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天空的乐韵：天体的来胧去脉 啊！耐心的星星，教给我你们的心境， 你们每晚都攀上这古老的天空， 不留空白，不留阴影，不留伤痕， 也没有年龄的踪迹和对死亡的惊恐。 ——爱默生 原始宇宙基本上由氢原子和氦原子组成。除了这两种较轻的原子外，宇宙中还存在极少量较轻的原子。这些原子的原子核是在宇宙演化的较早时期产生的。其他较重的原子核无法在早期宇宙的环境中产生，它们是在恒星演化的过程中产生的，更重的原子核则必须在恒星演化的晚期通过超新星爆发而产生。 在各种天体形成之前，宇宙物质是均匀的。后来，物质的密度出现了一些小的起伏。随着宇宙的膨胀，密度较大的区域会在自身引力的作用下收缩而形成更紧密的集团。随着收缩过程的进展，中心区域的密度逐渐地增大。由于中心区域的密度较大，粒子之间相互接触的机会就更多，因此，在那里的物质就会有更多的机会集聚起来，形成一团一团比周围稍微密集一些的气团。当然，在物质集团内的别的地方，物质团块的这种小规模的集聚也是可以发生的。我们把这样形成的气团叫做星云，它们是恒星的发源地。星云可以分为两种类型：第一类星云中的氢完全电离，温度在10000K左右，称为电离氢云；第二类星云的温度较低，只有100K左右，其中的氢并未电离，称为中性氢云。由于温度低有利于物质的凝聚，因此，能够形成恒星的星云都是中性氢云。
如果在星云内的某个地方粒子偶然地聚集得更加紧密，这个地方就成为一个引力中心。由于引力的特性，其他地方的粒子将受到一个指向引力中心的吸引力，这个吸引力比来自别的方向的吸引力更强。于是，粒子就有了一种运动的倾向性，倾向于朝着物质更加密集的位置下落。我们把这种由于万有引力的作用而向引力中心汇聚的过程叫做引力塌缩。 最基础的物理学规律告诉我们，当一个粒子受到万有引力的作用时，它就具有引力能。粒子离开引力中心越远，所具有的引力能就越大。于是，当粒子朝向引力中心下落时，就会将多出的一部分引力能交出来。由于能量守恒，交出的引力能必定转变成其他形式的能量。留意一下地面附近物体的下落，我们就会知道，粒子在下落的过程中交出的引力能必定会转变成它的运动动能。当然，在星云的内部，丢失的引力能中还有一部分会以电磁波的形式辐射出去。 随着引力中心聚集的物质越来越多，在一个确定的位置处，粒子所获得的加速度和下落速度就会越来越大；另一方面，粒子离开引力中心越近，所获得的速率也就越大。这样，落向引力中心的粒子之间的碰撞就会剧烈起来，碰撞过程会将粒子的运动动能转变成热能。这就是说，引力中心区的温度会越来越高，那里热起来了。 在一团具有一定温度的气体中，每一个粒子都会受到来自四面八方的粒子的碰撞，这种碰撞在宏观上表现为热压力。温度越高，密度越大，热压力就越大。由于星云中心区域的温度和密度都比外围的高，因此，对一个粒子来说，来自内外两侧的压力就有差别。压力的这种差异使粒子感受到一个与引力方向相反的推力，它能够抵消由引力产生的向内的下落，使收缩减缓下来。 当原始星云开始收缩时，过程会进行得很快。在这个阶段，由于物质密度较低，热比较容易散失，热压力无法与引力抗衡，因此，物质急速内聚。由于这个原因，星云中心区的密度迅速增高，热开始变得不那么容易散失了，于是，星云的温度迅速提高。当中心区域的温度达到2000K时，那里的氢分子开始离解成氢原子，吸收了大量的热，热压力骤然下降。于是，星云的中心区域便收缩成体积更小、密度更大的内核。收缩过程释放出巨大的能量，形成一股速率高达每秒几百千米的强大的星风，阻止了星云外围的物质进一步下落，并且在大约1万年到10万年内将周边的物质逐渐驱散，星云的内核渐渐显露出来。我们把这个内核叫做原恒星，它还不是一颗真正意义上的恒星。由于温度并不是太高，因此，它的颜色是红的。
