第四章、恆星的一生

作者 : 張祥光   2002/06/17

經過上一章的討論，我們已經對恆星的許多性質有相當的了解。

接下來，我們來談一談前一章引言中所提到的一些問題，也就是，恆星的演化。

恆星演化的理論是20世紀天文物理研究的一項重大成就。它建立在許多理論與觀測上，是許許多多科學家共同努力一起架構起來的。

不過，我們首先應該想想為什麼人們會覺得有所謂「恆星演化」這回事。

我們看到今天的太陽和昨天的不同了嗎?和我們小時候看到的不同了嗎?也許，你會說這時間太短了，

對星球而言需要有遠遠超過這個尺度的時間來看到它們的變化。也許，這是真的。

但是，我們顯然還沒有過這種經驗。為什麼我們就這麼認為，這麼相信了呢?

不管如何，人類存在的時間相較於整個宇宙來說的確是很短暫的。我們沒有機會從頭到尾看到一顆恆星從誕生到死亡。

但是，我們可以架構一套理論，把我們所觀測到的不同狀態的恆星放進這樣一套理論。

這樣，我們就能同時有剛誕生的恆星，壯年的恆星，老年的恆星，以及死亡了以後的恆星。

在這一章裡，我們就是要來講這樣的一個故事。 

第一節、恆星的形成

來自宇宙間的塵土

人們總是喜歡追問事物的來源。這其實是一種存在的感覺所驅使的。

滿天的繁星是從何而來的?太陽是怎麼形成的?宇宙是如何形成的呢?我們自己又是怎麼來的呢?其實，天文學要問的，也就是這一些問題。

天文學家們認為恆星是宇宙間的「雲氣」因為萬有引力的作用而聚集形成的。

這一個觀點有非常多的觀測證據支持，並且也成功地解釋了行星系統形成的基本圖像。「雲氣」?

浩瀚的宇宙空間裡，星球與星球之間的星際空間裡，不是空蕩無物的嗎?

