Astronomy 版 (精华区)

　　在我们附近的恒星中，按照非常有规律的亮度与温度的比例
来判断，明亮的似乎比较热，而暗淡的似乎比较冷。如果把各种
恒星的表面温度相对于它们的绝对星等绘制成图的话，大部分我
们所熟悉的恒星将会归入一条从暗冷缓慢地上升到亮热的窄带中，
这条带叫做主星序。它是由美国天文学家H.N.罗素于1913年首先
绘出的，而后第一位确定造父变星绝对星等的天文学家赫茨普龙
也做了同样的工作。因此，表示主星序的图叫做赫茨普龙－罗素
图，简称为赫－罗图（图2－5）。并非所有恒星都属于主星序。
有些红巨星虽然表面温度相当低，却有很高的绝对星等。这是因
为它们的物质以稀薄的方式扩散成很大的体积，单位面积的热度
虽然不高，但巨大的表面总合起来却相当热。在这些红巨星当中，
最有名的是参宿四和心宿二。1964年科学家们发现，有些红巨星
甚至冷到大气层里含有大量的水蒸气；在我们太阳的比较高的温
度下，这些水蒸气会被分解成氢和氧。至于高温的白矮星也不属
于主星序。



图2－5　赫－罗图。虚线表示一颗恒星的演化过程。图中恒星的
大小仅是示意，并未按真实比例。

　　1924年，爱丁顿指出，任何恒星内部一定非常热。因为恒星
的巨大质量，其引力非常强大。如果这颗恒星要不坍缩，就必须
有一个相等的内部压力与这种巨大的引力相平衡，这个内部压力
就是由热能和辐射能产生的。恒星的质量越大，平衡引力所需要
的中心温度也就越高。为了维持这种高温和辐射压力，质量越大
的恒星必须越快地燃烧，从而放出更多的能量，因此一定比质量
较小的恒星更亮：这就是质光定律。这个定律指出，光度与质量
的6次方或7次方成正比。假若质量增加3倍， 则光度增加3的6次
方或7次方，即大约750倍。
　　由此可以得出这样的结论，大恒星大量耗费它们的氢燃料，
因而寿命比较短。太阳拥有足够的氢，按目前的辐射率能维持其
寿命几十亿年；像五车二那样亮的星在2000万年内就会燃烧完；
有些最亮的星，如参宿七，可能维持不了一二百万年。因此，非
常亮的星一定非常年轻。新的恒星说不定现在正在有足够的尘埃
提供原材料的空间形成。
　　1955年，美国天文学家赫比格在猎户座星云尘埃中确实探测
到两颗恒星，而在几年前拍摄的照片中，还看不到这两颗恒星的
踪迹。这两颗恒星也许真的是在我们有生之年诞生的。
　　到1965年，已经找到了几百颗因为太冷而不大发光的恒星。
因为它们是由大量稀薄物质组成的，后来通过它们的红外线辐射
才探测到它们，所以把它们叫做红外巨星。据推测，这些红外巨
星是正在聚集而逐渐变热的尘埃和气体。最后，它们将变得非常
热而发光。
　　在研究恒星演化方面取得的另一个进展来自对球状星团中恒
星的分析，一个星团中的恒星距离我们都差不多同样远，所以它
们的视星等和它们的绝对星等成正比（如麦哲伦云中造父变星的
