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登录 一文带你走进恒星的一生：从诞生至消亡的宇宙旅程 以下文章来源于原点阅读 ，作者王爽 原点阅读. 清华大学出版社科普图书品牌，全国科普阅读推广联盟会员。致力于科学普及和科技文化类图书出版，传播科学知识、科学精神、科学方法和科学理念。为读者提供客观、理性、多维、优雅的阅读产品，展现科学的迷人。 要了解恒星的一生，从了解恒星的诞生开始，在这之前，我们先来理解一下“马太效应”。 马太效应说的是，人类社会存在赢家通吃的现象。通俗地说，富人会越来越富，而穷人会越来越穷。 马太效应不光适用于人类社会，还适用于宇宙：宇宙中物质比较密集的区域，会依靠自身较大的引力把周围的物质都吸过来；而吸过来的物质多了，又能够让引力变得更大。如此一来，会形成循环，让该区域变得越来越密集，最终造成引力塌缩。（宇宙版本的马太效应是英国天文学家詹姆斯·金斯发现的，其学术名称是金斯不稳定性。） 知道了宇宙版本的马太效应，就可以介绍恒星的诞生了。恒星诞生的过程，可以分为三个阶段。 恒星诞生的第一阶段，是从宇宙密度涨落中产生分子云。 在宇宙创生 38 万年后，出现了宇宙密度涨落：那些物质密集区域的密度，比物质稀疏区域的密度大 10 万分之一。这个初始的宇宙密度涨落就像一颗种子，在马太效应的滋养下会越长越大。换言之，由于马太效应，物质密集区域和物质稀疏区域之间的密度差异会越变越大。最后，就会制造出一片物质密度远大于宇宙平均密度的区域。这片大密度区域中的物质（主要是氢和氦）一般以分子的形式存在。所以，它就被称为分子云。 你不妨把分子云当成是恒星的育婴室。而分子云还可以再细分成三类。 最大的分子云叫巨分子云，一般分布在几百光年的空间范围内，其质量约为太阳质量的几百上千万倍。 巨分子云 示意图 最小的分子云叫博克球状体，一般分布在不超过一光年的空间范围内，质量约为太阳质量的几倍。 位于 NGC 281 星云中的博克球状体 介于巨分子云和博克球状体之间的是中等质量分子云，一般分布在几十光年的空间范围内，其质量约为太阳质量的几十倍甚至上百倍。 位于老鹰星云中的创生之柱 恒星诞生的第二阶段，是从分子云中产生原恒星。 1947 年，荷兰天文学家巴特·博克提出了一个假说：分子云会发生碎裂，从而形成一些分子云的碎块。每个碎块的中心都会出现一个非常致密的核心，而这个核心又会进一步吸引外围的物质。因此，分子云核心会被它的外围物质包裹起来，就像是一只被蚕茧包裹起来的蚕。 最初，分子云核心的温度相当低，大概只有 10 开尔文（相当于零下 263℃）。因为分子云核心一旦升温，就会发出大量的电磁波；电磁波可以从外围“蚕茧”的缝隙中逃逸，从而把能量带走，让分子云核心的温度迟迟无法升高。 在温度很低的情况下，分子云核心向外扩张的压力远远小于其自身的引力。所以，分子云核心会处于加速收缩的状态。 外层物质越聚越多，外围的“蚕茧”会不断变厚。等“蚕茧”厚到能把电磁波全部拦截下来的时候，分子云核心的温度就可以显著上升了。当核心温度达到 3000 开尔文的时候，向外扩张的压力就能与引力达到平衡了。 此后，分子云核心的温度会进一步升高，让自己进入减速收缩的状态。这种处于减速收缩状态的分子云核心，就是所谓的原恒星。你不妨把原恒星当成是胚胎状态的恒星。 上图展示了一颗被称为“HOPS 383”的原恒星 恒星诞生的第三阶段，是从原恒星变成真正的恒星。在这个过程中，会发生两件大事。 第一件，原恒星会继续地从包裹它的“蚕茧”中吸收物质。由于“蚕茧”中的物质是有限的，原恒星最后能吃掉整个“蚕茧”。 第二件，原恒星的温度会随体积的收缩而不断升高。当温度突破某个临界值的时候，就可以在原恒星的中心点燃氢核聚变。一旦氢核聚变被点燃，原恒星就会变成一颗真正的恒星。 完成这两件大事的先后顺序，决定了原恒星变成真正恒星的两种路径。 如果分子云碎块的体积比较小，就会形成一个小质量的原恒星，以及比较薄的外层“蚕茧”。在这种情况下，当原恒星把整个“蚕茧”都吃掉后，其中心依然没能点燃氢核聚变。此后，这个已经没有“蚕茧”包裹的原恒星会继续收缩，最终突破临界温度并点燃氢核聚变。这种路径，会形成一颗小质量恒星。 如果分子云碎块的体积比较大，就会形成一个大质量的原恒星，以及比较厚的外层“蚕茧”。 在这种情况下，原恒星还没来得及把外层“蚕茧”吃掉，其中心就已经点燃了氢核聚变。氢核聚变释放的巨大能量，会把外围“蚕茧”直接吹散。这种路径，会形成一颗大质量恒星。 无论是小质量恒星还是大质量恒星，一旦在其中心区域点燃氢核聚变，就会进入主序星的阶段。 20 世纪初，丹麦天文学家埃纳尔·赫茨普龙和美国天文学家亨利·罗素各自独立地发明了一种研究恒星的重要工具，也就是所谓的赫罗图。 