恒星的一生

傅煜銘

任晴朗無云、沒有月亮的夜晚，我們抬頭仰望星空時，總會被那璀燦的繁星深深震撼。古時候的人們發現，相對于行星、彗星等位置會變化的天體，天上為數最多的星星相互之間的位置幾乎沒有改變，于是把它們叫作“恒星”。現代的天文學家把受自身引力束縛、自己發先發熱的由等離子體組成的球狀天體叫作恒星。太陽也是恒星六家庭的一員，是離我們最近的恒星。

實際上，人類真正認識到太陽也是一顆恒星，是最近幾百年間的事情。哥白尼、布魯諾等科學家作為日心說的開創者，認為地球并非世界的中心，而是繞著太陽旋轉的。同時，他們相信恒星也和太陽一樣，只是因為距離遙遠，所以看上去只是一個個的亮點。1838年，德國天文學家弗里德里希·貝塞爾首次通過視差法較為精確地測量了一顆恒星到我們的距離。在此之后，許多恒星的距離都被測量出來。科學家們使用觀測到的恒星亮度，修正它們所在距離對于亮度的影響（光源距離觀測者越遠，看上去就會越暗）后，發現這些恒星幾乎都和太陽差不多亮！科學家們還通過對比太陽和其他恒星的光譜，證實了它們在表面溫度和化學成分上都十分相似。按照恒星的光譜分類方法，太陽是一顆G2型的主序恒星。

宇宙中一共有多少顆恒星呢？“不計其數”可以說是對這個問題最為準確的回答。限于我們所處的位置和恒星、星系到我們的距離，我們在夜晚可以用肉眼看到的恒星，幾乎全都位于銀河系內。我們的肉眼無法分辨遙遠星系中的單個恒星。因此，許多星系在我們看來都是一個個很小的亮斑或者模糊的小亮點，它們是這些星系所有恒星發光的總和。粗略地估計一下，我們所能觀測到的宇宙中有大約千億個銀河系這樣的星系，而每一個這樣的星系中，又有數千億顆恒星，宇宙中恒星的數目是多么巨大！這些恒星從何處來，又將到何處去？一顆普通的恒星——這個在宇宙中滄海一粟般的平凡存在，究竟又會演繹出何等波瀾壯闊的詩篇？

恒星誕生記——我們來自星塵

近代的康德和拉普拉斯提出了“星云說”來解釋太陽系的形成，“星云說”認為太陽系內的天體誕生于原始星云中。這一假說為人們研究恒星起源提供了很大啟發。經過英國天文學家金斯的開創性研究以及后來的天文學家們的努力，現代的恒星形成理論逐漸發展和完善，并得到了大量觀測證據的支持。目前的恒星形成理論指出，恒星誕生于分子云中。

分子云是星云的一種。星云是對幾類由彌散的星際氣體和塵埃組成的天體的統稱，它們廣泛存在于銀河系和其他星系中。許多星云因為外觀奇特瑰麗而為人們所熟知。我們現在可以使用哈勃太空望遠鏡捕捉到這些星云的美麗照片，但很少有人知道，星云的物理狀態并

不像我們所熟知的地球上的云和霧，而是比人類所能制造的實驗室真空環境更“真空”更稀薄。星云包括發射星云、反射星云、行星狀星云和暗星云等。其中，行星狀星云是小質量恒星死亡后的遺跡；暗星云既不發光也沒有光供它們反射，由于塵埃的存在，它們會遮擋背景光源的光，所以可以在明亮彌散星云背景的映襯下被發現。

暗星云通常是分子云。分子云的主要化學成分是氫分子和氦原子，還包含一些其他元素組成的原子、分子或化合物。其中許多比氫和氦更重的元素，來自更老的恒星死亡后拋出的物質。分子云雖然是較為稠密的星際介質，但和人類所處的環境相比仍然十分稀薄。分子云的數密度是每立方厘米100到1000個粒子，地球上空氣的數密度是分子云的10億億倍！

