太陽真的會吞噬掉地球上的一切嗎？

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(zhì)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(dá)3.828x1026瓦，相當(dāng)于每秒輻射出三峽大壩10億年的發(fā)電量[1]。按照這樣的“花銷”，太陽已經(jīng)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(dǎo)出著名的質(zhì)能方程（即E=mc2）之后，經(jīng)過愛丁頓（A. Eddington）、錢德拉塞卡（S. Chandrasekhar）以及貝蒂（H. Bethe）等科學(xué)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(zhì)子-質(zhì)子鏈?zhǔn)椒磻?yīng)（太陽內(nèi)部最主要的核聚變模式）

根據(jù)粒子的數(shù)目統(tǒng)計，恒星有90%以上為氫元素，所以在恒星生命期內(nèi)，大部分時間是在燃燒氫。

氫熔合為氦主要有兩種反應(yīng)模式:

（1）質(zhì)子-質(zhì)子鏈?zhǔn)椒磻?yīng)（簡稱pp鏈）。該反應(yīng)需要恒星的質(zhì)量不超過2M⊙（M⊙為太陽質(zhì)量），中心溫度在700萬到2000萬攝氏度之間。反應(yīng)需多步完成，中間產(chǎn)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(chǎn)物產(chǎn)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(huán)。該反應(yīng)需要恒星的質(zhì)量大于2M⊙，溫度高于2000萬攝氏度。在這種反應(yīng)過程中，參加核反應(yīng)的碳、氮、氧在反應(yīng)前后并沒有改變，特別是氮、氧是中間產(chǎn)物，產(chǎn)生了又消失，但一定要有碳存在。

兩種聚變反應(yīng)的發(fā)現(xiàn)者之一貝蒂獲得了1967年的諾貝爾物理獎。目前太陽中心區(qū)域正發(fā)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(chǎn)生，其余不足1%的能量由CNO循環(huán)產(chǎn)生。

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

恒星內(nèi)部熱核反應(yīng)產(chǎn)生的能量是由反應(yīng)過程中質(zhì)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(zhì)量損失。**太陽每秒大約要損失掉400萬噸的物質(zhì)，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(nèi)部走的向“蝸牛一樣”慢，中心區(qū)核聚變產(chǎn)生的能量需要1～17萬年[2]才能傳輸?shù)奖砻?，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(zhì)量類型恒星的演化歷程[4]

恒星的演化與最后結(jié)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(zhì)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(zhì)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(zhì)量的恒星的演化和最終結(jié)局如下（如圖2所示）：

1. 小質(zhì)量（M <2.3M⊙）恒星

小質(zhì)量恒星一生中大規(guī)模的核聚變反應(yīng)不超過兩次。死亡的方式較為平穩(wěn)，結(jié)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(zhì)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(yīng)的進(jìn)行，核心區(qū)的氫元素豐度逐漸減小，直至枯竭，全部轉(zhuǎn)變成氦。氦核聚變要求更高的溫度，由于溫度不夠，熱核反應(yīng)暫時停止，沒有輻射，輻射壓大大降低，導(dǎo)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(jié)果導(dǎo)致中心溫度大增，使氦能發(fā)生聚變反應(yīng)（生成碳和氧），加熱中心區(qū)的外圍大氣，使外層向外膨脹。太陽中心部分以外的區(qū)域由于溫度的增高又開始?xì)浜司圩兎磻?yīng)，并且核反應(yīng)迅速向外層轉(zhuǎn)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(xiàn)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(qū)使下強烈塌縮，但因總質(zhì)量不足，引力束縛不夠，中心區(qū)域的溫度無法啟動下一輪熱核反應(yīng)，進(jìn)而塌縮成碳-氧白矮星。如果恒星的質(zhì)量太小（0.1M⊙<M <0.5M⊙），恒星的壽命可達(dá)千億年，遠(yuǎn)超宇宙的年齡，最終演化為氦白矮星，白矮星顏色發(fā)白，溫度偏高，體積很小但密度很大（可達(dá)10噸/厘米3），發(fā)光能力較弱。外圍物質(zhì)擴(kuò)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(fā)發(fā)光，如圖4所示。迅速向外擴(kuò)散的趨勢使其內(nèi)部物質(zhì)稀薄、邊緣稠密，數(shù)萬年之后外圍物質(zhì)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(jīng)過長時間冷卻，光輝殆盡后將變成黑矮星[3]，然而科學(xué)家至今還沒有發(fā)現(xiàn)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(huán)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(zhì)量（2.3M⊙<M <8.5M⊙）恒星

