“太陽正在急速老化，持續膨脹，一百年后，太陽會膨脹到吞沒整個地球，三百年后，太陽系將不復存在。為了讓更多的人活下去，人類決定將整個地球推離太陽系，飛向4.2光年的新家園?！?/em>——《流浪地球》影片臺詞

40多億年前，太陽誕生了，再過40~50億年，它將要滅亡。恒星是怎么走完它的一生的？它們最終的歸宿是什么呢？要想回答這些終極問題，我們先從恒星的能源機制講起。

是什么讓太陽如此耐燒？

恒星的主要組分為氫和氦。以太陽為例，它的總質量為1.9885×1030千克（約33.3萬個地球），其中73.46%是氫，24.85%為氦，其余是碳、氮、氧等元素[2]，表面溫度大約為6000攝氏度。它的輻射功率達3.828x1026瓦，相當于每秒輻射出三峽大壩10億年的發電量[1]。按照這樣的“花銷”，太陽已經燃燒了46億年，是什么能源機制使得太陽“坐吃而不山空”呢？

歷史上有多種恒星能源機制的假說，比如“流星的撞擊”“自引力收縮勢能”等，最終都難以自圓其說。一直到1905年愛因斯坦提出狹義相對論并推導出著名的質能方程（即E=mc2）之后，經過愛丁頓（A. Eddington）、錢德拉塞卡（S. Chandrasekhar）以及貝蒂（H. Bethe）等科學家的不懈努力，于1938年才基本弄清楚，恒星的能源機制就是核聚變。

圖1. 質子-質子鏈式反應（太陽內部最主要的核聚變模式）

根據粒子的數目統計，恒星有90%以上為氫元素，所以在恒星生命期內，大部分時間是在燃燒氫。

氫熔合為氦主要有兩種反應模式:

（1）質子-質子鏈式反應（簡稱pp鏈）。該反應需要恒星的質量不超過2M⊙（M⊙為太陽質量），中心溫度在700萬到2000萬攝氏度之間。反應需多步完成，中間產物可能是氘（氫的同位素）和氦-3（氦的同位素），也可能是鋰和鈹，或者鈹和硼。這些中間產物產生后，又被消耗掉了，最終效果是四個氫核聚變成一個氦核（如圖1所示）。由于中間過程的不同，中微子攜帶走的能量也不同，這就使得最后輻射的能量也有所差異；

（2）碳氮氧（CNO）循環。該反應需要恒星的質量大于2M⊙，溫度高于2000萬攝氏度。在這種反應過程中，參加核反應的碳、氮、氧在反應前后并沒有改變，特別是氮、氧是中間產物，產生了又消失，但一定要有碳存在。

兩種聚變反應的發現者之一貝蒂獲得了1967年的諾貝爾物理獎。目前太陽中心區域正發生氫-氦核聚變，中心溫度約為1500萬度，在這樣的溫度下，有99%以上的能量是通過pp鏈產生，其余不足1%的能量由CNO循環產生。

恒星核反應的程度取決于它的質量，質量越大，自身引力的“緊箍咒”就越強，中心區域的溫度就越高，越重元素的聚變就能發生。原子核的聚變反應主要包括：氫-氦、氦-碳-氧、碳-鎂、氧-硅、硅-硫-氬-鈣-鉻-鐵等。

恒星內部熱核反應產生的能量是由反應過程中質量的損失換來的，比如，四個氫原子核聚變成一個氦原子核，會有0.7%的質量損失。**太陽每秒大約要損失掉400萬噸的物質，才能維持它的正常燃燒。**看似太陽是一個奢侈的“敗家子”，其實相對太陽這樣的“億萬富翁”來講，這樣的“開銷”只是九牛一毛。光子在太陽內部走的向“蝸牛一樣”慢，中心區核聚變產生的能量需要1～17萬年[2]才能傳輸到表面，所以太陽是十分“吝嗇”的，我們此時此刻享受到的陽光浴，可能是太陽17萬年前的“存款”。

圖2. 小、中、大三種質量類型恒星的演化歷程[4]

恒星的演化與最后結局

恒星的一生就是一部和引力抗衡的“奮斗史”，引力的強弱主要由恒星的質量（即“體重”）決定的，因此，恒星壽命的長短、死亡方式都取決于它生前的質量?？傮w來講，越“胖”的恒星壽命越短，死亡的方式越壯烈。

