γ（4）

15O——15N+e++ν（5）

15N+1H——12C+4He（6）?[33-34]?

这组反应中的碳核和氮核是热核反应的催化剂。总的结果是四个氢核合成一个氦核，并产生三个光子，两个正电子和两个中微子。恒星内部放出的中微子数目是光子数的三分之二。中微子不与任何物质发生作用，径直以光速运动。

参见词条：核聚变

演化机制

主序前

恒星起源的标准模型

恒星起源于星际物质。星际物质充满宇宙空间，平均密度约为10-24克/立方厘米。星际空间的温度约为10-100开。星云在星际物质相对集中的地方形成。系统提出恒星形成理论的是康德和拉普拉斯。他们提出了恒星形成的星云学说。用科学方法研究恒星起源的第一人是英国天文学家詹姆斯·金斯，他提出的位力定理认为，一定量的星际物质受到引力扰动（例如超新星爆发）后，只要满足一定条件（金斯质量），星际物质之间的引力就会起主导作用，使它们坍缩成密度更大的星云。密度大到一定程度时，星云就会分裂成若干团块。团块的密度更大。此后各个团块继续坍缩、分裂，直到几个更小的团块质量为0.08-150太阳质量时，便不再分裂，反而会愈发聚拢。终于，引力的压迫点燃了团块内的热核反应。热核反应提高了恒星内部压强，进而阻止坍缩。等到热核反应能维持恒星自身动态的热平衡时，这颗恒星就完全诞生了。以上就是恒星诞生的标准模型。然而，实际情况下的恒星形成模型必须按质量进行分类讨论。一般来说，小于2-3倍太阳质量的是小质量恒星，大于8倍太阳质量的是大质量恒星，中间是中等质量恒星。

分子云——恒星的孵化所

各种气态的星际介质里，密度最大，温度最低的就是分子云，而它是恒星形成的关键场所。银河系中的分子云大小不一，形态各异。小分子云只有几倍太阳质量，是孤立恒星形成的区域，而大分子云则可达到数百万倍太阳质量。分子云密度较高的地方是团块，密度更高的则被称为分子核。分子云本身是星际介质凝聚的结果。依据现代天文学观点，分子云是由中性氢云在引力波或者超新星爆发产生的冲击波影响下凝聚的。分子云除了充满大量气体以外，还有很多星际尘埃。这些尘埃能够吸收环境中的高能光子，以保护分子云免受攻击而破碎。而且，星际尘埃组成的化学元素比较丰富多样，这也有利于恒星的形成。?[35]?

中小质量恒星形成

标准模型很符合中小质量恒星形成的过程。分子云形成不久后，云中的团块开始分裂，坍缩。一个分子云团块可以分裂成非常多的小团块，而每一个小团块都能形成恒星。参考其中一个小团块的坍缩：团块的坍缩是从里向外开始的，物质以高速向团块中心落下，其势能转化为动能。到达中心后，物质减速，动能转化为内能，形成辐射。由于分子云比较厚，辐射不易散发，转而被其它物质吸收。随着大量物质的下落，中心温度不断升高，辐射压力不断增大，最终达到平衡态。此时，未落下的物质受到的引力和辐射压力平衡，它们不再下落，一颗恒星胚胎（原恒星）就诞生了。这个恒星胚胎和真正的恒星相比，质量和密度都比较小，体积比较大，因此还不能算作恒星。

原恒星的周围存在吸积盘，原恒星以盘吸积的方式充实自己。这样做是为了转移吸积物质的角动量。由于分子云存在自转，根据角动量守恒，物质离旋转中心越远，角动量就越大。如果直接吸积，过大的角动量可能会将原恒星撕裂，吸积盘可以转移这些角动量，而且恒星自身也可以在磁场的帮助下把角动量过大的物质甩出去，形成喷流。喷流与星际物质交互时，会形成赫比格-哈罗天体。这种天体由美国天文学家乔治·赫比格和墨西哥天文学家吉尔莫·哈罗发现。

