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作者：王啟儒
校對：Alex 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
太陽活動活躍期（左）與平穩期（右）對比圖
Credit: NASA/SDO
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上週二說到類太陽恆星、低質量恆星、大質量恆星以及褐矮星的誕生歷程。現在讓我們把目光對準類太陽質量恆星，一同觀賞它在誕生之後是如何演化的。
X射線下的車輪星系
Credit：NASA/CXC
消亡的開始——亞巨星的誕生
類太陽恆星在主序階段偶爾會爆發耀斑和黑子，但在大多數情況下，它們的性質是不會有任何突然的、大規模的改變。當類太陽恆星的燃料——氫開始耗盡時，氦的丰度已增大到一定程度。隨著中心氫被耗盡，核反應停滯，主要的燃燒區域移動到內核的較外層。沒有了核反應的支撐，氦內核中向外的壓力會變弱，導致內核開始收縮，氦核的收縮釋放出引力勢能，使中心溫度升高並加熱核心上覆蓋的燃燒層。此時的溫度超過了1千萬開爾文，但還不及引起氦原子發生核聚變的溫度。不過這個溫度可以使氫原子核的聚變比之前更加迅速，在圍繞恆星中心的由氦“灰燼”構成的不燃燒內核的殼層中，氫以驚人的速度燃燒著，此階段稱為氫殼層燃燒。氫殼層生成的能量持續不斷地增加，同時氦核不斷地向內收縮，光度略有增加而表面溫度有所降低。大約一億年後，原本類太陽恆星半徑增加到太陽的三倍以上，變成了一顆亞巨星。
這裡我們舉一個五車二（capella，α Aur）的例子，這顆黃色巨星的質量約為太陽的2.5倍，半徑為12倍，視星等-0.08等，距離地球42光年。五車二目前正處於由主序星向紅巨星轉變的中間階段，也就是我們剛剛說的亞巨星階段。
今晚上海東偏北夜空中的五車二
Credit: SkySafari pro
消亡的第一階段——紅巨星
現在，我們的老年恆星遠離了主序，不再處於穩定的平衡狀態。氫以持續加快的速度變成氦，而氫燃燒增強的氣體壓力使恆星不燃燒的外層半徑增大。就在核心不斷收縮和加熱時，覆蓋的外層卻在不斷地擴張和冷卻。恆星在這樣的變化中成為一顆紅巨星。紅巨星很大——大約可達水星軌道那麼大；與之相反的是它的氦核非常的小——只有地球的幾倍大。核中心的密度很高，整個恆星約25%的質量被壓縮在行星大小的核中。
處於紅巨星階段的類太陽恆星的一個常見的例子是大角星（Arcturus），它的質量是太陽的1.1倍，半徑25倍，視星等-0.04等、距離地球36光年。大角星是全夜空第3亮的恆星，目前處於氫殼層燃燒階段，並在沿著紅巨星支上升，光度是太陽的170倍，輻射大多位於光譜的紅外範圍內。
大角星（左）與太陽（右）對比圖
Credit: Universe Sandbox
消亡的第二階段——氦閃與碳爆燃
對於類太陽恆星，當它離開主序幾億年之後，氫殼層燃燒使得氦星核增大，其產生的熱量已經將核中心溫度推升至1億開爾文，此時核心的氦開始燃燒。至此，恆星的引力重新開始佔據上風，恆星在引力的作用下收縮，恆星的電子氣體密度開始升高。這裡我們可以給不同質量的類太陽恆星發生電子簡併時造成的結果做一下分類：
首先是質量在0.8~2.2倍太陽質量的恆星。對於這類恆星，當簡併氦星核的質量因積累而超過臨界值（0.45~0.50）時，氦將在簡併氣體中點火。一般而言，非簡併氣體的壓強與溫度成正比，在非簡併氣體中點火造成的局部溫度升高會伴隨著壓強升高，而星核將膨脹，從而又抑制了溫度的上升，以至於可以處於平衡狀態。然而簡併氣體的體積和壓強對溫度不響應，簡併氣體中點火後發生的是正反饋，導致劇烈的氦聚變，從而出現熱失控（thermal runaway），與此對應的現象稱為氦閃。
