信步天庭，大放异彩——恒星的演化

　　作者：王启儒

　　校对：Alex 牧夫天文校对组

　　后期：库特莉亚芙卡 李子琦

　　责任编辑：毛明远

　　太阳活动活跃期（左）与平稳期（右）对比图

　　Credit: NASA/SDO

　　上周二说到类太阳恒星、低质量恒星、大质量恒星以及褐矮星的诞生历程。现在让我们把目光对准类太阳质量恒星，一同观赏它在诞生之后是如何演化的。

　　X射线下的车轮星系

　　Credit：NASA/CXC

　　消亡的开始——亚巨星的诞生

　　类太阳恒星在主序阶段偶尔会爆发耀斑和黑子，但在大多数情况下，它们的性质是不会有任何突然的、大规模的改变。当类太阳恒星的燃料——氢开始耗尽时，氦的丰度已增大到一定程度。随着中心氢被耗尽，核反应停滞，主要的燃烧区域移动到内核的较外层。没有了核反应的支撑，氦内核中向外的压力会变弱，导致内核开始收缩，氦核的收缩释放出引力势能，使中心温度升高并加热核心上覆盖的燃烧层。此时的温度超过了1千万开尔文，但还不及引起氦原子发生核聚变的温度。不过这个温度可以使氢原子核的聚变比之前更加迅速，在围绕恒星中心的由氦“灰烬”构成的不燃烧内核的壳层中，氢以惊人的速度燃烧着，此阶段称为氢壳层燃烧。氢壳层生成的能量持续不断地增加，同时氦核不断地向内收缩，光度略有增加而表面温度有所降低。大约一亿年后，原本类太阳恒星半径增加到太阳的三倍以上，变成了一颗亚巨星。

　　这里我们举一个五车二（capella，α Aur）的例子，这颗黄色巨星的质量约为太阳的2.5倍，半径为12倍，视星等-0.08等，距离地球42光年。五车二目前正处于由主序星向红巨星转变的中间阶段，也就是我们刚刚说的亚巨星阶段。

　　今晚上海东偏北夜空中的五车二

　　Credit: SkySafari pro

　　消亡的第一阶段——红巨星

　　现在，我们的老年恒星远离了主序，不再处于稳定的平衡状态。氢以持续加快的速度变成氦，而氢燃烧增强的气体压力使恒星不燃烧的外层半径增大。就在核心不断收缩和加热时，覆盖的外层却在不断地扩张和冷却。恒星在这样的变化中成为一颗红巨星。红巨星很大——大约可达水星轨道那么大；与之相反的是它的氦核非常的小——只有地球的几倍大。核中心的密度很高，整个恒星约25%的质量被压缩在行星大小的核中。

　　处于红巨星阶段的类太阳恒星的一个常见的例子是大角星（Arcturus），它的质量是太阳的1.1倍，半径25倍，视星等-0.04等、距离地球36光年。大角星是全夜空第3亮的恒星，目前处于氢壳层燃烧阶段，并在沿着红巨星支上升，光度是太阳的170倍，辐射大多位于光谱的红外范围内。

　　大角星（左）与太阳（右）对比图

　　Credit: Universe Sandbox

　　消亡的第二阶段——氦闪与碳爆燃

　　对于类太阳恒星，当它离开主序几亿年之后，氢壳层燃烧使得氦星核增大，其产生的热量已经将核中心温度推升至1亿开尔文，此时核心的氦开始燃烧。至此，恒星的引力重新开始占据上风，恒星在引力的作用下收缩，恒星的电子气体密度开始升高。这里我们可以给不同质量的类太阳恒星发生电子简并时造成的结果做一下分类：

　　首先是质量在0.8~2.2倍太阳质量的恒星。对于这类恒星，当简并氦星核的质量因积累而超过临界值（0.45~0.50）时，氦将在简并气体中点火。一般而言，非简并气体的压强与温度成正比，在非简并气体中点火造成的局部温度升高会伴随着压强升高，而星核将膨胀，从而又抑制了温度的上升，以至于可以处于平衡状态。然而简并气体的体积和压强对温度不响应，简并气体中点火后发生的是正反馈，导致剧烈的氦聚变，从而出现热失控（thermal runaway），与此对应的现象称为氦闪。

　　其次是质量在2.2~8倍太阳质量的恒星。对于这类恒星，氦将在非简并条件下点火并正常燃烧。在红巨星核心，两个氦原子核聚合在一起形成Be核，这是一种非常不稳定的同位素，通常会在极短的时间内衰变成两个氦核。然而，在红巨星内核的高密度条件下，Be核有可能在衰变发生前就遇到其他氦核，并与氦原子核聚合形成碳。对于此类恒星，碳将在简并条件下点火。在碳开始点火时，星核中心有对流，对流把碳燃烧所释放的能量传出，所以不会立即出现热失控。但终究碳闪会形成，届时将产生一个激波，激波传向未燃介质时把介质逐渐点燃，继而发展成爆炸性的燃烧，与此对应的现象称为碳爆燃。