随着吸积的进行，原恒星质量越来越大，亮度也开始增大，温度升高。同时，原恒星的恒星风很强劲，它可以吹走周围的物质，从而减缓质量增长。与此同时，原恒星也在收缩，加热内部物质。当原恒星周围的物质吹走得差不多了，吸积盘里也没什么东西时，原恒星进化为主序前星，它就可以在光学波段被观测。日本天文学家林忠四郎发现，主序前星集中在赫罗图右侧一个狭小的垂直区域——林忠四郎线——内。在这里，恒星整个星体处于对流状态，内部温度攀升到100万开，核反应（主要是氘作为燃料）在中心开始进行。氘在中心的含量很少，对流会把表面的氘带到核心。此时星体停止收缩，辐射压力和引力达到平衡。但是氘只够用约十万年，氘用完后，辐射压力降低，主序前星收缩，核心温度上升，星体就脱离了林忠四郎演化程。等到核心温度上升到700万开后，氢开始作为燃料。此时主序前星的亮度不变，表面温度上升，进入亨耶演化程。这是由美国天文学家亨耶提出的。主序前星沿着亨耶演化程走一段距离后，氢的核反应趋于稳定，星体停止收缩，再次进入平衡态。此时，一颗恒星真正诞生了，它从此正式进入主序。

对于大质量恒星，其亨耶演化程比较长久，林忠四郎演化程比较短暂，小质量恒星则反之。?[35]?

不同质量的主序前星到达主序所用时间

主序前星质量:太阳质量到达主序所用时间/年

303万

1030万

4100万

2800万

13000万

0.51亿

大质量恒星形成

标准模型可以很漂亮地解释中小质量恒星的形成，对于大质量恒星形成问题则一筹莫展。?[36]??首先是大质量恒星离地球非常遥远，最近的大质量恒星形成区——猎户座大星云（M42）——离地球也有1500光年。其次，大质量恒星形成区的环境比较复杂，其中充满了纷乱的气体流和组成元素复杂的星际尘埃，还有猛烈的恒星风。尽管猎户座大星云十分优美，但是过于复杂的环境给恒星观测带来了困难。此外，大质量恒星的寿命很短，基本上小于1亿年，这导致了可研究的样本很少。最后，这种恒星形成速度非常快，从诞生到主序只要几十万年，可谓是昙花一现。

现代天文学家支持坍缩吸积模型。当然也有其它模型，比如并和模型认为，大质量恒星是小质量恒星合并而来的。但是小于40倍太阳质量的大质量恒星，坍缩吸积模型是符合的。

大质量恒星形成是从红外暗云阶段开始的。红外暗云是温度极低（约10开）的分子云，形态上表现为纤维状结构，纤维中包含大质量高密度（每立方厘米约百万个分子）冷分子核，这是大质量恒星的前身。之后核开始坍缩、加热，密度可以达到每立方厘米一千万个分子。此时核中心已经形成一个中等质量的天体并且开始热核反应，并进行剧烈的吸积。吸积摩擦产生辐射，加热了周围的气体和尘埃，导致分子云温度上升（可达到150开），并且还有隐约的喷流，但是分子云太厚，在光学波段依旧不能看见它。吸积继续进行，待超致密电离氢阶段开始后，由于核心温度已经很高，核中的中等质量天体已经大规模燃烧氢，周围的吸积物质还没有完全被吸完，剧烈的恒星风就迫不及待地将它们打散。恒星的周围还充满了由于温度太高而被电离了的氢离子，这个区域叫做电离氢区。由于引力作用，电离的氢不能离恒星太远，吸积作用也还可以进行一段时间。此后恒星体积越来越大，有可能吸积盘都能被恒星吞噬。恒星风越来越强，吹走了大量的物质，电离氢区的密度也越来越高（有可能达到每立方厘米一万个电子），并且范围增大。但是随着恒星周围物质被吹走，恒星体积就不再膨胀，电离氢区的密度随着范围扩大而降低，从而形成了平常的电离氢区。大质量恒星强烈的恒星风和辐射可以改变周围空间的结构，膨胀引起的激波可以压缩星际介质。这几个因素相互作用最终可以导致星际介质的再坍缩，触发更多恒星的形成。由于大质量恒星寿命短，在新恒星未成熟时就可能成为超新星，但是超新星的巨大能量又能导致恒星形成，还能形成重元素。因此，大质量恒星是宇宙中必不可少的关键天体。?[37]?

