恆星演化

恒星演化是一個恒星在其生命期（發光與發熱的期間）内的連續變化。每颗恒星的生命期依照星體大小会有所不同。

單一恆星的演化並沒有辦法完整觀察，因為這些過程可能過於緩慢以致於難以察覺。因此天文學家利用觀察許多處於不同生命階段的恆星，並以计算机模型模拟恒星的演变。

太阳的生命周期

恒星的诞生

马头星云，基部的亮点是正在生成新恆星的IC 434

恒星的演化开始于巨分子雲。太空中的粒子密度大約是每立方厘米 0.1到1個氫原子，但是巨分子雲的密度是每立方厘米數千到百萬個氫原子。一个巨分子云包含数十万到数千万个太阳质量，直径为50到300光年。

在巨分子云环绕星系旋转时，一些事件可能造成它的引力坍缩。 例如：巨分子雲可能互相冲撞，或者穿越旋臂的稠密部分。鄰近的超新星爆發抛出的高速物质也可能是触发因素之一。最后，星系碰撞造成的星云压缩和扰动也可能形成大量恒星。

坍缩过程中的角动量守恒会造成巨分子云碎片不断分解为更小的片断。质量少于约50太阳质量的碎片会形成恒星。在这个过程中，气体被释放的势能所加热，而角动量守恒也会造成星云开始产生自转之后形成原恆星。

恒星形成的初始阶段几乎完全被密集的星云气体和灰尘所掩盖。通常，正在产生恒星的星源会通过在四周光亮的气体云上造成阴影而被观测到，这被称为包克球。

質量非常小的原恆星温度不能達到足够開始氫的核融合反應，它們會成為棕矮星。恆星和棕矮星確切的質量界限取決於化學成分，金屬豐度（金屬在天文學中泛指所有比氦重的元素）越多的界限越低。金屬豐度和太陽相似的原恆星，其界限大約是0.075太陽質量。質量大於13木星質量（$M_J$）的棕矮星，會進行氘的融合反應，而有些天文學家認為這樣的恆星才能稱為棕矮星，比行星大但比棕矮星小的天體則被分類為次恆星天體。這兩種類型，無論是否能燃燒氘，它的光度都是黯淡並在數億年的歲月中逐漸冷卻，慢慢的步向死亡。

質量更高的原恆星，核心的溫度可以達到1,000萬K，可以開始質子-質子鏈反應將氫先融合成氘，再融合成氦。在質量略大於太陽質量的恆星，碳氮氧循環在能量的產生上貢獻了可觀的數量。核融合的開始會導致流體靜力平衡短暫的失去，這是核心向外的“輻射壓”和恆星質量引起的“重力壓”之間的平衡，以防止恆星進一步的“引力塌縮”，但恆星迅速的演變至穩定狀態。

LH 95是大麥哲倫雲中的恆星育嬰室。

新誕生的恆星有各種不同的大小和顏色。光譜類型的範圍從高熱的藍色到低溫的紅色，質量則從最低的0.085太陽質量到数十倍于太陽質量。恆星的亮度和顏色取決於表面的溫度，而表面溫度又由質量來決定。

新誕生的恆星會落在赫羅圖的主序帶上一個特定的點。小而冷的紅矮星以緩慢的速度燃燒氫，可以在主序帶上滯留數百億年，而質量大且熱的超巨星只能在主序帶上逗留數百萬年。像太陽這種大小居中的恆星，在主序帶上停留的時間大約是100億年。太陽被認為正在其壽命的中間點上，因此它還稳定在主序帶上。一旦恆星消耗掉核心內大部份的氫之後，它就會離開主序帶。

人馬座是聚集大量恆星的星場。

恒星的成熟

依據恆星誕生時的質量，在經歷數百萬至數十億年後，在核心持續進行的核融合反應在核心累積了大量的氦。質量越大和越熱的恆星製造氦的速度比質量小和冷的恆星更快。

累積的氦，密度比氫更高，因為自身的壓縮和核反應的持續進行而逐漸增加。必須藉由更高的溫度抵抗因壓縮而增強的重力，來維持穩定的平衡。

最後，核心能供應的氫會被耗盡，就沒有由氫的核融合產生向外的壓力來抵抗重力。它將收縮直至電子簡併變得足以抵抗重力，或是核心有足夠的溫度（一億K）可以燃燒氦，哪一種情況會先發生取決於恆星的質量。

低質量恆星

在低質量恆星停止經由核反應產生能量之後，會發生甚麼事情，目前還無法直接得知：目前認知的宇宙年齡只有137億歲，比低質量恆星會停止核反應的時間還短（在某些情況下，少了幾個數量級），所以目前的理論都是根據計算機模擬塑造的。