进一步的收缩将导致星云的中心区域变得越来越热，颜色由红变黄或变白。当中心区域的温度升高到约700万度时，奇迹出现了！这是一件对我们来说具有重大意义的事情。700万度，这是氢聚变为氦的点火温度，热核反应开始了。星云内的氢原子核开始通过一连串的聚变反应生成氦原子核，释放出巨大的能量，这些能量主要以光和热的形式表现出来。这时，星云的温度迅速升高到1000万度以上，由此引起的热压力足以抗衡星云自身的强大的引力。于是，星云不再收缩，内部的物质达到了平衡状态，星云转变成一颗稳定的恒星。此后，恒星完全用内部的热核反应所释放的能量来维持自身的光和热的辐射。恒星进入了它的成年期，这就是主序星阶段。 主序星阶段是恒星演化过程中停留时间最长的阶段，正是由于这个原因，我们在天空中看到的恒星大多数是主序星。 从星云诞生之日起，到它逐渐演化为一颗稳定的恒星，需要耗费多长的时间呢？这与星云的质量密切相关。星云的质量越大，自身的引力就越强，演化到主序星阶段的过程就越快。一颗像太阳大小的恒星，它的早期演化阶段需要40万年左右；而一颗质量比太阳大五倍的恒星，它的幼年期只有几万年；如果恒星的质量只有太阳的质量的一半，就需要经历漫长的4亿年才能进入它的成熟期。 在主序星阶段，由于热核反应维持着光和热的辐射，恒星的基本性质没有太大的变化，这种状况一直维持到中心区域的氢聚变燃料耗尽为止。在这个阶段，恒星的中心区域的氢聚变成氦的过程使氦核的数量不断增加。当中心区域的氢基本上耗尽时，主序星阶段将结束，恒星的性质将发生明显的变化。 恒星在主序星阶段的性质如何，能够维持多长的时间，这主要取决于恒星的质量。质量比较大的恒星由于引力较强，需要有较高的温度才能提供足以抗衡引力的热压力，因此，这些恒星的内部温度比较高，因而能够以较快的速率燃烧它们的氢。一颗质量为太阳质量的几十倍的恒星，它的主序星阶段只能维持几百万年到几千万年，是一颗光度大、表面温度高的蓝巨星；质量等于几倍太阳质量的恒星将成为一颗白色的或黄红色的恒星，在主序星阶段能够维持几十亿年；我们的太阳是一颗黄矮星，有长达100多亿年的寿命；质量更小的恒星在主序星阶段的光度就比较小、表面温度也比较低，是一颗红矮星，它们的寿命长达几千亿年到几万亿年；质量小于十分之一太阳质量的星云，由于自身的引力小，中心温度还未达到氢核聚变的条件就停止收缩而稳定下来，此后，它们将继续缓慢地收缩，并且将引力能释放出来，最后成为一颗黑矮星。 当恒星的中心区域的氢基本上耗尽之后，氢聚变反应所提供的能量已经不足以维持光和热的辐射，核心部分的热压力就抵挡不住它自身强大的引力了，这时，恒星整体开始迅速收缩。收缩过程使温度上升，最终使中心区域的外围开始氢聚变成氦的反应而稳定下来。在中心区域，由于没有足够的热压力，物质将继续收缩，同时释放出巨大的引力能，其中有一部分用来提高核心部分的温度，另一部分则使继续燃烧的外层膨胀，半径扩大几千倍。在这个阶段，主序星将转变成体积巨大，密度很小，表面温度很低，但光度却很大的红巨星。如果恒星的质量很大，这个阶段就会转变成红超巨星。
当恒星的中心区域继续收缩时，温度有可能超过一亿度，这时，新一轮的聚变反应开始了，三个氦核在这样的高温下将聚变成一个碳核。靠了这种反应所释放的巨大的能量，恒星继续维持着光和热的辐射。当中心区域的氦也耗尽之后，它再次收缩，外层区域再次膨胀。结果，中心区域的温度升得更高，表面温度降得更低，成为一颗红超巨星。此后，恒星加快了它的演化步伐，向着其生命的终点进发。这是恒星演化的终局，它的命运怎样，将取决于恒星的质量。 当恒星内部的核燃料耗尽之后，维持平衡的热压力便消失了，中心区域将在强大的引力作用下收缩。当收缩到原来的半径的几十分之一时，物质的密度如此之大，使得其中的电子处于一种叫做简并态的状态。电子处于这种状态时，会出现一种叫做简并压力的力，这是一种量子效应，有时也叫做量子力学压力或者量子交换力。 电子的量子力学压力具有比热压力强大得多的力量，它能够与强大的引力相抗衡。如果形成恒星的星云的质量小于3倍太阳质量，在这个时期，简并电子压力就会起到抗衡引力的作用，这时，恒星就达到新的稳定状态而不再收缩，只靠它剩余的热发光。由简并电子压力维持稳定的天体就叫做白矮星。恒星的中心区域需要有多大的质量才会以白矮星告终呢？20世纪30年代，钱德拉塞卡(Subrahmanyan Chandrasekhar，1910~1995)对这个问题做过深入的研究，得到的结果是：如果恒星的中心区域的质量小于1.44倍太阳质量，这颗恒星就有可能演化成一颗白矮星。通常将这个质量上限叫做钱德拉塞卡极限。
