从分子云的坍缩到白矮星、中子星或黑洞——每一颗恒星都经历一段几乎完全由一个数字决定的生命历程:它的质量。
恒星是一个自身引力束缚的等离子体球,其核心的温度和压力高到足以点燃氢聚变,并在其生命的大部分时间里维持这一过程。两种力使它保持在微妙的平衡之中——即流体静力学平衡:引力将每一层向内挤压,而来自聚变核心的热压和辐射压则向外推。只要两者精确抗衡,恒星就能在数百万年到数十亿年间保持稳定。一旦这种平衡被打破——因为核心的燃料耗尽——恒星便开始重新调整结构,其真正的演化历程也由此展开。
恒星诞生于巨分子云内部寒冷、致密区域的坍缩,当其自身引力超过内部气体压力时(金斯不稳定性)——通常由邻近超新星的冲击波或旋臂中的密度波触发。坍缩的云团团块最终能否成为一颗恒星,完全取决于质量:低于约0.08倍太阳质量时,核心温度永远不足以点燃氢聚变——结果是一颗褐矮星,一颗"失败的恒星"。高于约150至200倍太阳质量时,向外的辐射压变得如此之大,以至于会不断剥离外层物质(爱丁顿极限)——这是恒星质量的一道硬性上限。
将恒星的光度对其表面温度作图,得到的并非随机的散点,而是一种有序的结构——赫罗图(HRD),由埃希纳·赫茨普龙和亨利·诺里斯·罗素于1910年前后各自独立提出。图中的x轴按传统方式"反向"排列:炽热的蓝色恒星在左侧,较冷的红色恒星在右侧——这是光谱分类法留下的历史遗迹。约90%的恒星都位于一条狭窄的对角带上,即主序:恒星越热(因而质量越大),它在图中的位置就越靠左上方,光度也越高。除此之外还聚集着另外两类恒星:右上方是巨星和超巨星——膨胀但相对较冷、处于主序生涯末期的恒星;左下方是白矮星,炽热但因体积极小而光度微弱。
每个光谱型(O、B、A、F、G、K、M——从热到冷)还被进一步细分为十个子型(0–9),并在另一个维度上分为光度级(罗马数字I到VII):I代表超巨星,III代表巨星,V代表主序星,VII代表白矮星。太阳因此拥有完整的分类G2V——即G型第2子型的主序星。温度和光度级这两个坐标,足以将几乎所有已知恒星精确地定位在图中,并读出其大致的质量、大小和演化阶段。
从暗弱的红矮星到中子星,恒星天体的质量、温度和密度跨越了多个数量级。以下六种类型涵盖了恒星世界中最重要的几个阶段——既包括主序阶段,也包括恒星演化的终局形态。
银河系中约75%的恒星是红矮星——它们暗弱到没有一颗能用肉眼看见。其中质量较小的部分(约0.35倍太阳质量以下)是完全对流的,会将自身全部的氢储备彻底混合,并以极其缓慢的速率消耗它。理论上它们的寿命远超当前宇宙的年龄——迄今为止还没有一颗红矮星以红巨星的形态终结生命。
仅约7%的恒星属于G型。它们适中的质量使其能够通过质子-质子链稳定地进行氢聚变,持续数十亿年几乎恒定不变——时间长到足以让至少一颗环绕行星发展出复杂的化学过程乃至生命。
质量极大、温度极高,光度可达太阳的百万倍。它们强烈的紫外辐射会电离周围的分子云,形成发光的电离氢区。由于聚变速率极高,它们是所有恒星中寿命最短的——几乎总是以超新星的形式终结。
氢在核心耗尽后,核心收缩,而外层则膨胀至原始半径的100到200倍,并随之冷却。氢燃烧此时在氦核周围的壳层中继续进行,直到核心质量足够时,三氦过程点燃,氦开始聚变为碳。
红巨星燃烧殆尽的碳氧核心,在外层作为行星状星云被抛离后暴露出来。此时已不再发生聚变——恒星完全依靠电子简并压(一种量子力学效应)来抵抗进一步的引力坍缩。当质量超过1.44倍太阳质量(钱德拉塞卡极限)时,这一机制便会失效。
当一颗大质量恒星(原始质量8–20倍太阳质量)的铁核在核心坍缩型超新星中坍缩,质子与电子结合形成中子时,便形成中子星。中子简并压使坍缩停止——留下的是一个质量相当于太阳、体积却压缩到一座城市大小的天体。许多中子星旋转极快,并发射出汇聚的射电辐射:脉冲星。
天狼星B是我们夜空中最亮恒星的白矮星伴星,它将几乎与太阳相当的质量压缩进一个体积几乎不比地球大的空间里。它的物质每立方厘米在地球上会重达一吨以上。正是1844年天狼星A那"无法解释"的轨道扰动,促使弗里德里希·贝塞尔推断出这颗不可见、密度极高的伴星的存在——比它真正被光学观测证实早了数十年。
中子星内部的密度大致相当于原子核的密度——约4×10¹⁷ 千克/立方米。这种物质的一茶匙,在地球上的重量大约相当于好几座珠穆朗玛峰叠加起来。因此,中子星是宇宙中已知密度最大、尚未坍缩为黑洞的天体。
在主序阶段,所有恒星都将氢聚变为氦——但途径有两种,取决于核心的质量和温度。在类太阳及质量更小的恒星中(核心温度低于约1,700万K),质子-质子链(pp链)占主导地位:氢核经过多个步骤直接聚变为氦。在质量约超过1.3倍太阳质量的恒星中,则由CNO循环主导——碳、氮、氧在此充当催化剂,吸收质子后又经过多个中间步骤将其释放,最终净产物同样是一个氦核。CNO循环对温度极其敏感(反应速率∝T¹⁷),因此只有在大质量恒星的高核心温度下才会占据主导。
为什么大质量恒星尽管拥有远多得多的燃料储备,寿命却反而短得多?答案在于质光关系:主序星的光度大致随质量的3.5次方增长(L ∝ M³·⁵)。一颗质量大20倍的恒星,燃料只多20倍,但消耗速率却约为20³·⁵ ≈ 50万倍——因此寿命大致随M⁻²·⁵下降。正是这一关系造就了红矮星与蓝巨星之间恒星寿命的巨大差异。
大致的主序寿命与恒星质量的关系(条形长度∝寿命的对数)。相较之下:宇宙的年龄约为138亿年——一颗0.5倍太阳质量的恒星,其一生连10%都还没走完。
在到达红巨星阶段之前,所有质量的恒星走过的道路都大致相似——此后,初始质量将最终决定它的命运。
猎户座中的红超巨星参宿四已经结束了核心氢燃烧,正接近其生命的终点——这里的"接近"是指:在未来10万年内的任何时刻都可能发生。当它以超新星形式爆发时,从地球上看,它将在数周内比满月更亮,甚至在白天的天空中也能看见。由于参宿四距离我们约550光年,这场爆发实际上可能早已发生——只是它的光尚未到达我们这里。
恒星很少单独诞生——而某些终局形态和系统所展现出的特性,远远超出了一颗孤立单星所能达到的范围。
毫秒脉冲星每秒自转数百次,其规律性几乎媲美原子钟——数年间的偏差仅为百万分之一秒的量级。射电天文学家利用由这类"宇宙时钟"组成的网络(脉冲星计时阵列),搜寻其信号到达时间中极其微小的共同畸变——这是探测极低频引力波的一种手段,这类引力波源自在宇宙中穿行的超大质量黑洞。