主序演化

恒星在主序星演化的特点是恒星内部进行着以氢作为燃料的核聚变。主序星是稳定星，且不同主序星在光谱型和光度方面表现出的差异完全由其质量决定，因此主序星是简单的。

因为主序星的能量仅靠氢的核聚变产生，所以只要知道了其总质量和氢、氦和重元素的含量，就可以计算出主序星的各种物理参数，甚至可以预测它的演化。爱丁顿说：”没有比恒星更简单的东西了。“说的就是这个意思。如果给出几个关于主序星的假设：

1.恒星的几何结构为球对称结构；

2.恒星内部由多层构成，每一层的温度、压强、密度、不透明度、成分等都是均匀一致的。

3.恒星内部稳定，处处满足流体静力学的平衡条件；

4.不考虑恒星的磁场力、潮汐力和自转。

就可以从这些假设中推出主序星的5个方程：（推导过程省略）

1.质量方程

考虑恒星的某一壳层，半径为r，厚度为dr，密度为ρ(r)，则从球形到该层的球体质量为：

2.平衡方程

设半径为r处的压强为p(r)，球体质量为M(r)，万有引力常数为G，则有以下等式：

3.光度方程

设L为光度，ε为恒星内部单位质量的产能功率，则有以下等式：

4.辐射转移方程

设T(r)为球壳内温度，K(r)为吸收系数或不透明系数，σ为斯特潘常量，则有以下等式：

5.物态方程

设恒星内部为理想气体，μ(r)为平均分子质量，mH为氢原子质量，k为玻尔兹曼常量，c是光速，则有以下等式：

如果去掉一系列假设，那么公式和计算将相当复杂。?[38]??当然，通过高性能计算机，恒星的各个物理参数也能很方便地算出，经过比较，结果和实际符合得很好。对于处在主序阶段的恒星，其质量只有轻微损耗，因此物理参数变化是相当缓慢的。当质量发生突变时，恒星也就会进入另一个阶段。

主序星的化学成分基本相同：氢占70%-75%，氦占24%-25%，其余为重元素（主要是碳、氧等，富金属星还有更多重元素）。大部分的氦是宇宙大爆炸初期创生并保存下来的。根据统计，银河系内，主序星的数量约占恒星数量的90%。质量越大的恒星，内部温度越高，热核反应越剧烈，其寿命也就越低。小质量恒星的寿命会很长。30倍太阳质量的恒星只能在主序停留100万年，而0.5倍太阳质量的能停留1000亿年。主序星的质量也有限制。目前上限还不能确定，但是下限——0.08倍太阳质量——是确定的。质量小于下限的“恒星”，内部温度太低以至于不能发生热核反应，因此不具备成为恒星的资格，它们被归类为褐矮星。大质量恒星由于结构复杂，所以仍不清楚到底能大到多少。

主序后

当恒星中热核反应的燃料氢逐渐转化为氦时，氢聚变就不能维持下去了，恒星的结构就会发生显著变化。此时一颗恒星就度过了漫长的主序，来到了它的老年。

更多的热核反应

温度达到108开以上时，氦原子核将作为燃料，最终生成氧元素。这一步叫做氦燃烧。温度到8*108开时，碳和氧进行燃烧，最终形成镁、硅、磷、硫四种元素。温度到3.5*109开时，镁原子核和硅原子核进行光裂变反应，生成铝、氖、氧元素，同时发射质子、中子和氦原子核(α粒子)。而氦原子核和硅还有其它元素反应，生成硫、氩、钙、钛、铬、铁、镍元素（α过程）。铁和硅是硅燃烧的炉渣，而且是所有恒星中进行的聚变反应的炉渣。总的来看，热核反应产生的能量是越来越少的。铁的比结合能最大，这意味着无论向更重元素还是向更轻元素变化，都要吸收能量而不是放出能量。因此，铁的形成标志着恒星（一般是大质量恒星）已经濒死，最终将会以极为壮烈的爆炸中结束一生。以下是各个反应的具体过程：