埃纳尔·赫茨普龙、亨利·罗素 赫罗图是一个给恒星分类的二维直角坐标系，其横坐标代表恒星的表面温度，而纵坐标则代表恒星的绝对亮度（绝对亮度是假定把天体放在离地球 32.6 光年远的地方，所测得的亮度）。 根据表面温度，恒星可以分为 O、B、A、F、G、K、M 七类。其中 O 型恒星的温度最高，超过 30000 开尔文，主要发出蓝白光；而 M 型恒星的温度最低，介于 2400 开尔文到 3700 开尔文，主要发出橙红光。而根据绝对亮度，按由亮到暗的顺序，恒星又可以分为超巨星、亮巨星、巨星和矮星。 后来人们发现，包括太阳在内的绝大多数的恒星，都分布在赫罗图中一条从左上角延伸到右下角的对角线上（即赫罗图主序对角线）。赫罗图主序对角线上的所有恒星，其表面温度都与其绝对亮度呈正相关。 这些位于赫罗图主序对角线上的恒星，就是主序星（除了主序星以外，还有两个恒星聚集区域。一个位于赫罗图的右上角，称为红巨星；另一个位于赫罗图的左下角，称为白矮星） 天上绝大多数的恒星都是主序星。那么，主序星的本质是什么呢？最早揭开这个谜团的人，是英国大天文学家爱丁顿。 爱丁顿 爱丁顿一生中最有名的研究工作是验证了爱因斯坦的广义相对论。 不过，这只是他知名度最高的工作，而不是他学术生涯的顶点。真正奠定爱丁顿“江湖地位”的，是他在 1920 年发表的一篇名为《恒星内部结构》的论文。在这篇论文中，爱丁顿提出了一个核心的问题：恒星到底靠什么来阻止自身的引力塌缩？正是这个问题，为人类揭开了恒星世界的神秘面纱。 爱丁顿对此问题的答案是，靠发生在恒星中心区域的氢核聚变。氢核聚变会把 4 个氢原子核聚合成 1 个氦原子核，并释放大量的能量（此过程的能量转化率为 7‰，比烧煤的能量转化率要高上百万倍）。 这些能量可以产生方向向外的辐射压，进而与恒星受到的方向向内的引力达到平衡。正因为如此，恒星才可以持续稳定的存在。依靠氢核聚变来对抗自身引力的恒星就是主序星，这就是主序星的本质。也就是说，主序星是盛年的恒星。 但是，一颗恒星中心区域的氢“燃料”并不是无穷无尽的。早晚有一天，恒星中心区域的氢燃料将会消耗殆尽，从而让氢核聚变中止（太阳中心的氢燃料还能再烧上 50 亿年。而质量是太阳 10 倍的恒星，只能再烧上几千万年）。到那时，恒星就会告别自己的盛年时期，迈向暮年。 由于中心区域的氢燃料消耗殆尽，迈向暮年的恒星将在引力的作用下开始收缩。恒星的收缩会让它的温度整体升高。如此一来，原本温度较低的恒星外围的氢壳层，就可以突破核反应的临界温度，进而点燃氢核聚变。氢核聚变会转移到恒星的外围区域。这样一来，恒星外围的氢壳层就不会再收缩，而是转为膨胀，从而让恒星的亮度大大超过之前的主序星阶段。而恒星外围氢壳层的膨胀，又会让它的温度下降，从而发出红光。 另一方面，恒星中心区域的氦壳层（氦是由之前中心区域的氢核聚变产生的）还在继续收缩，从而让核心温度不断升高。当核心温度超过1 亿摄氏度的时候，就可以点燃氦核聚变，产生碳和氧元素，并释放大量的能量。 当中心区域的氦核聚变被点燃的时候，就能与引力达成新的平衡。 换句话说，靠着中心区域的氦核聚变的支撑，迈入暮年的恒星将重新达到稳定的状态。此时，对于远处的观测者来说，这颗恒星将呈现出亮度大、温度低、发红光的特征。这就是所谓的红巨星，红巨星是暮年的恒星。 但红巨星中心区域的氦燃料，也会消耗殆尽。此后的恒星，就会迈向死亡。而小质量恒星和大质量恒星的命运，将出现分叉。 像太阳这样的小质量恒星，会有一场平淡的葬礼。它会抛出外围的氢壳层，形成被称为“行星状星云”的发光气体云；这些行星状星云最后会逐渐消散，成为星际介质的一部分。 当所有的外围气体都被抛掉以后，由碳元素和氧元素构成的恒星内核就会暴露出来。这个内核还会继续塌缩。但由于质量不足，塌缩引起的温度升高始终无法点燃碳核聚变。最终，当这个恒星内核被引力压缩到和地球差不多大小的时候，它内部的电子简并压力就可以与引力达到平衡。 当电子简并压力与引力达到平衡以后，这个恒星内核就可以稳定地存在下去了。此时，对于远处的观测者来说，这个残存的恒星内核将呈现出亮度小、温度高、发白光的特征。这就是所谓的白矮星。白矮星有一个质量上限，也就是太阳质量的1.44倍，称其为钱德拉塞卡极限。一旦超过这个钱德拉塞卡极限，电子简并压力就无法再对抗引力。 白矮星，就是小质量恒星死后的归宿。 白矮星 示意图 另一方面，质量能达到太阳质量 10 倍以上的大质量恒星，会有一场盛大的葬礼，也就是所谓的超新星爆发。 不同于死去的小质量恒星，大质量恒星的内核会因为自身的引力塌缩而达到极高的温度。这样，它就可以依次点燃碳、氧、硅的核聚变，直到在恒星最中心的位置产生一个铁核。这就形成了下图所示的“洋葱”结构。 与之前所有核聚变截然不同的是，铁核聚变不但不能释放能量，反而会吸收大量的能量。 在这种情况下，就连电子简并压力也无法再对抗恒星自身的引力。这意味着，引力会把铁核中的电子全部挤进原子核的内部。这些电子会与原子核内部的质子结合，变成中子。这就是所谓的恒星“中子化”过程。 