　　碳核聚变反应示意图

　　Credit：NASA

　　消亡过程中最绚烂的阶段——行星状星云

　　根据上文所讲：对于质量在2.2~8倍太阳质量的恒星，它们的核心温度足以引起碳核聚变反应。然而，在碳内核能够获得点燃碳聚变所需的令人难以置信的高温之前，它的密度会达到再也不能被进一步压缩的程度。实际上，一旦碳开始形成，就标志着恒星已经进入了死亡倒计时。随着内核越来越接近它最终的、高密度的状态，核燃烧的强度也在增大，恒星包层不断地膨胀并冷却，最大半径达到约300倍太阳半径——大到足以吞噬掉火星。也就是在此时，恒星的燃烧变得十分不稳定，这种不稳定使得恒星变得非常复杂——在每次脉动的峰值附近，表面温度降低至电子可以与其他原子核重新结合形成原子。每次原子的结合会产生额外的光子，给予气体一些额外的“外推力”，并导致一些气体的逃逸。在不到百万年的时间里，恒星几乎所有的包层都以几十千米每秒的速度被喷入太空。随着内核耗尽剩余的燃料，它开始收缩并升温，形成了一个主要由碳灰烬组成的小且界限明确的内核——它炽热、致密并且仍然非常明亮，只有内核的最外层仍然在将氦聚变成碳和氧。在内核之外很远处是不断扩张的尘埃和冷却气体云——从巨星喷发的包层，弥漫了太阳系大小的空间。如此壮观绚烂的现象被优雅地称作“行星状星云”，理论上质量在0.8-8倍太阳质量的恒星都将会形成行星状星云。M57（指环星云）是由一颗垂死的中心星所抛射出来的行星状星云，位于天琴座。M57距离地球2300光年、视星等8.8等，膨胀率每世纪1角秒。它是壮观的行星状星云之一。

　　M57，指环星云

　　Credit：Wikipedia

　　类太阳恒星演化最终阶段——白矮星

　　行星状星云中心恒星的遗物——碳内核会随着时间的推移继续演化下去，而其包层将会逐渐消散，原来隐藏在红巨星大气面纱下的内核变得可见（内核从扩散的气体面纱下出现需要几万年的时间）。内核非常小，在包层喷出形成行星状星云时，内核已经缩小至大约地球大小，甚至比地球还要小。它的质量会在太阳质量的一半左右。这颗有着白色炽热表面的小型“恒星”被称为“白矮星”。

　　天狼星B（Sirius B）是一颗距离地球特别近的、已知质量最大的白矮星，也是著名亮星——天狼星A的暗弱伴星。它位于大犬座，距离地球8.6光年，视星等8.3等。尽管质量与太阳相当，但其密度却比太阳系中我们所熟悉的任何天体都要致密100万倍。

　　天狼星B（右）与地球（左）对比图

　　Credit: universe sandbox

　　孤独终老地走完最后的旅程——黑矮星

　　一旦一颗孤立的恒星成为白矮星，它的演化就结束了（双星中的白矮星可能会有进一步的活动）。这颗孤独的白矮星不断地随时间冷却并变暗，最终走完一生的旅程，成为一颗冰冷的、致密的太空中的灰烬——黑矮星。冷却的矮星不会随着它的消逝而收缩太多。在恒星的极高密度下，即使恒星的温度几乎接近绝对零度，电子对积压的反抗也会支撑住恒星——与红巨星内核在氦闪附近所处的电子简并状态相同。随着矮星的冷却，它的大小仍然与地球相当。

　　类太阳恒星的成分变化

　　Credit: NASA

　　至此，类太阳恒星以绚烂优雅的方式走到了演化阶段的顶峰，以孤寂冰冷的方式落幕。

　　参考材料：

　　[1]王有芬;邵正义.褐矮星的观测特征和搜寻.天文学进展.2013年(01):19-38

　　[2]王红岩.大质量中子星可包含超子.吉林大学学报(理学版).2020年(03):236-240

　　[3] 徐兰平.恒星的主序后演化.天文学进展.1989年(04):50-58

　　[4] 高扬;肖婷.星系中分子气体与恒星形成的研究进展.天文学进展.2020年(02):4-21

　　作者简介：

　　王启儒，山东烟台人，材料物理专业

　　大学本科在读，天文爱好者，科普创作者

『天文时刻』 牧夫出品

微信公众号：astronomycn

哈勃空间望远镜拍摄的NGC 7027

Credits: NASA, ESA and J. Kastner (RIT)