分子云溫度很低，大約10開爾文（開爾文，溫度單位，10開爾文等于-263.15攝氏度）。分子云具有巨大的尺度，典型的直徑為幾十至數百光年（光年，距離單位，光在真空中走一年的距離，1光年約等于94605億千米）。因此盡管分子云很稀薄，它仍然擁有很大的質量，通常足以制造上萬個太陽這樣的恒星。分子云被稱為恒星的“育嬰室”，年輕的恒星在其中誕生，并經歷了最初階段的演化。

在分子云的不同位置，物質的密度可能不同，這種密度的不均勻性為分子云后來的坍縮和分裂埋下了種子。觸發這一系列過程的導火索，可能是分子云附近的超新星爆發，或者分子云與另一塊分子云的碰撞產生的激波。由于受到這樣的擾動，分子云中質量較大的部分區域會在自身引力作用下近乎自由落體地坍縮。坍縮的那部分云塊越變越密，由于它不夠穩定，便繼續分裂成若干個小碎塊，每一個碎塊還會分別繼續坍縮。碎塊密度越來越大，溫度逐漸升高，氣壓開始增大。這樣導致的結果，就是原恒星核的形成。

原恒星核周圍的氣體物質持續落在原恒星核上，并圍繞原恒星核一起旋轉。這些聚集起來的物質最終將形成一個盤狀的結構——吸積盤，原恒星核位于盤的中心。原恒星核繼續吸積氣體物質，溫度升高，也開始變得明亮。原恒星核會在這時經歷一個短暫的穩定狀態，之后當溫度升高到使氫分子分解為氫原子時（約2000攝氏度），原恒星會再次坍縮；第三次坍縮發生在溫度大約10000攝氏度的時候，此時氫和氦都被電離成離子，這次坍縮會在原恒星收縮到直徑只有大約幾十倍太陽直徑時停止。

原恒星內的物質會因引力而聚集，致使原恒星內部溫度持續升高。當原恒星中心的溫度、密度、壓力達到一定條件時（溫度約10000000攝氏度），熱核反應就會發生。氫原子會結合形成氦原子，這個過程伴隨巨大的核能釋放，引發的效應包括溫度和壓力升高、恒星變亮。隨著熱核反應的進行，恒星可以在一段時間內保持穩定。恒星生命中的黃金時代——主序階段到來了。

主序階段——恒星一生中最長的時光

新生的恒星有不同的大小，直徑最小的不到太陽直徑的一半，最大的可達20多倍太陽直徑；它們還有不同的顏色，從紅到藍。這些不同的特性，取決于恒星形成時所聚集的物質多少。如果恒星形成時聚集的物質更多，最終形成的恒星質量和體積就會更大，恒星的表面溫度也會更高，因此會輻射波長更短的光而呈現偏藍的顏色；反之，小質量的恒星表面溫度通常更低，輻射出的光線中屬于長波成分的紅色更多，因此看上去偏紅。而恒星質量大小對恒星的影響還遠不止這些，它從一開始就決定了恒星的壽命，設計好了恒星生命中的幾乎一切劇情。

主序階段主要是指恒星內部發生熱核反應燃燒氫元素生成氦元素并保持穩定的階段。主序階段是恒星一生中最長的階段，也正因為如此，我們看到的大部分恒星都正處于主序階段。不過，由于恒星內核的氫元素終將被熱核反應耗盡，恒星不能永遠保持在穩定的主序階段，而是會脫離主序，走向死亡。大質量的恒星由于消耗氫的速度遠快于小質量的恒星，因此具有比小質量恒星更短的主序階段時間和更短的總壽命。理論計算表明，太陽在主序階段大約會停留100億年的時間。太陽形成于大約46億年前，所以它正處于壯年時期。而一個具有10倍太陽質量的恒星，主序階段的時間僅有約2000萬年，相比之下就太短了。從分子云到進入主序階段，太陽經歷了幾千萬年，這相比于太陽主序階段的時間只是一個很小的數字。大質量恒星從分子云到進入主序階段，用的時間還會更短。