情况那样）。因此，只要知道它们的星等，就可以绘制出这些恒
星的赫－罗图。结果发现，较冷的恒星（燃烧氢的速度缓慢）在
主星序中，而较热的恒星似乎有离开主星序的倾向。它们依照燃
烧速率的高低及老化的快慢，遵循着一条确定的曲线，显示出演
化的各个阶段：首先走向红巨星，然后折返回来，再次穿越主星
序，最后向下走向白矮星。
　　根据这一发现，再加上某些理论方面的考虑（关于亚原子粒
子在一定的高温和高压下能够互相结合的方式）霍伊耳绘制出了
一幅恒星演化过程的详细图画。根据霍伊耳的观点，演化的早期，
一颗恒星的大小或温度变化很小。（我们的太阳现在正处在这种
状态，并将维持很长的时间。）因为恒星在其炽热的内部将氢转
变为氦，所以在恒星的中心氦积累得越来越多，当这个氦核达到
一定的大小时，恒星的大小和温度开始发生剧烈地变化，体积急
剧膨胀，表面温度降低：也就是说，离开主星序朝红巨星的方向
运动。恒星质量越大，到达这个转折点就越快。在球状星团中，
质量较大的恒星已经沿着这一途径走过了不同的演化阶段。
　　膨胀后的巨星虽然温度较低，但因表面积比较庞大，所以释
放出比较多的热量。在遥远的未来，当太阳离开主星序时，或在
那之前，它可能会热得使地球上的生命无法忍受。不过，这将是
几十亿年以后的事了。
　　可是，氦核到底是如何膨胀成为红巨星的呢？霍伊耳认为，
氦核本身收缩，结果温度升高，使氦原子核聚合成碳，从而释放
出更多的能量。这种反应的确是可以发生的。这是一种非常罕见
而几乎不可能发生的反应。但是红巨星中氦原子的数量十分庞大，
所发生的这类聚合反应足以提供其所必需的能量。
　　霍伊耳进一步指出，新的碳核继续变热，从而开始形成像氧
和氖一类的更复杂的原子。在发生这一过程时，恒星正在收缩并
再次变热，朝主星序返回。此时恒星开始变为多层，就像洋葱头
一样。它有一个由氧和氖构成的核，核外面是一层碳，再外面是
一层氦，而整个恒星由一层尚未转变的氢包围着。
　　然而，与消耗氢的漫长岁月比较起来，恒星消耗其他燃料的
时间就如同速滑雪橇一样飞驰而过。它的寿命维持不了多久，因
为氦聚变等所释放的能量只有氢聚变的1/20而已。在一个比较短
的时间内，保持恒星膨胀状态所需要的抗拒自身引力场强大引力
的能量变得不足，从而使恒星更加快速地收缩。它不仅收缩到正
常恒星的大小，而且进一步收缩到白矮星的大小。
　　在收缩当中，恒星的最外层会被留在原处，或被收缩而产生
的热喷开。于是白矮星被包围在膨胀的气体层当中。当我们用望
远镜观测时，边缘的地方看上去最厚，因此气体最多。这种白矮
星好像是被“烟圈”环绕着。因为它们周围的烟圈好像是看得见
的行星轨道，所以把它们叫做行星状星云。最后，烟圈不断膨胀
而变得很薄，再也看不到了， 我们看到的像天狼B星一类的白矮
星周围就没有任何星云状物质的迹象。