星際物質

在第一章裡我們曾經介紹過，在廣大的星際空間裡其實存在許多分子與塵埃聚集的雲氣，像圖f04-01-01就是一個有名的例子。

這是在獵巨腰帶的馬頭星雲。在這區域裡，有偏紅色的「發光星雲」，有較藍色的「反光星雲」，

也有本身不發光而被明亮的背景所襯托出來的「黑暗星雲」。

這些星際物質因為不同的組成與環境而有這些不同的表現。有許多濃密的分子雲是不發出可見光的，得用無線電來看它們。

而低溫的塵埃則需用紅外線來看。

在老鷹星雲裡，有恆星剛形成，也有正要形成恆星的「原型星」。

原型星都還被包裹在塵埃與分子雲氣裡，像圖f04-01-03中，如柱狀般的濃密雲氣裡，就有許多正要誕生的恆星。

這些柱狀結構是因為圖上方以外的區域已經有剛形成的恆星，而這些年輕的恆星放出大量紫外線把比較稀疏的區域吹拂乾淨的原故。

 在星雲中心部位附近，利用哈伯太空望遠鏡，天文學家甚至捕捉到了許多原型星的拱星盤，

也就是環繞在原型星四週的盤狀結構。這些盤狀結構後來就可能會形成行星系統（圖f04-01-06)。

一顆恆星的誕生

星際間的雲氣因為萬有引力的關係而互相吸引，使得密度越來越大，而組成雲氣的物質速度也越來越快，被此的碰撞也就愈趨頻繁。

如此一來，整個系統的溫度也就越來越高。這時熱能的來源是物質之間的萬有引力。

當這原型星的中心密度與溫度高到足以讓氫原子核(也就是質子)克服彼此的靜電斥力，而聚合在一起產生核融合的反應，一顆恆星就此誕生了。

第二節、恆星的主要生命期：主序列帶

恆星內部最主要的核融合反應

四個氫原子核融合成一個氦核的核融合反應是我們拿來定義「恆星」誕生的依據。

這個核反應不只是恆星的主要能量來源，同時也是維持恆星結構穩定的原因。

圖f04-02-01畫出了這一個稱為「質子─質子鏈」的反應。

兩個質子先融合成一個氘原子核(也就是"重氫")，然後再和另一個質子融合成一個氦三核。

氦三核是氦的同位素，只包含兩個質子和一個中子。然後兩個氦三核再融合成一個氦核，同時放出兩個質子。

在這反應裡，整個效果是四個質子變成一個氦原子核，同時經由微中子以及伽瑪射線放出能量。

這個反應和核電廠裡的核反應是不同的。

在核電廠裡，人們用中子撞擊很重的鈾原子核，造成原子核的分裂，而取得分裂過程裡所釋放出來的能量。

因為原子核結構與質量的不同，比鐵輕的元素融合會放出能量，而比鐵重的則要分裂才會放出能量。

鐵是最穩定的原子核。在恆星內部其實還有別的核融合反應在進行，不過以上所說的質子─質子鏈是最主要的反應。

恆星結構穩定的機制

恆星內部的核融合反應提供了向外的壓力，抵擋住萬有引力的作用，使得恆星不再收縮。

假如這向外的壓力有一點點不足，萬有引力造成的收縮會使得恆星內部溫度進一步升高，而使得核反應更劇烈，提供足夠的向外壓力。

因此恆星結構會處在一個穩定的平衡狀態，直到恆星中心的燃料─氫原子核─開始短缺。

恆星在主序列帶上度過主要的生命期

質量比較大的恆星因為萬有引力的作用比較大，所以需要有較多的核反應釋放較多的能量，提供較大的向外壓力，維持住穩定的結構。

因此我們會看到，在赫羅圖裡，主序列帶上的恆星─它們都是處於這種結構穩定的階段─會按照質量大小依序排列。

質量越大的越在左上方高亮度的地方。

恆星在形成之後就依據它的質量出現在主序列帶上的某個位置，然後緩慢變化，在主序列帶上度過主要的生命期。

生命期長短與恆星質量有關

不同質量的恆量在主序列帶上所花的時間也不一樣。

以太陽為例，詳細的理論計算告訴我們，太陽大約會在主序列帶上度過100億年的時間。

太陽從形成到現在大約有46億年，所以正好處於壯年時期。圖f04-02-02顯示這了這些理論計算的結果。

剛形成的太陽要比現在略小，直徑是目前的94%，而亮度也較低，約是目前的70%。現在的太陽仍緩慢地變大變亮。

再過大約54億年，太陽中心的氫就會用盡(因為都融合成氦了)，開始步入演化的末期。

那個時候的太陽大約是現在的2倍亮，直徑是現在的1倍半。

質量比較大的恆星消耗氫的速度比較快，快到使得它們雖然有比較多的氫燃料，但是仍然比較快用盡，也就是在主序列帶上停留的時間比較短。

