能否简要形容恒星演变？ 第1页

让我们从一张经典的“赫罗图”（H-R图）开始。这张图上包含了由依巴谷卫星（Hipparcos）探测到的22,000颗恒星和格利泽近星星表目录中收录的1,000颗暗恒星（红矮星和白矮星），并将它们按照一定规律描绘在坐标图里。

H-R图可谓是天文学中的“元素周期表”，从这张图里我们可以读出很多信息。图中最突出的部分当然就是在左上到右下这条对角线上排列的“主序星”了。主序星是最常见的星星。更为精巧的是，主序星在各种性质上有着惊人的规律，这是让我们在地球上就能对遥远恒星进行研究的天文学的基础。

首先我们要知道的是恒星的温度与颜色有着直接的关系（这不仅限于主序星）。从H-R图上也能看出，温度与颜色同为横坐标。这是因为，只要将恒星看做黑体就可以适用于维恩位移定律（Wien's displacement law）：

（其中b=0.002897m·K，称为维恩常量）

温度与颜色（恒星发出的最强光的波长）立刻成为了一组可以被小学生简单换算的物理量。显然，温度越高，波长越短，即颜色越蓝，反之越红。恒星的温度仅由颜色决定，就这么简单！只要观察到颜色，就知道温度。

不仅如此，不同温度恒星的光谱图也存在明显差异（通过这种差异可以推断恒星中大气的主要成分！），科学家根据这些差异将恒星分为了O、B、A、F、G、K、M几种不同的类型（有一个记忆的口诀是：“Oh Beautiful And Fine Girl Kiss Me ! ”）。而对于主序星来说，光谱的分类不仅决定了温度和颜色，还与其大小、质量、寿命等多种性质有关。

存在着如下的关系式：

光度L、半径为R、有效温度Teff间的关系（σ为Stefan-Boltzmann常数）：

主序星质量M与光度L的经验式^[1]（适用于质量0.1-50太阳质量的主序星^[2]）

主序星寿命 可以由以下式子计算^[3]，可以看出其寿命只与自身质量相关。

下表为一些不同光谱型的主序星参数^[4]与例子^[5][6][7][8]。这里，光度、半径、质量的值是用光谱型为G2V的主序列星即太阳的值标准化的，因此各个恒星的实际值与以下所示的值相比最大有20-30%的变动^[9]。你可以试着挑选一两个用上面的式子算一算看看得出的结果是不是差不多的。

仅仅通过恒星的光芒，我们就能求出许多的东西（温度、大气成分、半径、质量、寿命……当然还有距离，不过不在本文讨论范围内）。事实上，我们能从恒星直接观察到的东西本来也就只有“光”。这也是答主喜爱天文学的一个原因：我们仅仅通过传播到地球的光就能对亿万光年外的世界进行探索，这是多么的美妙与浪漫。（对不起，跑题了。。。）

好了，其实从下面开始才算是正式进入题主的问题：恒星是如何演变的？

我们还是从一张图开始吧。

局部星际物质中的巨大分子云坍缩形成原恒星时，初始成分在整体上基本都相同，所含物质以质量比计约70%为氢，28%为氦，剩余为其他元素^[10]。恒星的初始质量取决于分子云中的局部条件。新形成的恒星的质量分布可由初始质量函数（IMF）进行经验性描述^[11]。在初期分子云坍缩的过程中，这个主序前星通过重力坍缩释放能量。当星体中心达到适当密度时，氢转化为氦的核聚变反应就开始了^[12]。

恒星在氢核聚变耗尽核中的大部分氢之前，都会停留在H-R图上主序的初始位置附近，然后演化成更明亮的恒星。在H-R图上，演化的恒星向主序带的右上方向移动。越重的恒星在主序带停留的时间越短，即作为主序星的寿命越短。主序带代表了恒星寿命中的主要的氢燃烧阶段^[12]。

所有的主序星都有通过核聚变产生能量的核区域。核的温度和密度应当可以维持生成充分的能量以支撑核的外侧部分。在能量生成减少的情况下，核被外侧的质量压缩，温度和密度上升，结果核聚变的能量生成率上升。同样，在能量生成上升的情况下，因恒星膨胀，核中的温度和压力下降，能量生成率减少。因此，恒星在其主序寿命的整个期间就是一个稳定的静水压平衡自调节系统^[13]。

主序星可能发生两种氢核聚变过程，每个过程的能量生成率取决于核区的温度。天文学家根据这两个核聚变过程中哪个是支配性的，将主序分割成上部和下部两部分。在位于主序列下部的恒星内部，能量主要由质子-质子连锁反应（PP Chain）生成，在这个过程中，通过连锁反应直接由氢合成氦^[14]。而在主序上部的恒星内部，核的温度能够引起CNO三循环（CNO Cycle）。在这个过程中，在从氢合成氦的反应的中间阶段，碳、氮、氧原子会被使用。

核的温度达到1800万K时，质子-质子连锁反应和CNO循环的能量生成率相等，两个过程分别生成占恒星整体光度的各一半的能量。实现这个核温度的恒星质量约为1.5太阳质量。主序带的上部由比这个质量大的恒星组成。因此粗略划分的话，光谱分类为F或更低温的恒星属于主序带的下部，A或更高温的恒星属于上部。能量生成过程发生转移的恒星质量的在比1个太阳质量还要狭窄的范围内。对太阳来说，CNO三循环生成的能量只有1.5%^[15]。相比之下，质量在1.8太阳质量以上的恒星中生成的能量几乎全部来自CNO三循环^[16]。