图：红巨星TT Cygni周围的死亡之环，半径1/4光年。

　　白矮星就是这样比较平静地形成的；而这种比较平静的“死
云”正是像我们的太阳一类的恒星和比较小的恒星未来的命运。
而且，如果没有意外干扰的话，白矮星会无限地延长寿命，在此
期间，它们会慢慢冷却，直到最后再也没有足够的热度发光为止
（未来几十亿年），然后变为黑矮星，还要继续无数亿年。
　　另一方面，如果白矮星像天狼B星或南河三B星那样是双星系
统中的一颗，而另一颗是主星序的星，而且非常接近白矮星，那
么将会有一些令人兴奋的时刻。主星序星在自己的演化过程中膨
胀时，它的一些物质在白矮星强大引力场的吸引下，可能会向外
漂移而进入白矮星的轨道。在偶尔的情况下，有些轨道物质会旋
落在白矮星的表面，在那里受到引力压缩而引起聚变，从而放射
出爆发性的能量，如果有一块特别大的物质落到白矮星的表面，
则放射出的能量可能大到从地球上都可以看到，于是天文学家便
记录下有一颗新星出现。当然，这种事会一再发生，而再发新星
确实是存在的。
　　但这些还不是超新星。超新星是从哪里来的呢？为了回答这
个问题，我们必须从比我们的太阳大得多的恒星谈起。这些巨大
的恒星相当稀少（在各类天体中，大质量恒星的数目比小恒星少），
30颗恒星中大概只有1颗比太阳质量大。 即使如此我们的银河系
里大约也有70亿颗大质量恒星。
　　大质量恒星引力场的引力比小恒星的大，在这种较强引力的
作用下，其核也挤压得比较紧，因此核更热，聚变反应超越较小
恒星的氧－氖阶段后仍能继续进行。氖进一步结合形成镁，镁又
能结合形成硅，然后硅再结合形成铁。在其寿命的最后阶段，这
种恒星可能会由6个以上的同心壳层组成， 各自消耗不同的燃料。
这时中心温度可达摄氏30亿～40亿度。恒星一旦开始形成铁，它
就到达了死亡的终点，因为铁原子的稳定性最高而所含的能量最
少。无论是把铁原子转变成更复杂的原子还是转变成更简单的原
子，都必须输入能量。
　　而且，当核心温度随年龄增加时，辐射压力也随着增加，并
且与温度的4次方成正比，即当温度升高到2倍时，辐射压力会增
加到16倍，因此辐射压力和引力之间的平衡变得更加脆弱。根据
霍伊耳的说法，最后，中心温度上升得非常高，从而使铁原子转
变成氦。但是要发生这种情况，正如我刚刚说过的，必须给铁原
子输入能量。当恒星收缩时，可以利用它所得到的能量把铁转变
成氦。然而，所需的能量是如此巨大，根据霍伊耳的假定，恒星
必须在一秒钟左右剧烈地收缩成其原来体积的极小的一部分。
　　当这种恒星开始崩溃时，它的铁核仍被大量尚未达到最大稳
定性的原子包围着。随着外层的崩溃，原子的温度升高，这些仍
然可以结合的物质一下子全部“点火”，结果引起一场大爆发，
将恒星外层物质从恒星体内喷出去。这种爆发就是超新星。蟹状
星云就是由这种爆发形成的。
　　超新星爆发的结果，将物质喷发到空间，这对于宇宙的演化
具有巨大的重要性。在宇宙大爆炸时，只形成了氢与氦。在恒星
的核内则陆续形成其他更复杂的原子，一直到铁原子。如果没有
超新星爆发，这些复杂原子会锁在恒星的核内，一直到白矮星。
通常只有极少量的复杂原子通过行星状星云的晕进入宇宙中。
　　在超新星爆发的过程中，恒星较内层的物质会被有力地喷射
到外围空间，爆发的巨大能量甚至能够形成比铁原子更复杂的原
子。
　　喷射到空间的物质会加入已经存在的尘埃气体云，并且成为
形成富含铁及其他金属元素的第二代新恒星的原材料。我们的太
阳可能是一颗第二代恒星，比一些无尘埃球状星团的老恒星年轻
得多。那些第一代恒星则金属含量很低而氢含量很高。地球是从
诞生太阳的同一残骸中形成的，所以含铁非常丰富，这些铁也许
一度存在于几十亿年前爆发的一颗恒星的中心。
　　可是在超新星爆发中已经爆发的恒星，其收缩部分的情况又
是如何呢？它们形成白矮星吗？体积和质量更大的恒星只是形成
体积和质量更大的白矮星吗？
　　1939年，在美国威斯康星州威廉斯湾附近的叶凯士天文台工
作的印度天文学家强德拉塞卡计算出， 大于太阳质量1.4倍以上
的恒星，不可能通过霍伊耳所描述的正常过程变成白矮星，从而
第一次指出，我们不能期望有越来越大的白矮星。这个数值现在
叫做强德拉塞卡极限。事实上，结果证明到目前为止所有观测到
的白矮星质量都低于强德拉塞卡极限。强德拉塞卡极限存在的理
由是，由于白矮星的原子中所含的电子相互排斥，因而使白矮星
不能再继续收缩下去（亚原子粒子我将在后面第七章中讨论）。
随着质量的增加，引力强度也增加；达到1．4倍太阳质量时，电
子排斥力变得不足以克服白矮星的收缩力，白矮星将坍缩成更小
更致密的星体，而使亚原子粒子实际上相互接触。这种星体必须
等待利用可见光以外的辐射来探测宇宙的新方法发明之后，才能
探测出来。