不同質量的恒星的演化和最終結局如下（如圖2所示）：

1. 小質量（M <2.3M⊙）恒星

小質量恒星一生中大規模的核聚變反應不超過兩次。死亡的方式較為平穩，結局是白矮星加上一片碩大而稀薄的星云－－行星狀星云。

太陽屬于小質量恒星，已有近50億年的歷史，壽命約100億年，意味著再過40-50億年，隨著核反應的進行，核心區的氫元素豐度逐漸減小，直至枯竭，全部轉變成氦。氦核聚變要求更高的溫度，由于溫度不夠，熱核反應暫時停止，沒有輻射，輻射壓大大降低，導致引力大于向外的壓力，太陽將會因抗衡不住引力而收縮。

收縮的結果導致中心溫度大增，使氦能發生聚變反應（生成碳和氧），加熱中心區的外圍大氣，使外層向外膨脹。太陽中心部分以外的區域由于溫度的增高又開始氫核聚變反應，并且核反應迅速向外層轉移，推動外層膨脹，使得太陽體積很快增大上千倍上。由于溫度下降，顏色變紅，太陽就變成又大又紅的紅巨星。變成紅巨星的太陽將吞沒地球軌道（如圖3所示），所以在科幻電影中展現的是地球人必須要提前逃離太陽系。

圖3. 40-50億年后，太陽將變成一顆紅巨星，吞噬地球上的一切（BBC Earth）

如果紅巨星中的氫和氦全部消耗完畢，碳和氧原子核雖然也在引力驅使下強烈塌縮，但因總質量不足，引力束縛不夠，中心區域的溫度無法啟動下一輪熱核反應，進而塌縮成碳-氧白矮星。如果恒星的質量太?。?.1M⊙<M <0.5M⊙），恒星的壽命可達千億年，遠超宇宙的年齡，最終演化為氦白矮星，白矮星顏色發白，溫度偏高，體積很小但密度很大（可達10噸/厘米3），發光能力較弱。外圍物質擴散成體積龐大的行星狀星云，密度稀薄到幾乎透明無物，屬于氣體星云，中心大都有一顆高溫白矮星，由中心星的紫外線激發發光，如圖4所示。迅速向外擴散的趨勢使其內部物質稀薄、邊緣稠密，數萬年之后外圍物質散去，只剩下孤燈獨影的白矮星。

因為沒有能量供給，白矮星經過長時間冷卻，光輝殆盡后將變成黑矮星[3]，然而科學家至今還沒有發現黑矮星的存在[5]，這主要是因為白矮星冷卻至黑矮星需要的時間超過了宇宙的年齡。

圖4 行星狀星云（左：指環星云；右：貓眼星云）--恒星死亡前的精彩亮相，死亡后漂亮的”壽衣”（NASA）

2．中等質量（2.3M⊙<M <8.5M⊙）恒星

中等質量恒星的壽命約在5千萬至12億年之間[6]，它的最終結局有兩種可能：一種是十分劇烈的爆炸式死亡，這就是超新星爆發；另一種是類似小質量恒星較為平穩地演化成一顆白矮星。兩種方式都會留下一片碩大且不斷擴散的遺跡星云。

當中等質量恒星中心的熱核反應把氦原子核全部變成碳、氧原子核之后，氦燃燒停止，壓力頓失，碳、氧核心猛烈收縮，導致新一輪聚變爆發，生成氖、鈉、鎂、硅等元素，短時間內釋放出巨大能量引發超爆，將所有物質全被炸飛，恒星徹底毀滅。

如果該過程沒能引發超爆，那么恒星的結局與小質量恒星類似，外圍氫聚變并把大部分外圍物質拋出，核心部分快速形成碳-氧白矮星。質量小于6M⊙的恒星演化為白矮星的概率較大，而質量為8M⊙左右的恒星發生超爆的可能比較大。中等質量恒星的超爆屬于I型超新星爆發，一般會使自己“粉身碎骨”。

宇宙中大多數恒星處于雙星或多星系統中，如果其中一顆子星先演化成白矮星，那么它有可能像“吸血鬼”一樣吸汲？伴星的物質（如圖5所示），當達到白矮星質量上限（1.44M⊙）時，它會因為“吃得太撐”而發生劇烈坍塌式超爆，天文學中稱這類超爆為Ia型超新星。

Ia型超新星在爆發時的質量為定值（即1.44M⊙），光度也為定值，因而它們被稱為宇宙中的“標準燭光”。在星際消光已知或可忽略的情況下，它們的視亮度主要由距離決定。它們通常十分明亮，易于觀測，故常被做為宇宙深處天體距離的指示器。1998年，天文學家索爾·珀爾馬特、布萊恩·施密特與亞當·里斯通過觀測遙遠Ia超新星而發現了宇宙加速膨脹，他們由此共同榮獲2006年邵逸夫天文學獎與2011年諾貝爾物理學獎。