而恒星“中子化”的瞬间，会释放出海量的高能中微子（中微子是一种不带电荷、质量几乎为 0 的粒子，它也是宇宙中数量第二多的粒子）。这些高能中微子会向四面八方飞散，其实际效果就是一个中微子的大爆炸。这个中微子的大爆炸会把恒星的外层物质炸得四分五裂。由于发生了大爆炸的缘故，恒星的亮度能够达到平时的几千万倍，这就是超新星爆发。 超新星爆发是一场极端壮丽的宇宙烟花秀。短短几十天内，这场烟花秀释放的能量，就能超过一颗恒星上百万年间释放的能量总和。正因为如此，一颗超新星的亮度就足以和一个星系相媲美。即使经历了上千年的岁月，超新星爆发的烟花秀依然能留下清晰可见的遗迹。 超新星爆发后，会留下一个完全由中子构成的致密内核，这就是所谓的中子星。一般而言，中子星的半径约为 10 千米；而它的密度能达到水密度的 400 万亿倍。（一汤匙白矮星物质的质量，大概相当于一辆汽车；一汤匙中子星物质的质量，则大概相当于一座山。）不同于靠电子简并压力对抗自身引力的白矮星，中子星是靠中子简并压力来对抗自身引力的，这就是中子星的本质。 类似于白矮星，中子星也有一个质量上限，即太阳质量的 3 倍，称其为奥本海默极限。一旦超过这个奥本海默极限，中子简并压力也将无法对抗引力。这样一来，引力就会君临天下，最终把大质量恒星的内核压成一个黑洞。中子星和黑洞，就是大质量恒星死后的归宿。 END 更多精彩文章请点击下面“蓝字”标题查看：

原恒星（Protostar）是在星际介质中的巨分子云收缩下出现的天体，是恒星形成过程中的早期阶段。 对一个太阳质量的恒星而言，这个阶段至少持续大约100,000年。它开始于分子云核心的密度增加，结束于金牛T星的形成，然后就发展进入主序带。 这个阶段由金牛T风－一种恒星风的开始宣告结束，标志

In stars with a mass of less than about 1.5 solar masses, the core becomes degenerate before reaching the Schönberg–Chandrasekhar limit (the maximum stable mass of an isothermal core that can support the pressure of an overlying envelope), while stars with a mass greater than about 6 solar masses never have isothermal cores and leave the main sequence with a core mass already over the limit. The preplanetary nebula phase is a short period in the cycle of stellar evolution — over a few thousand years, the hot remains of the star in the centre of the nebula heat it up, excite the gas, and make it glow as a planetary nebula. The structure of a star on the horizontal branch Asymptotic-giant branch (AGB) Once the red giant has exhausted the helium at its core, it continues to fuse hydrogen and helium in shells around the core and moves to the asymptotic-giant branch (AGB). A comparison of the infrared and X-ray images of Cas A should enable astronomers to determine whether most of the dust in the supernova remnant came from the massive star before it exploded, or from the rapidly expanding supernova ejecta. The energy generated in the core is carried to the surface by either convection or radiation, and it is radiated away from the star’s outer shell (photosphere) in the form of heat and light.