对于小质量恒星，阻碍恒星进一步收缩的因素就是电子的量子力学压力。但是，如果恒星的质量足够大，即使到达简并电子压力起显著作用的阶段，简并电子压力也无法抗衡引力的作用，恒星的内核就会在自身强大的引力的作用下继续收缩，并释放出巨大的引力能，使外层气体急剧膨胀，这就是超新星爆发。一颗质量巨大的恒星最终将以超新星爆发的形式结束自己的生命。 超新星爆发是天体演化中的一个重要环节，它是恒星演化到其生命的终点时的一次辉煌的葬礼，同时又是新恒星诞生的原动力。一方面，超新星爆发产生的强大的冲击波可能会引发附近的星云形成恒星；另一方面，超新星爆发的余烬也是形成别的天体（特别是行星）的重要原材料，因为只有在超新星爆发这种条件下，更重的元素才能被合成出来。所以，地球上的许多元素都来自那些早已毁灭的恒星。于是，恒星来之于“尘土”，又归之于“尘土”，走完了它辉煌的一生。超新星爆发就是它最壮丽的“天鹅之歌”。 在超新星爆发的同时，恒星的内核将由于巨大的反冲而被进一步压缩，其中的电子的能量就有可能变得很大，这时，一个电子就会与一个质子通过弱相互作用结合而变成一个中子：
这个过程叫做逆 当大量中子紧密地聚集在一起时，也会像电子一样出现一种量子力学压力，叫做中子简并压力。量子力学压力是与粒子的质量成正比的，因此，中子简并压力要比电子简并压力强大得多，能够抗衡大质量天体的强大的引力。于是，超新星爆发的残骸靠着这种压力维持在一个半径很小的稳定的状态下，这就是所谓的“中子星”。
我们看到，在恒星演化的整个过程中，吸引力和排斥力之间的对抗是一对自始至终的矛盾。引力总是倾向于使物质向引力中心汇聚，而斥力则倾向于使星体溃散。当引力与某种斥力达致平衡时，整个星体就会在一段时期内保持相对稳定的状态。当引力的作用超过了这种斥力的作用，或者这种斥力失去了有效的作用时，引力总是引发出一轮新的竞争，然后，一种新的斥力又会与引力达致新的平衡，使星体进入一个新的相对稳定的阶段。恒星的演化过程就是这样一个逐级交替的演变过程，其中万有引力自始至终主导着整个演化过程，而排斥力则逐步升级，从热核反应阶段的热压力到白矮星阶段的电子简并压力，最后到中子星阶段的中子简并压力。 中子星是恒星演化的一种可能的终局，1967年，人类第一次观测到这种天体。典型的中子星的质量大约是太阳质量的两倍，半径则只有大约10千米。这样巨大的质量被压缩在如此小的半径内，使得其中的物质的密度与原子核的密度几乎相同，达到每立方厘米一亿吨以上。 如果恒星的质量更大，比如说，大于30倍太阳质量，那么，即使演化到中子星阶段，也没有任何压力能够抵挡住自身强大的引力。于是，恒星的内核将在自身引力的作用下继续塌缩到它的引力半径以内，这时，周围的引力强得足以使光也无法挣脱束缚，恒星最终从我们的视线中消失而形成黑洞。
黑洞本身虽然是黑的，但是，在引力半径以外的任何物体一旦被它吸引过去，就要受到压缩而被加热，在落入黑洞的过程中将发出高能量的电磁波。这就为观测黑洞的存在提供了一个很好的方法。此外，根据广义相对论，在引力塌缩的过程中，天体必定发出引力波，可以利用这种现象在地球上检测引力塌缩（或者超新星爆发）过程，从而确认黑洞的存在。
我们对恒星的起源和演化做了一个比较详尽然而又是完全定性的说明，实际的演化过程要比以上简化的图象复杂得多。 我们已经认识了夜空中大多数天体的来龙去脉。可是，与我们关系最密切的天体——地球，她是怎样诞生和演变的呢？这是我们最关心的问题，因为有关她的一切，都与我们的生活息息相关。因此，我们的这个宇宙漫游计划的下一站将是我们自己的行星。我们将探讨她的起源、她的演变历史、她的面貌、以及人类为了认识她所付出的努力。 |
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