带你走进恒星的一生：从诞生至消亡的宇宙旅程

要了解恒星的一生，从了解恒星的诞生开始，在这之前，我们先来理解一下“马太效应”。

马太效应说的是，人类社会存在赢家通吃的现象。通俗地说，富人会越来越富，而穷人会越来越穷。

马太效应不光适用于人类社会，还适用于宇宙：宇宙中物质比较密集的区域，会依靠自身较大的引力把周围的物质都吸过来；而吸过来的物质多了，又能够让引力变得更大。如此一来，会形成循环，让该区域变得越来越密集，最终造成引力塌缩。（宇宙版本的马太效应是英国天文学家詹姆斯·金斯发现的，其学术名称是金斯不稳定性。）

知道了宇宙版本的马太效应，就可以介绍恒星的诞生了。恒星诞生的过程，可以分为三个阶段。

恒星诞生的第一阶段，是从宇宙密度涨落中产生分子云。

在宇宙创生 38 万年后，出现了宇宙密度涨落：那些物质密集区域的密度，比物质稀疏区域的密度大 10 万分之一。这个初始的宇宙密度涨落就像一颗种子，在马太效应的滋养下会越长越大。换言之，由于马太效应，物质密集区域和物质稀疏区域之间的密度差异会越变越大。最后，就会制造出一片物质密度远大于宇宙平均密度的区域。这片大密度区域中的物质（主要是氢和氦）一般以分子的形式存在。所以，它就被称为分子云。

你不妨把分子云当成是恒星的育婴室。而分子云还可以再细分成三类。

最大的分子云叫巨分子云，一般分布在几百光年的空间范围内，其质量约为太阳质量的几百上千万倍。

巨分子云 示意图

最小的分子云叫博克球状体，一般分布在不超过一光年的空间范围内，质量约为太阳质量的几倍。

位于NGC 281星云中的博克球状体

介于巨分子云和博克球状体之间的是中等质量分子云，一般分布在几十光年的空间范围内，其质量约为太阳质量的几十倍甚至上百倍。

位于老鹰星云中的创生之柱

恒星诞生的第二阶段，是从分子云中产生原恒星。

1947 年，荷兰天文学家巴特·博克提出了一个假说：分子云会发生碎裂，从而形成一些分子云的碎块。每个碎块的中心都会出现一个非常致密的核心，而这个核心又会进一步吸引外围的物质。因此，分子云核心会被它的外围物质包裹起来，就像是一只被蚕茧包裹起来的蚕。

最初，分子云核心的温度相当低，大概只有 10 开尔文（相当于零下 263℃）。因为分子云核心一旦升温，就会发出大量的电磁波；电磁波可以从外围“蚕茧”的缝隙中逃逸，从而把能量带走，让分子云核心的温度迟迟无法升高。

在温度很低的情况下，分子云核心向外扩张的压力远远小于其自身的引力。所以，分子云核心会处于加速收缩的状态。

外层物质越聚越多，外围的“蚕茧”会不断变厚。等“蚕茧”厚到能把电磁波全部拦截下来的时候，分子云核心的温度就可以显著上升了。当核心温度达到 3000 开尔文的时候，向外扩张的压力就能与引力达到平衡了。

此后，分子云核心的温度会进一步升高，让自己进入减速收缩的状态。这种处于减速收缩状态的分子云核心，就是所谓的原恒星。你不妨把原恒星当成是胚胎状态的恒星。

上图展示了一颗被称为“HOPS 383”的原恒星

恒星诞生的第三阶段，是从原恒星变成真正的恒星。在这个过程中，会发生两件大事。

第一件，原恒星会继续地从包裹它的“蚕茧”中吸收物质。由于“蚕茧”中的物质是有限的，原恒星最后能吃掉整个“蚕茧”。

第二件，原恒星的温度会随体积的收缩而不断升高。当温度突破某个临界值的时候，就可以在原恒星的中心点燃氢核聚变。一旦氢核聚变被点燃，原恒星就会变成一颗真正的恒星。

完成这两件大事的先后顺序，决定了原恒星变成真正恒星的两种路径。

如果分子云碎块的体积比较小，就会形成一个小质量的原恒星，以及比较薄的外层“蚕茧”。在这种情况下，当原恒星把整个“蚕茧”都吃掉后，其中心依然没能点燃氢核聚变。此后，这个已经没有“蚕茧”包裹的原恒星会继续收缩，最终突破临界温度并点燃氢核聚变。这种路径，会形成一颗小质量恒星。