一個生命期長短與質量關係的大概估計是，生命期和質量的2。5次方成反比。

例如一個10倍太陽質量的恆量生命期就只有太陽的300分之1，也就是3千多萬年而已。

第三節、恆星演化的末期

紅巨星

恆星中心部分的氫用盡了之後，在最中心就只剩下氦原子核了。

這個時候，因為中心溫度還沒有高到可以讓氦原子核進一步融合，於是恆星最內部充滿了氦的核心部分就進一步由於萬有引力的作用而收縮。

在此同時，核心的外圍仍然繼續進行著氫融合成氦的反應，形成一個「殼層燃燒」的現象。

在這裡我們借用「燃燒」一詞來指稱核融合反應。

因為內部核心收縮，溫度逐漸上升，使得殼層燃燒也越來越劇烈，進而向外提供更多的熱量，

使得外層的物質反而因為核心的收縮而大幅膨脹(圖f04-03-01)。

我們的太陽在這個時候會變成一個紅巨星。某些計算指出，太陽可能會膨脹到像地球公轉軌道的範圍這麼大，

也就是直徑增大超過現在的100倍。到時候假如我們還在的話(或者假如地球還在的話)，太陽將會佔去相當大的一部分天空。

圖f04-03-02是太陽紅巨星的一幅想像畫。

氦原子核進一步的融合

當恆星內部核心繼續收縮，使得溫度升高到1億度左右的時候，氦原子核就開始進行進一步的融合反應。

這一階段的核融合主要是把氦融合成碳和氧，而放出能量。當恆星核心點燃氦融合反應之後，核心就不再收縮了，

反而還因為融合反應所提供的能量而向外擴張了些。這時原先殼層燃燒的氫融合反應則因為擴張降溫而略趨緩和。

整個星球的外層因此向內塌縮，直到形成一個新的穩定結構。

這個時候的恆星和在主序列帶時有點類似，都是中心部分有核融合反應，只是這時有兩圈─中心的氦融合成碳和氧，

以收外圍一層氫融合成氦(圖f04-03-03)。

 第二次紅巨星階段

恆星核心的氦終究也有用完的一天。通常這一段核心氦融合的階段持續不到十分之一的主序列帶生命期。

這時，就像當時離開主序列帶一樣，恆星的整個體積開始膨脹，而最中心的部分則是一個向內塌縮的碳氧核心，

加上外圍兩圈「氦殼層燃燒」以及「氫殼層燃燒」(圖f04-03-04)。

太陽在這個階段有可能會膨脹到充滿整個火星繞太陽的公轉軌道。這是太陽的第二次紅巨星階段。

分道揚鑣

再接下來的演化會因為恆星的質量大小而有明顯的不同。

質量夠大的，譬如說大於8個太陽質量，恆星核心部分會一再地進行下一階段的融合反應，直到形成鐵組成的核心，

而後以一種壯烈的方式結束與融合有關的演化：超新星爆炸。

小於8個太陽質量的，碳氧核心無法再進一步進行核融合，於是採取了一種較和緩的方式結束這一段演化。

這是我們下一節要談的主題：白矮星。

第四節、行星狀星雲，白矮星

行星狀星雲

低質量的恆星在演化到第二次紅巨星階段時，會散失大量的物質到它四周的空間去，而漸漸裸露出內部的核心。

這時的核心主要是高溫高密度的碳和氧所組成的。恆星四周的物質被高溫的恆星所釋放出的恆星風向外推，

又接著被高溫的熱輻射持續照射，因此仍然閃閃發亮。

當人們第一次發現這樣的天體時，因為它們在小望遠鏡裡看起來就像木星一樣，有個圓盤模樣的影像，

於是就把它們叫做「行星狀星雲」，而這個名字也就沿用至今。其實它們和「行星」是一點關係也沒有的。

圖f04-04-01的螺旋星雲，圖f04-04-02的貓眼星雲，和圖f04-04-03的愛斯基摩星雲都是行星狀星雲。

它們可能因為物質散失的時候有方向性，或者因為周圍星際介質的不均勻，而顯現出各種不同的形狀。

 白矮星

在這三個行星狀星雲的中央位置，我們都可以看到有一顆星星。

這就是恆星散失外層物質之後，所留下來的裸露核心。

這殘留下來的星體可說是低質量恆星演化到最後的殘骸。

按照我們之前所說的，它們應該是高溫高密度的碳和氧所組成的星球。

不過無論如何，萬有引力總是會使得它們繼續收縮，溫度上升，

引發下一階段的核融合反應才對。

但是人們從19世紀末葉之後就陸陸續續發現許多這一類的星球─表面溫度幾萬度，

大小卻和地球相似。(各位應該還記得我們可以從光譜推知表面溫度，

再加上絕對星等來估計星球的大小)。

這是一種奇怪的星球。是什麼力量可以抵擋萬有引力讓它維持穩定的結構呢?