質量低於0.5太陽質量的恆星，在核心的氫融合停止之後，很單純的仅仅因為沒有足夠的質量在核心產生足夠的壓力，因此不能進行氦核的融合反應。这类恒星在消耗掉氢元素之前，被称作紅矮星，像是比鄰星，其中有些的壽命會比太陽長上數千倍。目前的天文物理學模型認為0.1太陽質量的恆星，在主序帶上停留的時間可以長達6万亿年，並且要再耗上數千億年或更多的時間，才會慢慢的塌縮成為白矮星。如果恆星的核心缺少对流（像現在的太陽），它將始終都被數層氫的外層包圍著，這些也許都是在演化中產生的氫層；但是，如果恆星有著完全的對流（大多数低质量恒星都是这样的），在它的周圍就不會分出層次。果真如此，它將如同下面所說的中等質量恆星一樣，它將在不引起氦融合的情況下發展成為紅巨星；否则，它將單純的收縮，直到電子簡併壓力阻止重力的崩潰，然後直接轉變成為白矮星。

中等尺度恆星

當質量類似太陽的恆星死亡時就會成為行星狀星雲，如貓眼星雲。

在另一種情況，在核心外圍數層含有氫的殼層在核融合反應的加速下，立刻造成恆星的膨脹。因為這是在核心外圍的數層，因而它們所受到的重力較低，它們擴張的速率會比能量增加的更快，因此會造成溫度的下降，並且使得它們比在主序帶的階段還要偏紅。像這樣的恆星就稱為紅巨星。

根據赫羅圖，紅巨星是不在主序帶上的巨大恆星，恆星分類是K或M，包括在金牛座內的畢宿五和牧夫座的大角星，都是紅巨星。

質量在數個太陽質量之內的恆星在電子簡併壓力的支撐下，將發展出外圍仍然包覆著氫的氦核心。它的重力將數層的氫直接擠壓在氦核上，這造成氫融合的反應速率比在主序帶上有著相同質量的恆星更快。這反而使恆星變得更為明亮（亮度增加1,000至10,000倍）和膨脹；膨脹的程度超過光度的增加，因而導致有效溫度的下降。

恆星膨脹的是在外圍的對流層，將物質由靠近核融合的區域攜帶至恆星的表面，並經由湍流與表面的物質混合。除了質量最低的恆星之外的所有恆星，在內部進行核融合的物質在這個點之前都是深埋在恆星的內部，經由對流的作用使核融合的產物第一次可以在恆星的表面被看見。在這個階段的演變，結果是很微妙的，最大的效應是對氫和氦的同位素造成的改變，但是尚未能觀測到。有作用的是出現在表面的碳氮氧循環，較低的¹²C/¹³C比率和改變碳和氮的比率。這些是由分光學上發現的，並且在許多演變中的恆星上被測量到。

质量与太阳相似的恒星演化示范简图。恒星从塌缩的气体云中诞生（①），经过收缩阶段成为原恒星（②），然后进入主序带（③）。一旦在核心的氢被耗尽，它膨胀成为红巨星（④），然后它的外壳散逸成为行星状星云，核心变质成为白矮星（⑤）。

當圍繞著核心的氫被消耗時，核心吸收產生出來的氦，進一步造成核心的收縮，並且使殘餘的氫更快的進行核融合，這最終將導致氦融合（包括3氦過程）在核心進行。在質量比0.5太陽質量更大的恆星，電子簡併壓力也許能將氦融合的延後數百萬至數千萬年；在更重的恆星，氦核和疊加在外數層氣體的總質量，將使得電子簡併壓力不足以延遲氦融合的過程。

當核心的溫度和壓力足以引燃核心的氦融合時，如果電子簡併壓力是支撐核心的主要力量時，將會發生氦閃。在質量更巨大的核心，電子簡併壓力不是支撐核心的主要力量，氦融合的燃燒相對的會較為平靜的進行。即使發生氦閃，快速釋放能量（太陽能量的10⁸數量級）的時間也較短暫，所以在恆星外面可以觀察到的表面層也不會受到影響。由氦融合產生的能量會造成核心的擴張，因此疊加在核心外層的氫融合速率會減慢，使得總能量的產生降低。所以，恆星會收縮，雖然不是所有的都會再回到主序帶，它會在赫羅圖的水平分支上遷移，在半徑上逐漸收縮和增加表面的溫度。

在恆星消耗了核心的氦之後，融合在包含了碳和氧的高熱核心附近繼續進行。恆星隨著進入赫羅圖上的漸近巨星分支，與原始的紅巨星演變平行，但是能量的產生較快（因而持續的時間也較短）。