如果分子云碎块的体积比较大，就会形成一个大质量的原恒星，以及比较厚的外层“蚕茧”。

在这种情况下，原恒星还没来得及把外层“蚕茧”吃掉，其中心就已经点燃了氢核聚变。氢核聚变释放的巨大能量，会把外围“蚕茧”直接吹散。这种路径，会形成一颗大质量恒星。

无论是小质量恒星还是大质量恒星，一旦在其中心区域点燃氢核聚变，就会进入主序星的阶段。

20 世纪初，丹麦天文学家埃纳尔·赫茨普龙和美国天文学家亨利·罗素各自独立地发明了一种研究恒星的重要工具，也就是所谓的赫罗图。

埃纳尔·赫茨普龙、亨利·罗素

赫罗图是一个给恒星分类的二维直角坐标系，其横坐标代表恒星的表面温度，而纵坐标则代表恒星的绝对亮度（绝对亮度是假定把天体放在离地球 32.6 光年远的地方，所测得的亮度）。

根据表面温度，恒星可以分为 O、B、A、F、G、K、M 七类。其中 O 型恒星的温度最高，超过 30000 开尔文，主要发出蓝白光；而 M 型恒星的温度最低，介于 2400 开尔文到 3700 开尔文，主要发出橙红光。而根据绝对亮度，按由亮到暗的顺序，恒星又可以分为超巨星、亮巨星、巨星和矮星。

后来人们发现，包括太阳在内的绝大多数的恒星，都分布在赫罗图中一条从左上角延伸到右下角的对角线上（即赫罗图主序对角线）。赫罗图主序对角线上的所有恒星，其表面温度都与其绝对亮度呈正相关。

这些位于赫罗图主序对角线上的恒星，就是主序星（除了主序星以外，还有两个恒星聚集区域。一个位于赫罗图的右上角，称为红巨星；另一个位于赫罗图的左下角，称为白矮星）

天上绝大多数的恒星都是主序星。那么，主序星的本质是什么呢？最早揭开这个谜团的人，是英国大天文学家爱丁顿。

爱丁顿

爱丁顿一生中最有名的研究工作是验证了爱因斯坦的广义相对论。

不过，这只是他知名度最高的工作，而不是他学术生涯的顶点。真正奠定爱丁顿“江湖地位”的，是他在 1920 年发表的一篇名为《恒星内部结构》的论文。在这篇论文中，爱丁顿提出了一个核心的问题：恒星到底靠什么来阻止自身的引力塌缩？正是这个问题，为人类揭开了恒星世界的神秘面纱。

爱丁顿对此问题的答案是，靠发生在恒星中心区域的氢核聚变。氢核聚变会把 4 个氢原子核聚合成 1 个氦原子核，并释放大量的能量（此过程的能量转化率为 7‰，比烧煤的能量转化率要高上百万倍）。

这些能量可以产生方向向外的辐射压，进而与恒星受到的方向向内的引力达到平衡。正因为如此，恒星才可以持续稳定的存在。依靠氢核聚变来对抗自身引力的恒星就是主序星，这就是主序星的本质。也就是说，主序星是盛年的恒星。

但是，一颗恒星中心区域的氢“燃料”并不是无穷无尽的。早晚有一天，恒星中心区域的氢燃料将会消耗殆尽，从而让氢核聚变中止（太阳中心的氢燃料还能再烧上 50 亿年。而质量是太阳 10 倍的恒星，只能再烧上几千万年）。到那时，恒星就会告别自己的盛年时期，迈向暮年。

由于中心区域的氢燃料消耗殆尽，迈向暮年的恒星将在引力的作用下开始收缩。恒星的收缩会让它的温度整体升高。如此一来，原本温度较低的恒星外围的氢壳层，就可以突破核反应的临界温度，进而点燃氢核聚变。氢核聚变会转移到恒星的外围区域。这样一来，恒星外围的氢壳层就不会再收缩，而是转为膨胀，从而让恒星的亮度大大超过之前的主序星阶段。而恒星外围氢壳层的膨胀，又会让它的温度下降，从而发出红光。