中等質(zhì)量恒星的壽命約在5千萬至12億年之間[6]，它的最終結(jié)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(fā)；另一種是類似小質(zhì)量恒星較為平穩(wěn)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(kuò)散的遺跡星云。

當(dāng)中等質(zhì)量恒星中心的熱核反應(yīng)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(dǎo)致新一輪聚變爆發(fā)，生成氖、鈉、鎂、硅等元素，短時間內(nèi)釋放出巨大能量引發(fā)超爆，將所有物質(zhì)全被炸飛，恒星徹底毀滅。

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

宇宙中大多數(shù)恒星處于雙星或多星系統(tǒng)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(zhì)（如圖5所示），當(dāng)達(dá)到白矮星質(zhì)量上限（1.44M⊙）時，它會因為“吃得太撐”而發(fā)生劇烈坍塌式超爆，天文學(xué)中稱這類超爆為Ia型超新星。

Ia型超新星在爆發(fā)時的質(zhì)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(biāo)準(zhǔn)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(xué)家索爾·珀爾馬特、布萊恩·施密特與亞當(dāng)·里斯通過觀測遙遠(yuǎn)Ia超新星而發(fā)現(xiàn)了宇宙加速膨脹，他們由此共同榮獲2006年邵逸夫天文學(xué)獎與2011年諾貝爾物理學(xué)獎。

圖5. “吸血鬼”白矮星正吸汲伴星的物質(zhì)（NASA）

3．大質(zhì)量 (M >8.5M⊙ ) 恒星

大質(zhì)量恒星內(nèi)部可以沿著元素周期表持續(xù)進(jìn)行核聚變反應(yīng)，且從外向內(nèi)不斷“換擋提速”，越靠近核心區(qū)溫度越高，核反應(yīng)越深入、越強烈。氫-氦聚變反應(yīng)之后元素的燃燒都非常迅速。大質(zhì)量恒星的壽命只有幾千萬年或更短，臨終之時，將發(fā)生更猛烈的超新星爆發(fā)。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(zhì)量小于3M⊙，塌縮為中子星（完全由中子構(gòu)成的致密天體，可達(dá)8億噸/厘米3[7]****）；如果大于3M⊙（中子星的質(zhì)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(xù)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(xué)元素中，鐵原子核的結(jié)合能最大，所以核心區(qū)聚變到鐵就不能再進(jìn)行下去了。此時，恒星的體積膨脹到比土星軌道還大，內(nèi)部形成“巨型洋蔥頭”結(jié)構(gòu)（如圖6所示）。表面溫度較低，顏色發(fā)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(nèi)部結(jié)構(gòu)——“巨型洋蔥頭”（From Chaisson & McMillan, Astronomy Today）

當(dāng)核心區(qū)燃料全部轉(zhuǎn)化為鐵元素后，因為沒有新一輪熱核反應(yīng)的支撐，輝煌一世的恒星迅速劇烈坍塌。中心區(qū)帶負(fù)電的電子被壓縮到鐵原子核內(nèi)，中和核內(nèi)帶正電的質(zhì)子，使中心區(qū)變成完成由中子構(gòu)成的鐵核。外圍向中心塌縮的物質(zhì)與堅硬無比的鐵核碰撞、反彈，再與向內(nèi)塌縮的外層物質(zhì)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(zhì)炸的粉碎，成為壯烈的II型超新星。超爆后的外圍物質(zhì)向外膨脹擴(kuò)張，形成氣體和塵埃遺跡星云（如圖7所示），核心物質(zhì)坍塌為宇宙中最為致密的天體——中子星或者黑洞。

結(jié)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(nèi)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(fā)或中子星并合過程中產(chǎn)生的。地球上所有的重元素都源于太陽系前幾代大質(zhì)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(fā)是一顆大質(zhì)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(chǎn)生的強大激波和星風(fēng)提供了近鄰星云的引力擾動，使彌散星云物質(zhì)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(xué)家在《宋會要》中清晰地記錄了這顆大質(zhì)量恒星死亡引發(fā)的超新星爆發(fā)，經(jīng)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(zhuǎn)的中子星（即脈沖星）

參考文獻(xiàn)：

[1] 1031億千瓦時，三峽電站創(chuàng)單座水電站年發(fā)電量世界紀(jì)錄，人民網(wǎng)，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(xué)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：田海俊，杭州電子科技大學(xué)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(jié)構(gòu)與演化等方向的研究，獲湖北省自然科學(xué)獎二等獎1項。）