在能量輸出上的變化造成恆星大小和溫度周期性的變化。能量輸出的本身降低了能量放射的頻率，伴隨的還有經由強烈的恆星風和猛烈的脈動造成質量損失率的增加。在這個階段的恆星，根據它們呈現的明顯特徵被稱為晚期型恆星、OH_-IR恆星或米拉型恆星。被逐出的氣體是來自恆星的內部，也含有相對豐富的被創造元素，特別是碳和氧的豐度與恆星的類型有關。由氣體構成的膨脹裝的氣殼稱為環星包（ circumstellar envelope），並且會隨著遠離恆星而逐漸降低溫度，而允許微塵和分子的形成。在理想的情況下，來自核心的高能量紅外線輸入環星包後會激發形成（类似激光的）微波受激辐射。

氦燃燒的速率對溫度極端的敏感，會導致極大的不穩定性。巨大的脈動組合，最終將給恆星足夠的動能外面的數層氣殼拋出，形成潛在的行星狀星雲。依然留存在星雲中心的恆星核心，溫度會逐漸下降而成為小而緻密的白矮星。

大質量恆星

蟹狀星雲是大約在1,000年前爆炸的超新星四散的殘骸。

在大質量的恆星，在電子簡併壓力能夠成為主流之前，核心已經大到能夠將由氫融合產生的氦引燃。因此當這些恆星在膨脹和冷卻時，它們的亮度不會比低質量的恆星大多少；但是它們會比低質量恆星開始時的階段亮許多，並且也會比低質量恆星形成的紅巨星明亮，因此這些恆星被稱為超巨星。

質量特別大的恆星（大約超過40倍太陽質量），會非常明亮和有著相当高速的恆星風。在它們膨脹成為超巨星之前，因為強大的輻射壓力，傾向於先剝離外面的氣體殼層，因而它們的質量損失也非常快，這導致它們在主序帶的階段都維持著表面的高溫（藍白的顏色）。因為恆星的外殼會被極端強大的輻射壓剝離，因此恆星的質量不能超過120個太陽質量。雖然較低的質量可以使外殼被剝離的速度減緩，但如果它們是靠得夠近的聯星，當它膨脹而外殼被剝離時，會與伴星結合；或是因為它們的自轉夠快，對流作用將所有的物質帶至表層，造成徹底的混合，而沒有可以分離的核心和外殼，都能避免成為紅巨星或紅超巨星。

當從外殼的基部獲得氫並融合成氦時，核心也逐漸變得更熱和更密集。在大質量的恆星，電子簡併壓力不足以單獨的阻止重力崩潰，至於每一種在核心被消耗掉的元素，點燃更重的元素融合之火，也都能暫時的阻止重力崩潰。如果恆星的核心不是太重（質量大約低於1.4倍太陽質量，考慮到在這之前已經產生了許多質量的損耗），它也許可以如前所述的質量較低恆星，形成一顆白矮星（外面可能有行星狀星雲包圍著），不同的是這種白矮星主要是由氧、氖和鎂組成。

在核心崩潰之前，大質量恆星的核心結構是有如洋蔥般的層層排列（未按照比例）。

当原始恒星質量达到某种程度时（估計是2.5倍太陽質量，并大約在10倍太陽質量以內），核心的溫度可以達到光致破壞的溫度（大約是1.1GK）開始形成氧和氦，而氦又會立刻和殘餘的氖融合成鎂；然後氧融合形成硫、矽和少量的其他元素。最後，溫度達到任何一種元素都會被局部毀壞的高溫程度，通常都會釋放出α粒子（氦核），又立刻和其他原子核融合，所以有少數的原子核經過整理之後會成為更重的原子核，而釋放出來的淨能量是增加的，因為打破母原子核所釋放出來的能量大於融合成子原子核所需要的能量。

核心質量太大不能形成白矮星，又未能達到足以承受氖轉換成氧與鎂的恆星，在融合成更重的元素之前，就將經歷重力崩潰的過程（因為電子捕獲）。無論電子捕獲造成溫度增加或降低，都會在重力崩潰之前構成比原來小的原子核（像是鋁和鈉），可以在重力崩潰之前對總能量的產生造成重大的衝擊。這也許對之後產生引人注目的超新星爆炸與拋出的元素和同位素豐度都有影響。