其次是質量在2.2~8倍太陽質量的恆星。對於這類恆星，氦將在非簡併條件下點火併正常燃燒。在紅巨星核心，兩個氦原子核聚合在一起形成Be核，這是一種非常不穩定的同位素，通常會在極短的時間內衰變成兩個氦核。然而，在紅巨星內核的高密度條件下，Be核有可能在衰變發生前就遇到其他氦核，並與氦原子核聚合形成碳。對於此類恆星，碳將在簡併條件下點火。在碳開始點火時，星核中心有對流，對流把碳燃燒所釋放的能量傳出，所以不會立即出現熱失控。但終究碳閃會形成，屆時將產生一個激波，激波傳向未燃介質時把介質逐漸點燃，繼而發展成爆炸性的燃燒，與此對應的現象稱為碳爆燃。
碳核聚變反應示意圖
Credit：NASA
消亡過程中最絢爛的階段——行星狀星雲
根據上文所講：對於質量在2.2~8倍太陽質量的恆星，它們的核心溫度足以引起碳核聚變反應。然而，在碳內核能夠獲得點燃碳聚變所需的令人難以置信的高溫之前，它的密度會達到再也不能被進一步壓縮的程度。實際上，一旦碳開始形成，就標誌著恆星已經進入了死亡倒計時。隨著內核越來越接近它最終的、高密度的狀態，核燃燒的強度也在增大，恆星包層不斷地膨脹並冷卻，最大半徑達到約300倍太陽半徑——大到足以吞噬掉火星。也就是在此時，恆星的燃燒變得十分不穩定，這種不穩定使得恆星變得非常複雜——在每次脈動的峰值附近，表面溫度降低至電子可以與其他原子核重新結合形成原子。每次原子的結合會產生額外的光子，給予氣體一些額外的“外推力”，並導致一些氣體的逃逸。在不到百萬年的時間裡，恆星幾乎所有的包層都以幾十千米每秒的速度被噴入太空。隨著內核耗盡剩餘的燃料，它開始收縮並升溫，形成了一個主要由碳灰燼組成的小且界限明確的內核——它熾熱、緻密並且仍然非常明亮，只有內核的最外層仍然在將氦聚變成碳和氧。在內核之外很遠處是不斷擴張的塵埃和冷卻氣體雲——從巨星噴發的包層，瀰漫了太陽系大小的空間。如此壯觀絢爛的現象被優雅地稱作“行星狀星雲”，理論上質量在0.8-8倍太陽質量的恆星都將會形成行星狀星雲。M57（指環星雲）是由一顆垂死的中心星所拋射出來的行星狀星雲，位於天琴座。M57距離地球2300光年、視星等8.8等，膨脹率每世紀1角秒。它是壯觀的行星狀星雲之一。
M57，指環星雲
Credit：Wikipedia
類太陽恆星演化最終階段——白矮星
行星狀星雲中心恆星的遺物——碳內核會隨著時間的推移繼續演化下去，而其包層將會逐漸消散，原來隱藏在紅巨星大氣面紗下的內核變得可見（內核從擴散的氣體面紗下出現需要幾萬年的時間）。內核非常小，在包層噴出形成行星狀星雲時，內核已經縮小至大約地球大小，甚至比地球還要小。它的質量會在太陽質量的一半左右。這顆有著白色熾熱表面的小型“恆星”被稱為“白矮星”。
天狼星B（Sirius B）是一顆距離地球特別近的、已知質量最大的白矮星，也是著名亮星——天狼星A的闇弱伴星。它位於大犬座，距離地球8.6光年，視星等8.3等。儘管質量與太陽相當，但其密度卻比太陽系中我們所熟悉的任何天體都要緻密100萬倍。
天狼星B（右）與地球（左）對比圖
Credit: universe sandbox
孤獨終老地走完最後的旅程——黑矮星
一旦一顆孤立的恆星成為白矮星，它的演化就結束了（雙星中的白矮星可能會有進一步的活動）。這顆孤獨的白矮星不斷地隨時間冷卻並變暗，最終走完一生的旅程，成為一顆冰冷的、緻密的太空中的灰燼——黑矮星。冷卻的矮星不會隨著它的消逝而收縮太多。在恆星的極高密度下，即使恆星的溫度幾乎接近絕對零度，電子對積壓的反抗也會支撐住恆星——與紅巨星內核在氦閃附近所處的電子簡併狀態相同。隨著矮星的冷卻，它的大小仍然與地球相當。
類太陽恆星的成分變化
Credit: NASA
至此，類太陽恆星以絢爛優雅的方式走到了演化階段的頂峰，以孤寂冰冷的方式落幕。
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
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『天文溼刻』 牧夫出品
哈勃空間望遠鏡拍攝的NGC 7027
Credits: NASA, ESA and J. Kastner (RIT)