主序星通過熱核反應持續產生使它發光發熱的能量。我們地球上的生物得以生存，歸

根結底也得益于太陽內核持續穩定的熱核反應，因為太陽提供了適宜生物生存的溫度和人類所需的能源。當一顆恒星內核的氫被熱核反應消耗完時，它便行將就木。

恒星的萬年——壯麗的結束

恒星末期的演化，也是由恒星的質量決定的。不同質量的恒星最終的命運也會不同。

對于質量在2倍太陽質量以內的恒星，主序階段結束后，恒星核心的氫被用完，產生了一個氦的內核，氦內核外是密度更低的氫。由于核心的溫度不夠高，氦元素無法被點燃發生熱核反應。于是，氦內核首先向內收縮，使核心得到加熱。這種反應直接打破了恒星原本的穩定狀態，使得恒星劇烈膨脹。由于恒星擴張到較外部的部分首先被冷卻，恒星的表面溫度降低了，因此變得比原來更紅。這時的恒星會演化成為紅巨星。以太陽為例，大約50億年后，太陽將成為一顆紅巨星，那時太陽會變大到現在的100倍，地球也會被太陽吞嗤。

而在紅巨星內部，氦的燃燒十分迅速，恒星核心的氦很快就會被燒盡，形成一個碳的內核。這個碳內核將持續收縮，密度越來越大，最終成為一顆體積很小、溫度很高（約10萬攝氏度）的天體——白矮星。而原來恒星外部的殼層膨脹得很大，最后會與中心的白矮星脫離，擴展到周圍的空間中。這些氣體物質被中心熾熱的白矮星電離，從而可以被我們觀測到。由于人們最初在望遠鏡中看到這些彌散物質很像行星，因此稱之為行星狀星云。

行星狀星云還會繼續膨脹，最終被完全吹散，只剩下核心的白矮星。而白矮星失去了能量來源，只能日益暗淡，成為不再發光的黑矮星。

質量較大的恒星在主序階段結束后，同樣會有氦內核燃燒的過程，并膨脹成為紅超巨星。不同于小質量恒星的是，大質量恒星的碳內核也會被點燃，從而合成更重的氮、氧元素。質量更大的恒星（8倍太陽質量以上）內核中產生的新元素會一再被點燃，新的更重的元素組成的內核相繼形成，內核外包裹著一層層燃燒的不同元素的同心殼層。因此這些大質量恒星還會制造出氖、鈉、鎂、硅等元素，直到內核變成鐵為止。

此時的恒星再也無力支撐自身的引力，以極快的速度向內坍縮，最終形成宇宙中的奇觀——超新星爆發。超新星爆發釋放巨大的能量，在爆發的瞬間，超新星的光度可以與整個星系的光度相比，天空中就像突然出現了一顆明亮的星星一樣。在超新星爆發后，原來恒星的外層物質被拋到周圍的宇宙空間中，成為彌散的氣體星云，而中心則產生一個致密天體——中子星或者黑洞。

中子星是一種由中子組成的天體，密度極高，它的直徑僅有約10千米，但質量卻和太陽相當。黑洞則是宇宙中最致密的天體，連光都無法逃脫它引力的束縛。

尾聲

超新星爆發的時候，很多比鐵更重的元素得以合成。這些元素不僅存在于地下的礦床里、人類的身體中，它們的譜線還出現在了太陽的光譜中。所以，我們的太陽系很有可能就誕生于大質量恒星死亡后的遺跡里。恒星誕生于星塵之中，終將歸于星塵之中。面對浩瀚無垠的宇宙，人類只有意識到了自身的渺小，才有可能變得偉大。