很多恆星死亡後,最終成為核物質和電子海洋混合而成的超高密度球狀體,就是人們所說的“白矮星”。
當我們的太陽在大約50億年的時間內用盡核燃料,它就將面臨這樣的命運。我們的銀河系內超過95%的恆星也將是這種結局。僅僅只需要一支筆、張紙和一點思考,我們就可以計算出這些恆星可能擁有的最大質量。這種計算是由蘇布拉馬尼揚·錢德拉塞卡與1930年首次進行的,他利用量子理論和相對論作出了兩個非常清晰的預測。首先,的確存在“白矮星”這種東西,一個球狀物體按照泡利不相容原理抵抗自身引力的擠壓力。其次,如果我們把注意力從一張塗滿理論符號的紙移開,開始凝視夜空,我們會發現白矮星的質量絕不會超過太陽質量的1.4倍。這些都是非常大膽的預測。現在,天文學家們記錄下了大約1萬顆白矮星。大多數的質量約為太陽質量的0.6倍,但有記錄的最大質量是太陽質量的1.4倍。“1.4”這個數字的確定,是科學方法的一個成功。它建立在對20世紀物理學幾大相互關聯的學科——核物理、量子物理和愛因斯坦狹義相對論的認識基礎之上。
我們可以收錢能拉塞卡質量的來由給出一個非常簡單的概述,但我們希望更深入一點：我們想描述實際的計算過程，因為這才是最令人激動之處。我們不會真正地計算到精確的數字(1.4個太陽質量),但我們會得出一個非常相近的結果，並從中看到專業物理學家是如何運用一系列精心開發的邏輯步驟,如何援引研究發展道路上著名的物理學原理,去著手得出深刻的結論。在此過程中,將不會出現不可捉摸的或無法證明的事情。相反,我們會保持冷靜的頭腦,穩步地和堅定地被引向最令人興奮的結論。
我們的出發點必須是:“什麼是恆星?”一個非常近似的說法就是,可見的宇宙是由大爆炸之後最初幾分鐘形成的兩種最簡單的元素—氫和氦構成的。經過大約5億年的膨脹後,宇宙充分冷卻下來,氣體雲中的稍密集區域在自身引力作用下開始聚集。這些就是星系的種子,在它們內部,圍繞著一些較小的聚集團塊,第一代恆星開始形成。
隨著它們自身的坍縮,這些在第一代原恆星內形成的氣體變得越來越熱,就像任何用過自行車打氣筒的人都知道,壓縮氣體可以使它變熱。當氣體的溫度達到約10萬度,電子不能再被束縛在圍繞氫核和氮核周圍的軌道上,原子被撕裂開來,留下光禿禿的原子核和電子組成的熱等離子體。熱氣體試圖向外擴散，想要阻止進一步的坍縮，但由於聚集團塊的質量太大,引力佔了上風。因為質子帶正電荷,它們將相互排斥,但隨著引力造成的期縮的繼續,溫度進一步上升,質子移動越來越快。最終,在幾百萬度的溫度下，質子移動的如此之快，他們之間的距離如此之近，以至於弱核力佔了上風。這時，兩個質子可以相互作用；其中一個自發轉化成中子,同時發射出一個正電子和一箇中微子從電子的排斥力中解放出來後,質子和中子在強核力的作用下融合在一起形成一個氘核。這個過程會釋放巨大的能量,正如在形成氫分子時將電子結合在一起會釋放能量一樣。
以日常的標準來衡量,在一個單一的融合事件中釋放的能量並不大。但以原子尺度來衡量的話,這就相當大了,並且請記住,我們正在談論一個正在坍縮的氣體雲的密集核心,其中每立方厘米大約有10的26次方個質子。如果這1立方厘米內的所有質子都融合成氘核,會釋放10°“焦耳的能量這些能量足夠一個小鎮使用一年。
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