另一方面，恒星中心区域的氦壳层（氦是由之前中心区域的氢核聚变产生的）还在继续收缩，从而让核心温度不断升高。当核心温度超过1 亿摄氏度的时候，就可以点燃氦核聚变，产生碳和氧元素，并释放大量的能量。

当中心区域的氦核聚变被点燃的时候，就能与引力达成新的平衡。

换句话说，靠着中心区域的氦核聚变的支撑，迈入暮年的恒星将重新达到稳定的状态。此时，对于远处的观测者来说，这颗恒星将呈现出亮度大、温度低、发红光的特征。这就是所谓的红巨星，红巨星是暮年的恒星。

但红巨星中心区域的氦燃料，也会消耗殆尽。此后的恒星，就会迈向死亡。而小质量恒星和大质量恒星的命运，将出现分叉。

像太阳这样的小质量恒星，会有一场平淡的葬礼。它会抛出外围的氢壳层，形成被称为“行星状星云”的发光气体云；这些行星状星云最后会逐渐消散，成为星际介质的一部分。

当所有的外围气体都被抛掉以后，由碳元素和氧元素构成的恒星内核就会暴露出来。这个内核还会继续塌缩。但由于质量不足，塌缩引起的温度升高始终无法点燃碳核聚变。最终，当这个恒星内核被引力压缩到和地球差不多大小的时候，它内部的电子简并压力就可以与引力达到平衡。

当电子简并压力与引力达到平衡以后，这个恒星内核就可以稳定地存在下去了。此时，对于远处的观测者来说，这个残存的恒星内核将呈现出亮度小、温度高、发白光的特征。这就是所谓的白矮星。白矮星有一个质量上限，也就是太阳质量的1.44倍，称其为钱德拉塞卡极限。一旦超过这个钱德拉塞卡极限，电子简并压力就无法再对抗引力。

白矮星，就是小质量恒星死后的归宿。

白矮星 示意图

另一方面，质量能达到太阳质量 10 倍以上的大质量恒星，会有一场盛大的葬礼，也就是所谓的超新星爆发。

不同于死去的小质量恒星，大质量恒星的内核会因为自身的引力塌缩而达到极高的温度。这样，它就可以依次点燃碳、氧、硅的核聚变，直到在恒星最中心的位置产生一个铁核。这就形成了下图所示的“洋葱”结构。

与之前所有核聚变截然不同的是，铁核聚变不但不能释放能量，反而会吸收大量的能量。

在这种情况下，就连电子简并压力也无法再对抗恒星自身的引力。这意味着，引力会把铁核中的电子全部挤进原子核的内部。这些电子会与原子核内部的质子结合，变成中子。这就是所谓的恒星“中子化”过程。

而恒星“中子化”的瞬间，会释放出海量的高能中微子（中微子是一种不带电荷、质量几乎为 0 的粒子，它也是宇宙中数量第二多的粒子）。这些高能中微子会向四面八方飞散，其实际效果就是一个中微子的大爆炸。这个中微子的大爆炸会把恒星的外层物质炸得四分五裂。由于发生了大爆炸的缘故，恒星的亮度能够达到平时的几千万倍，这就是超新星爆发。

超新星爆发是一场极端壮丽的宇宙烟花秀。短短几十天内，这场烟花秀释放的能量，就能超过一颗恒星上百万年间释放的能量总和。正因为如此，一颗超新星的亮度就足以和一个星系相媲美。即使经历了上千年的岁月，超新星爆发的烟花秀依然能留下清晰可见的遗迹。

超新星爆发后，会留下一个完全由中子构成的致密内核，这就是所谓的中子星。一般而言，中子星的半径约为 10 千米；而它的密度能达到水密度的 400 万亿倍。（一汤匙白矮星物质的质量，大概相当于一辆汽车；一汤匙中子星物质的质量，则大概相当于一座山。）不同于靠电子简并压力对抗自身引力的白矮星，中子星是靠中子简并压力来对抗自身引力的，这就是中子星的本质。

类似于白矮星，中子星也有一个质量上限，即太阳质量的 3 倍，称其为奥本海默极限。一旦超过这个奥本海默极限，中子简并压力也将无法对抗引力。这样一来，引力就会君临天下，最终把大质量恒星的内核压成一个黑洞。中子星和黑洞，就是大质量恒星死后的归宿。