1.碳燃烧

——————{20Ne+4He

12C+12C—{?23Na+H（表示三反应同时发生，下同）

——————{24Mg+γ

20Ne+γ—16O+4He

20Ne+4He—24Mg+γ

2.氧燃烧

——————{28Si+4He

16O+16O—{31P+1H

——————{32S+γ

3.光裂变反应

28Si+γ—{24Mg+4He

—————{27Al+1H

27Al+γ—26Mg+1H

26Mg+γ—25Mg+N（N为中子）

25Mg+γ—24Mg+N

24Mg+γ—20Ne+4He

20Ne+γ—16O+4He

16O+γ—12C+4He

4.硅燃烧（α过程）

28Si+4He—32S

32S+4He—36Ar

36Ar+4He—40Ca

40Ca+4He—44Ti

44Ti+4He—48Cr

48Cr+4He—52Fe

52Fe+4He—56Ni?[38]?

恒星内部热核反应数据

反应过程近似点燃温度/开运转温度/开所需最小恒星质量:太阳质量核心密度/克每立方厘米持续时间/年

氢燃烧4*1062*1070.0847*109

氦燃烧1*1082*1080.56*1025*105

碳燃烧6*1088*10846*1055*102

氧燃烧1*10915*10861*1065*10-2

硅燃烧2*10935*10891*10103*10-3

小质量恒星晚期

当一颗恒星质量小于2.3倍太阳质量的恒星演化到主序晚期，核心的氢已经燃烧殆尽。在温度还没达到让氦发生反应的时候，它没有足够的辐射压维持自己的平衡态，于是核心不可避免地收缩。这种收缩把引力势能转换为内能从而提高温度，使得核心温度能够引发氦聚变，甚至由于反应过于剧烈，会发生氦闪现象。同时核心对外辐射多余的热能使得外层物质被推开，造成核心收缩，外层膨胀的现象。核心开始聚变后，核心外围由于还有未用完的氢，在辐射加热下重新开始氢聚变。这时候恒星的核心是氦聚变，核心外围是氢聚变，恒星又得以焕发活力。核心所产生的能量使得恒星外层不断膨胀，表面温度则一再降低直到4000开以下。这时恒星发出红色的光，体积巨大无比，被称之为红巨星。北河三（双子座β）、毕宿五（金牛座α）、大角（牧夫座α）等都是红巨星。

当红巨星中的氦耗尽时，剩下碳和氧，这时恒星也会向之前一样，在重力作用下急遽收缩。但是恒星质量不够大，引力无法使得核心温度升高引发碳燃烧和氧燃烧。这样收缩只能让碳-氧核心外围的氦继续燃烧。这一状态维持不了多久。在恒星彻底丧失活力之后，整个恒星的不稳定性增加，引力作用导致核心密度越来越高。当密度达6*107克/每立方厘米时，由于泡利不相容原理，电子产生简并压力，使得物质不再被压缩，而温度维持在5万开，体积很小，此时核心就形成了一颗白矮星。与此同时，恒星壳层脱离了束缚，扩展到很大的范围，形成了行星状星云。行星状星云演化很快，它以10-30千米/秒的速度膨胀，越来越稀薄，约5万年后，行星状星云就会被吹散。

太阳是小质量恒星。再过50亿年，太阳也将变为一颗红巨星。这时候太阳会膨胀，其半径可大到包含地球甚至火星轨道的地步，那时地球或许已经被吞噬殆尽。不久后核心再次收缩，变为白矮星，而外壳变为行星状星云。

中等质量恒星晚期

如果一颗恒星质量在2.3到8.5倍太阳质量，核心的氢燃烧完毕后，核心少许收缩，但是由于其质量很大，核心可以平稳地进入氦燃烧阶段。如果恒星质量接近3倍太阳质量或更小，那么其表面温度为5000开，为红巨星；如果质量超过7倍太阳质量，表面温度将达到1万开，此时是巨星但并非红色。中心的氦燃烧完毕后，核心再次收缩。由于质量大，引力势能产生的温度和密度足够引发碳燃烧，核心温度再一次升高，但是碳燃烧以非常快的速率进行，以至于核心来不及膨胀以减缓反应速度，碳就燃烧完毕了。这种非常迅速的碳燃烧被称为碳闪，它也许会导致恒星的不稳定状态，甚至导致爆炸，毁灭这颗恒星。如果幸免于此，那么恒星也终会变成一颗白矮星。