隨著物理學中量子理論的發展，

人們了解到電子以及其它所有歸類為"費米子"的粒子，都有一種特殊的性質，

也就是它們不能處在完全相同的狀態。

這個性質在物理學中稱為「包立不相容原理」，是物理學家包立所提出來的。

當星球物質密度很大時，就有越多的電子必須處在比較高能量的狀態，也就是有比較高的速度，因此提供了比較大的壓力。

這個壓力稱為電子的「簡併壓力」。

低質量恆星向內收縮的萬有引力相對地比較小。因此當星球收縮到某個地方時，

高密度所造成的電子簡併壓力就抵擋了萬有引力，維持這樣一個星球的穩定結構。

這樣的星球，因為高溫但體積小，所以叫做白矮星。

白矮星是低質量恆星演化的最後階段。這些恆星在主序列帶上的時候，也許有幾個太陽質量。

但是經過長時間的演化，尤其是在紅巨星的演化階段裡，散失了許多質量。

當它們變成白矮星的時候，通常都少於一個太陽質量。圖f04-04-04以太陽為例，說明了低質量恆星的演化歷程。

太陽，我們生命的守護神，最終將會變成這樣子的一顆白矮星。

白矮星會漸漸冷卻，但是因為電子簡併壓力和溫度沒有關係，所以它並不會因為萬有引力而塌縮下去。

它只會一直冷卻下去，變得越來越暗、越來越暗。

第五節、超新星爆炸，中子星，黑洞

大質量恆星的演化末期

大質量的恆星演化到中心的碳氧核心向內收縮時，因為質量夠大，內縮的萬有引力夠強，以致於電子簡併的壓力不足以抵擋萬有引力，

核心於是持續收縮，溫度升高，直到碳和氧可以進行更進一步的融合反應，形成更重的元素，例如氖和鎂。

在核心部分，這樣的，收縮融合，再收縮融合，的過程一直接續發生，直到合成鐵為止(圖f04-05-01)。

 在這些過程當中，恆星的整個體積也是反覆地膨脹與收縮，也因此有很劇烈的質量散失。

圖f04-05-02中的「手槍星」(因為它的噴出物看起來像手槍)，以及圖f04-05-03的船底座h星都是演化末期的大質量恆星。

它們噴發散失了大量的物質，造成這兩幅特殊的景像。而事實上，它們接下來隨時可能會發生的，則是更壯烈的事件─超新星爆炸。

超新星的爆炸

在恆星內部鐵核形成之後，並沒有進一步的核融合反應可以提供能量來抵擋萬有引力的收縮。

因此核心密度一再升高，整個核心就像是一個超大的原子核一樣。在接下來的某一瞬間，許多電子被質子捕捉，轉變成中子。

在這一瞬間，核心物質的性質頓時改變，變得堅硬了些。原先在這核心外圍一起向內收縮的物質一下子反彈子出來，

而把更外圍較低密度的物質整個向外炸了開來。這就是超新星的爆炸。

伴隨這整個過程的是極大的能量釋放。

首先是許多微中子帶走了絕大部分的能量，而後向外炸開的物質，本身也具有很大的能量，使得這整個星球外圍炸開的物質溫度增高，

且放出大量的光。之所以叫做「超新星」是因為它突然變得很亮，像一顆新出現的星星，並且常常有可能亮到幾乎是一整個星系的亮度。

在爆炸的那一瞬間，巨大的能量也使得許多比鐵更重的元素得以形成，包括許多放射性元素。

歷史上的超新星

現在天文學家使用略大的望遠鏡做經常性的觀測，每年大概可以發現幾十個超新星。

它們都是發生在遙遠的星系裡。

在過去，只有比較近的超新星才會被人們所看到，例如我們自己銀河系裡的超新星爆炸。

但是這些事件並不多。一個很著名的超新星爆炸發生在西元1054年(宋史天文志中有記載，不過有人對此記載有所質疑)，

