來也匆匆，去也匆匆——大質量恆星曇花一現式的消亡史

2020-10-20 牧夫天文

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作者：王啟儒

校對：牧夫天文校對組

後期：庫特莉亞芙卡 李子琦

責任編輯：毛明遠

哈勃空間望遠鏡拍攝的超新星遺蹟

Credit:ESA/Hubble & NASA, R. Sahai

「

終於，我們的恆星系列故事講到了大質量恆星。由於其碩大的體積，導致大質量恆星在演化周期上遠遠小於質量比他低的多的那些恆星。快速的演化過程末尾，是一場星空獨有的"煙火"表演......

X射線下的螺旋星雲

Credit：NASA/CXC

消亡的第一階段——紅超巨星

大質量恆星的演化比小質量恆星的演化要快得多。恆星的質量越大，它對燃料的消耗就越貪婪，在主序上停留的時間也就越短。太陽在主序上所花的時間約100億年，而10倍太陽質量的恆星只會在主序上停留2000萬年左右的時間。在脫離演化的過程中，之前內核中氫聚變燃燒，形成一個不燃燒的、坍縮的氦內核，一個氫燃燒的殼層環繞著它。這一切都與類太陽恆星一致，但大質量恆星內核氫與氦的燃燒產生的氣體壓力足以使其變成體積比巨星還要大的紅超巨星。

參宿四（Betelgeuse, α Orionis），一顆處於獵戶座的紅超巨星，質量是太陽的11.6倍，距離地球724光年，表面溫度3590開爾文，是全天除太陽外第十二亮的恆星，也是人類首度能夠解析出表面大小的恆星。如今的它已經走到了生命末期，預計在未來的數百萬年中，將演化為II型超新星。

從ESO的想像圖可以看出，參宿四大氣掀起的氣泡延伸範圍相當於從太陽一直到海王星外，約是光在真空中行進4.85至5.5小時的距離

Credit: Wikipedia

消亡的第二階段——氖閃或蔥頭結構

8~13倍太陽質量的恆星被稱為準大質量恆星，演化過程中，隨著恆星內核的不斷收縮，中心溫度不斷地升高，引發了碳核聚變，而碳正常燃燒後形成氧——氖——鎂星核。氫燃燒殼之內的質量積累至1.375倍太陽質量時，電子俘獲開始發生。核開始吸收中微子放出正電子和中子，此過程被稱為逆β衰變，形成了富中子核。自由電子的減少使電子簡併壓強削弱，於是星核開始猛烈收縮，強大的壓強產生的高溫促使氧開始點火，並激起爆燃。爆燃把物質組分燒成核統計平衡的豐度。因為對流引起的爆燃波前傳播速度很慢，所以形成的爆燃波幾乎是穩定的。一旦爆燃波內的質量超過錢德拉塞卡極限，加上電子俘獲在削弱簡併壓強，最終星核要坍縮。10~12倍太陽質量的恆星，在碳燃燒後形成的簡併氧——氖——鎂星核，其質量是太陽的1.37~1.50倍，因而氖會被點燃，繼而引發氖閃。

13~100倍太陽質量的恆星被稱為大質量恆星，其前半段演化過程與準大質量恆星類似，直至氖開始燃燒，中微子強烈的冷卻作用促進了簡併，將下一級點火推遲，並將中心燃燒階段出現對流的傾向削弱。隨著反應的進行，大質量恆星中心會發展起一個約1.4倍太陽質量的鐵核，當鐵核形成後，恆星核心不再進行新的核反應。此時恆星內部形成蔥頭結構（越重的元素越接近中心）。

大質量恆星內核反應過程

Credit: NASA

臨終前最後的綻放——超新星遺蹟

大質量恆星通過極為強勁的聚變反應以及其內核收縮引起的極高溫度使得鐵核被聚變生成，當鐵核形成後（因為鐵是最穩定的元素），恆星的核心將不再進行新的核反應。由於沒有核反應進行，鐵核內的氣體和輻射壓強無法抗衡引力，開始坍縮。在很短的時間內，鐵核坍縮到幾十千米大小，密度急劇升高。原子核解離為質子和中子，質子進一步衰變為中子，形成簡併中子星。外部下落的物質高速撞擊在中子星上，形成反彈激波。在此過程中產生大量的中微子，它們在向外運動時推動激波向外擴張。