大质量恒星晚期

大质量恒星由于总质量巨大无比，以至于碳燃烧也能很平稳地进行，不至于发生碳闪。核心碳燃烧的同时，外壳中的氢和氦也在燃烧。核心部分的碳烧完后，温度已经达到10亿开以上，氧燃烧开始了。如果温度高到20亿开，硅也能开始燃烧。考虑极端情况，这时候的恒星已经变成了巨型的“洋葱头”：核心部分由炉渣——等离子态的铁——组成，外侧由各种壳层组成，每一层都在进行着不同类型的核反应。这时候恒星已经膨胀得非常大，成为红超巨星。更重元素的燃烧时间相对于更轻元素的短。对于一个25倍太阳质量的恒星，氢可以持续燃烧700万年，氦可以燃烧50万年，碳燃烧600年，氧燃烧1个月，而硅只能燃烧1天。离开主序之后的不稳定燃烧可能使恒星多次进入脉动变星状态。参宿四（猎户座α）、心宿二（天蝎座α）都是红超巨星。大质量恒星将会在超新星爆炸中结束自己的一生。

双星演化

双星演化机制虽然和单独恒星相同，但是由于两颗星之间的物质交流频繁，一些双星的演化远比单独恒星复杂（密近双星更为复杂）。双星种类繁多，不同质量的主序星、白矮星、脉动变星、中子星、黑洞等等进行组合，要总结出一般规律很不容易。又因为恒星风、物质交换、吸积甚至其中一颗星爆炸等各种情况，研究它们愈发困难。现在双星演化的理论和观测尚有很多不完备之处，有待进一步研究和观测。

恒星的结局

简并压力

原子由原子核和电子组成。1925年，物理学家泡利认为，原子中的电子不容许有相同的运动状态。如果原子内某一空间中的电子占满了所有可能的状态，那么泡利不相容原理就不允许这个区域再多出一个电子。这种不容许多余电子进入某一空间的力就是电子简并压力。对于平常物质，原子和原子之间距离很大，一般不会出现电子挤占别的原子中电子的情况。而且电子的简并压力是很小的。但是，电子简并压力有其上限。如果物质被进一步压缩，那么电子就被迫压入原子核，与质子结合成为中子，电子简并压力不复存在。此时原子这个屏障不复存在，原子已经被“肢解”了。如果再增大压力，中子和中子就被紧密地压在一起，相互之间产生压力，这就是中子简并压力。等到压力进一步增大，连中子简并压力都抵挡不住的时候，这个物质就超出了目前的认知范围，所有已知的的物理定律在那里统统失效。

白矮星

恒星主要靠核聚变产生的辐射压力对抗自身的引力，以维持自己的形态。一旦核聚变停止，恒星将不可避免地坍缩。但是有两个重要的屏障——电子简并压力和中子简并压力——阻碍这种坍缩。白矮星就是电子简并压力与自身引力相平衡的天体。虽然恒星充满着等离子体的物质，电子不再被束缚在原子周围，但是泡利不相容原理依然起作用，并且由于恒星含有的物质很多，电子简并压力可以非常大，足以和引力抗衡。

白矮星通常由碳和氧组成。它的内部不再有核聚变反应，不再产生能量。白矮星形成时的温度很高，可以达到20万开。但是由于没有能量来源，它终究会辐射大部分能量，最终黯淡下去，成为黑矮星。现代天文学认为，黑矮星有可能是暗物质的一种。

中子星

美国天体物理学家钱德拉塞卡于1931年发现，白矮星存在质量上限，为1.44倍太阳质量，这被称之为钱德拉塞卡极限。超过了这个极限，电子简并压力就不敌引力，原子被压碎，电子与质子结合成为中子。直到中子被压在一起，产生的中子简并压力和引力抗衡，这就形成了中子星。

中子星直径只有十多公里，但是每立方厘米的物质可重达10亿吨，因此自转速度极快，周期可能达到七百分之一秒，形成脉冲星。还有的中子星磁场很强，形成磁星。