現在還可以看到它的殘骸，也就是金牛座頭上長長的角邊的蟹狀星雲(圖f04-05-04)。它也是梅西爾目錄裡排第一號的M1。

在1054年之後，肉眼可見而有記錄的超新星只有1572年的「第谷超新星」，以及1604年的「刻卜勒超新星」。

最近的一次是1987年2月23日發生在大麥哲倫星雲的1987A超新星(圖f04-05-05，f04-05-06，f04-05-07)。

這可算是數百年來的大事一樁。也因為它很近，天文學家可以獲得比較仔細的觀測結果，來檢驗我們對超新星爆炸的了解。

中子星與黑洞的形成

超新星爆炸除了往外炸開的殘骸之外，原先核心部分仍繼續向內塌縮。這時有兩種可能的情況會發生。

核心質量很大的，一般認為大約大於3到5個太陽質量，會一直塌縮下去，變成一種很奇怪的物體：黑洞。

而質量較小的，因為萬有引力相對地較小，當核心縮小，密度大到中子的簡併壓力足以抵擋萬有引力時，

一個穩定的結構就可以形成。因為這樣一個星球是由中子簡併的壓力在支撐著，所以叫做「中子星」。

中子星的直徑大約是十公里左右而已，但是質量卻和太陽相當。

在前面所提到的蟹狀星雲中心部位(圖f04-05-08)，以及另一個超新星殘骸天后座A(Cas A)(圖f04-05-09)的中央，

都的確被觀測到有中子星的存在。有關中子星與黑洞的觀測，我們將留在第八章介紹「看不見的宇宙」時再進一步討論。

現在是結束這整個故事的時候了。

第六節、來自星塵，歸於星塵

我們可以用圖f04-06-01來總結恆星演化的故事。 

恆星從星際間的分子雲，塵埃，經由萬有引力的件用而聚集形成。

這時依其質量大小不同出現在主序列帶上不同的位置。

然後經過了停留在主序列帶上的主要生命期，較小質量的恆星會進入兩次紅巨星的階段，在這期間內，

把它大部分的質量又重新藉由恆星風，以及形成行星狀星雲，拋回到原來的星際空間裡，又變成星際間的介質，

而核心的部分則會變成白矮星，在空蕩的宇宙空間裡，漸漸冷卻暗去。

質量較大的，在主要生命期之後，會有更劇烈的質量散失，並且經歷多次的超巨星階段，而後產生更是強烈的超新星爆炸。

超新星爆炸的殘骸，以及更早先的質量散失，也終究都回到星際空間去，變成用來形成另一個新恆星的星際物質。

而留下的核心部分則可能變成中子星或者是黑洞。

在早期的宇宙裡，宇宙間主要的物質只有氫和氦，以及極少量的鋰。

所有重的元素都是在開始有最初的恆星之後，在恆星內部形成的。

尤其是比鐵重的元素，更是只有在超新星爆炸時才被製造出來。

星際間的物質，從最原先只有氫和氦，經過一代接一代的恆星演化，

組成成分變得更複雜了，包含了各種不同的元素。

雖然氫和氦仍然佔了98%以上，但這些少量的其他物質卻是人類生命所必需的。

讓我們想想太陽系裡這些元素的來源，譬如說鐵和矽。

這些元素都不是在太陽或太陽系裡形成的，而是原先就存在於這一些後來形成太陽系的星際物質裡的。

因此，它們：這些較重的原子們，包括你我身上，在血液裡流的鐵原子們：

都是曾經在遙遠的過去，遙遠的地方，某一個超新星爆炸時所噴發出來的。

它們經歷了漫長時間的旅行，在廣大的宇宙空間裡遊蕩。 

然後有一天，太陽系形成了，它們在這裡落腳，到了你我的身體裡。

它們也許在想著遙遠的故鄉，也許在想著下一個去處。

（http://www.bamboo.hc.edu.tw/research_publish/textbook/astro01/chapter12/index.html）