主序星质量的观测上限值是120〜200太阳质量^[17]。对该上限质量的理论说明是，质量过大的恒星不能快速地辐射出能量以维持稳定，所以任何额外的质量将在一系列的胀缩中被抛射出去，直到稳定状态^[18]。另外一方面，可以维持质子-质子链反应的下限质量是0.08太阳质量（木星质量的约80倍）^[14]。 低于该质量阈值的天体中心温度在1000万K以下，属于无法维持氢核聚变的亚恒星天体，被称为褐矮星^[19]。

主序星的演化与其自身的质量直接相关，我们分为几种情况来看看。

在这个范围内的小质量恒星中心部的温度可达数千万K程度，氢可以被点燃发生核聚变反应。随着氢转化为氦，氦积存于星核而氢外层膨胀，形成红巨星。在这个质量范围内，氦被点燃（1亿K）之前，氢就被消耗殆尽，核反应无法进一步进行。外层氢消散后，剩下几乎仅由氦构成的氦白矮星。但是，由于小质量星的寿命比现在的宇宙年龄长，目前的宇宙应该并不存在能引起这种演化的年老恒星^[20]。

包括我们的太阳在内，处于这个质量范围的主序星在外层氢燃烧完之前，中心部就会发生氦燃烧反应(~1亿K )，这次氦成为新的燃料，开始制造碳和氧。但在这个质量范围内碳和氧不会继续被点燃，因此当燃料耗尽时，星核将失去可以抵御其自身重力的能量而发生坍缩。而外部氢燃烧形成的氦壳使整个星体膨胀成为红巨星。在这个红巨星阶段，外层的大气将逐渐释放形成行星状星云。另一方面，主要由碳和氧构成的核心变成碳氧白矮星，结束作为恒星的一生^[21]。这也是我们太阳的命运。

顺带一提，在该质量范围内的主序星都会因为形成巨星而脱离主序带。刚偏离主序的恒星被称为亚巨星分支星。由于这个阶段持续时间比较短，所以观测到的恒星数很少，在H-R图的恒星演化轨迹中形成了一块“赫氏空隙”（Hertzsprung gap；即赫罗图上光谱类型A5到G0和绝对星等+1到-3的这一块区域）。当低质量星的氦核简并时，或者中质量星外层温度低到不透明时，氢燃烧壳的温度上升，恒星开始变得更亮。这个阶段被称为红巨星分支。由于这个阶段寿命比较长，所以在H-R图上也有明确体现出来。当星团中的恒星大致在同时期形成时，这些恒星的主序寿命取决于各自的质量。最重的恒星首先离开主序带，然后是低质量的恒星。 在H-R图上星团内恒星离开主序带的地方称为转折点。如果知道位于转折点的恒星的主序寿命，就可以推测该星团的年龄^[22]。

中心的温度上升到8亿K左右时，碳和氧也将被点燃，继续生成更多的元素。像这样，引力与能量的统治权一次又一次地交替，产生更多的元素，每一次温度都比上一次更高，时间都比上一次更短。最终，星核将全部转化为铁，核反应到此完全终止。

但是，这还不是结束。当铁质星核因失去能量在引力的作用下以惊人的速度坍缩的短短一瞬间，又会在因中心的超高温（约80亿K）产生的无法想象的斥力下再次膨胀。冲击波与恒星外壳激烈碰撞，瞬间竟迸发出一千亿K的高温——“超新星爆发”上演。这种爆炸的亮度相当于10亿个太阳，从远处看去甚至比一整个星系还要明亮，在这个过程中元素周期表Fe以后的重元素会相继产生。与此同时，近乎无穷大的压力下，构成内核的电子和质子被硬生生地挤到一起，形成一颗密度巨大的中子星（半径10km左右，质量却能与太阳相当）。

黑洞的形成被认为需要在此范围。当坍缩的恒星质量在太阳的30倍以上，在重力的作用下连中子的结构可能也会崩溃，最终形成无底的黑洞。

最重类别的恒星甚至不会变成红巨星，核会迅速到达引起氦和其他重元素核聚变的温度，演化成超巨星。这些恒星在H-R图的上部从主序带一开始就大致朝水平方向的轨迹演化。超巨星比较稀有，在大部分H-R图上都不明显。超巨星的核迟早会坍缩，通常会引起超新星爆炸留下中子星或黑洞^[23]。而具有O2型光谱的高温大质量恒星，不经过主序列，直接诞生为蓝巨星和蓝超巨星，被认为会在150万年内演化为WN型的沃尔夫-拉叶星（Wolf-Rayet stars）^[24]。例如，存在于大麦哲伦云中的melnick42就是一例^[25]。

现在我们终于知道，正是因为恒星的演变才形成了宇宙里多种多样的元素。这些元素构成我们的地球，构成我们的身体。但是请不要忘记，它们的诞生是恒星在其生命最后的一刻，用尽一生所有的能量为我们绽放出的临终献礼——这也是答主喜欢天文学的第二个理由。

补充

对原恒星的形成过程有兴趣可以参考以下回答

对超新星有兴趣可以参考以下回答

对中子星有兴趣可以参考以下回答

参考

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