剛剛描述的事件不會花很長的時間，從坍縮開始到核密度「反彈」大概只有1秒。在這一時刻，核心區再次膨脹，一股巨大的能量衝擊波將高速橫掃恆星，把上面所有的分層炸裂到太空中（包括中心鐵核外剛形成的所有重元素）。在幾天的時間內，爆發的恆星的亮度可以與它所在的星系相匹敵。大質量恆星的這種壯烈的死前撼響被稱作「核坍縮超新星」。爆發時拋出的物質在向外膨脹的過程中與星際介質相互作用而形成的延展天體被稱作「超新星遺蹟」。

M1（蟹狀星雲）是位於金牛座ζ星東北面的一顆超新星遺蹟，視星等8.4等，距離地球6500光年，並以每秒約1500千米的速度膨脹。天文學家將M1看成是宇宙中最穩定的高能輻射源之一，並將其作為一種標準來測量宇宙其他輻射源的能量。

混合了哈勃太空望遠鏡的光學數據（紅）與錢德拉X射線天文臺的X射線圖像（藍）

Credit：Wikipedia

路的盡頭——中子星或黑洞

大質量恆星向內迅速坍縮的瞬間，恆星核心的電子猛烈地撞入質子，形成中子和中微子。中微子以光速（或接近光速）離開誕生地，這加速了中子核心的坍縮，直到中子相互接觸。此刻，核心的中央部分向外反彈，形成強大的衝擊波。而衝擊波並非始於坍縮核心的正中央，雖然衝擊波摧毀了恆星的其他部分，但發生「反彈」的核心內部仍完好無損，它被天文學家冠以「中子星」的名號，儘管它算不上任何真正意義上的恆星。中子星主要由中子組成，密度驚人，可以看成一個巨型的原子核。中子星內部中子處於超流和簡併狀態，在中子星內部支撐星體與引力抗衡的是中子簡併壓力。中子星典型質量是太陽的1.4倍，半徑10km。與白矮星類似，中子星的質量越大，半徑越小，其質量上限在太陽了2~3倍。關於中子星的核心物態，目前仍沒有確切的定論。

絕大多數天文學家認為——中子星的質量一旦超過3倍太陽質量，且在留下了足夠多的物質的條件下，引力將會在同壓力的競爭中獲勝，恆星的中心核會一直坍縮下去。隨著恆星核的坍縮，它周圍的引力最終變得巨大無比，甚至連光都無法逃逸出去。最終形成的不發光、沒有輻射、也沒有任何信息的天體被稱為「黑洞」。與此同時，大質量的內核遺蹟將向內坍縮，並永遠消失。

中子星結構

以上便是不同質量的恆星從其誕生、演化再到消亡的全過程。回顧三篇推文，我們可以發現恆星們的一生與地球上生物的歷程是那樣得相似。但不同的是，絕大多數恆星的消亡會是下一輪迴的恆星或行星乃至生命體的誕生的基礎。

參考材料：

[1]王有芬;邵正義.褐矮星的觀測特徵和搜尋.天文學進展.2013年(01):19-38

[2]王紅巖.大質量中子星可包含超子.吉林大學學報(理學版).2020年(03):236-240

[3] 徐蘭平.恆星的主序後演化.天文學進展.1989年(04):50-58

[4] 高揚;肖婷.星系中分子氣體與恆星形成的研究進展.天文學進展.2020年(02):4-21

作者簡介：

王啟儒，山東煙臺人，材料物理專業

大學本科在讀，天文愛好者，科普創作者

牧夫天文歡迎大家踴躍投稿：mao_mingyuan@astronomy.com.cn

『天文溼刻』 牧夫出品

歡快遊曳的太陽黑子

Credits: NASA, ESA and J. Kastner (RIT)

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