圖5. “吸血鬼”白矮星正吸汲伴星的物質（NASA）

3．大質量 (M >8.5M⊙ ) 恒星

大質量恒星內部可以沿著元素周期表持續進行核聚變反應，且從外向內不斷“換擋提速”，越靠近核心區溫度越高，核反應越深入、越強烈。氫-氦聚變反應之后元素的燃燒都非常迅速。大質量恒星的壽命只有幾千萬年或更短，臨終之時，將發生更猛烈的超新星爆發。除遺跡星云外，殘留的核心物資塌縮為一個新的天體：如果殘留質量小于3M⊙，塌縮為中子星（完全由中子構成的致密天體，可達8億噸/厘米3[7]****）；如果大于3M⊙（中子星的質量上限），塌縮為宇宙怪獸——黑洞。

比如一顆25M⊙的恒星，氫燃燒持續的時間大約為700萬年，氦燃燒約為50萬年，碳燃燒約為600年，而氧和硅的燃燒分別只有1個月和1天左右的時間。在所有化學元素中，鐵原子核的結合能最大，所以核心區聚變到鐵就不能再進行下去了。此時，恒星的體積膨脹到比土星軌道還大，內部形成“巨型洋蔥頭”結構（如圖6所示）。表面溫度較低，顏色發紅，成為又紅又大的紅超巨星。

圖6 超爆之前的超紅巨星的內部結構——“巨型洋蔥頭”（From Chaisson & McMillan, Astronomy Today）

當核心區燃料全部轉化為鐵元素后，因為沒有新一輪熱核反應的支撐，輝煌一世的恒星迅速劇烈坍塌。中心區帶負電的電子被壓縮到鐵原子核內，中和核內帶正電的質子，使中心區變成完成由中子構成的鐵核。外圍向中心塌縮的物質與堅硬無比的鐵核碰撞、反彈，再與向內塌縮的外層物質相遇，形成強大的激波，釋放出巨大的能量會將恒星的大部分物質炸的粉碎，成為壯烈的II型超新星。超爆后的外圍物質向外膨脹擴張，形成氣體和塵埃遺跡星云（如圖7所示），核心物質坍塌為宇宙中最為致密的天體——中子星或者黑洞。

結語

除了宇宙極早期形成的氫和氦外，元素周期表中鐵以前的元素都是在恒星內部的大熔爐中通過熱核聚變形成，而鐵元素以后的元素（人工合成元素除外）大都是在恒星死亡時超新星爆發或中子星并合過程中產生的。地球上所有的重元素都源于太陽系前幾代大質量恒星的超爆。也就是說，宇宙至少要“報廢”一顆8M⊙以上的恒星，才有可能使我們披金戴銀。

超新星爆發是一顆大質量恒星走向盡頭的精彩亮相，同時也是新一代恒星誕生的動力。超爆產生的強大激波和星風提供了近鄰星云的引力擾動，使彌散星云物質聚集，云核碎裂，邁向新一代恒星誕生的歷程。


圖7 距地球約6500光年的“蟹狀星云”[HST，NASA]，它是公元1054年一顆明亮超新星遺跡。我國北宋的天文學家在《宋會要》中清晰地記錄了這顆大質量恒星死亡引發的超新星爆發，經過近千年的演化，依然可以看到這顆恒星死亡后的壯觀景象。1968年，人們首次在射電波段觀察到其中正高速旋轉的中子星（即脈沖星）

參考文獻：

[1] 1031億千瓦時，三峽電站創單座水電站年發電量世界紀錄，人民網，2020年11月19日，http://ccnews.people.com.cn/n1/2020/1119/c141677-31937520.html.

[2]https://encyclopedia.thefreedictionary.com/sun.

[3]Richmond, M. "Late stages of evolution for low-mass stars". Lecture notes, Physics 230. Rochester Institute of Technology. Archived from the original on 4 September 2017. Retrieved 3 May 2007.

[4]蘇宜，《文科天文》，科學出版社，2010.

[5]Johnson, J. (2007). "Extreme Stars: White Dwarfs & Neutron Stars". Lecture notes, Astronomy 162. Ohio State University. Archived from the original on 31 March 2012. Retrieved 17 October 2011.

[6]http://hyperphysics.phy-astr.gsu.edu/hbase/Astro/startime.html.

[7]https://encyclopedia.thefreedictionary.com/neutron+star.

（作者：田?？?，杭州電子科技大學教授，湖北省杰出青年基金獲得者，近年專注于天體的自行測量、寬距雙星及銀河系結構與演化等方向的研究，獲湖北省自然科學獎二等獎1項。）

來源: 科小二