一旦恆星核合成的過程產生鐵-56，接下來的過程都將消耗能量（將碎片結合成原子核所釋放出來的能量小於將母原子核擊碎所需要的能量）。如果核心的質量大於錢德拉塞卡極限，電子簡併壓力將不足以支撐與對抗因為質量所產生的重力，核心將突然的產生崩潰，災難性的崩潰將形成中子星直至黑洞（在核心的質量超過托爾曼-奧本海默-沃爾科夫極限的情況下）。雖然還未完全了解過程，某些重力位能的轉換使這些核心崩潰並形成Ib、Ic或II型超新星。只知道在核心崩潰時，就像在超新星1987 A所觀測到的，會產生巨大的中微子浪湧。極端高能量的中微子會破壞一些原子核，它們的一些能量會消耗在釋出核子，包括中子，還有一些能量會轉換成熱能和動能，因而造成衝擊波與一些來自核心崩潰的物質匯合造成反彈。在非常緻密的匯合物質中發生的電子捕獲產生了額外的中子，有些反彈的物質受到中子的轟擊，又誘發了一些核子捕獲，創造出一系列，包括放射性物質鈾在內，比鐵重的元素。雖然，非爆炸性的紅巨星在早期的反應和次反應中釋放出的中子也能創造出一定數量比鐵重的元素，但在這種反應下產生比鐵重的元素豐度（特別是，有些穩定和長壽的同位素與一些同位素）與超新星爆炸有著顯著的不同。我們發現太陽系的重元素豐度與這兩者都不一樣，因此無論是超新星或紅巨星都無法單獨的用來解釋被觀察到的重元素和同位素的豐度。

從核心崩潰轉移到反彈物質的能量不僅產生了重元素，還提供了它們加速和脫離所需要的逃逸速度（這種機制還沒有被充分的了解），因而導致Ib、Ic或II型超新星的生成。目前對這些能量轉移過程的了解仍不能令人滿意，雖然目前的計算機模擬能對Ib、Ic或II型超新星的能量轉移提供部分的解釋，但仍不足以解釋觀測到的物質拋射所攜帶的能量。從分析中子星聯星（需要兩次相似的超新星）的軌道參數和質量獲得的一些證據顯示氧氖鎂核心崩潰所產生的超新星可能與觀測到由鐵核崩潰的超新星有所不同（除了大小之外還有其他的不同）。

質量最大的恆星也許在超新星爆炸中因為能量超過它的重力束縛能而完全的被毀滅。這種罕見的事件，導致不稳定对超新星，事後的核心不会留下包括黑洞在内的各种残骸。。

恆星的死亡

恆星在耗盡了它的燃料之後，依據它在生命期間的質量，它的殘骸會是下面四種型態之一。

白矮星

1太陽質量的恆星，演化成白矮星之後的質量大約是0.6太陽質量，被壓縮的體積則近似地球的大小。白矮星是非常穩定的天體，因為它向內的重力是與核心的電子產生的電子簡併壓力（這是包立不相容原理導致的結果）達到平衡。電子簡併壓力提供了一個相當寬鬆的極限來抵抗重力進一步的壓縮；因此，針對不同的化學元素，白矮星的質量越大，體積反而越小。在沒有燃料可以繼續燃燒的情況下，恆星殘餘的熱量仍可以繼續向外輻射數十億年。

白矮星的化學成分取決於它的質量。只有幾個太陽質量的恆星，可以進行碳融合產生鎂、氖和少量其它的元素，造成一顆主要成分是氧、氖和鎂的白矮星。在拋棄掉足夠質量的條件下，使它的質量不至於超過錢德拉塞卡極限 （見下文）；並且在碳燃燒不夠猛烈的條件下，使他免於成為一顆超新星。質量的數量級與太陽相同的恆星無法點燃碳融合的核反應，所產生的白矮星主要成分是碳和氧，而且質量太低，不足以產生重力崩潰，除非在後期能夠增加質量（見下文）。質量低於0.5太陽質量的恆星，連氦燃燒都無法引燃（見前文），因此壓縮後成為白矮星之後的主要成分是氦。

在最後，所有的白矮星都將變成冰冷黑暗的天體，有些人就稱它們為黑矮星。但是目前的宇宙還不夠老，還不足以產生像黑矮星這樣的天體。

如果白矮星的質量能增加至超越錢德拉塞卡極限 －對主要成分是碳、氧、氖、和/或鎂的白矮星，是1.4太陽質量，電子簡併壓力將無法抵抗重力，將會因為電子捕獲導致恆星塌縮。取決於化學成分和塌縮前的核心溫度，核心可能會塌縮成為一顆中子星，或是因為引燃碳和氧的燃燒而失控。質量越重的元素越傾向於恆星塌縮，因為需要較高的溫度才能重新點燃核心的燃料，也因此能使核子減輕的電子捕獲過程能使核反應較容易進行；然而，越高的核心溫度越容易造成恆星核反應的失控，這會導致恆星塌縮成為Ia超新星。即使大質量恆星死亡產生的II 型超新星釋放出的總能量更多，這種超新星會比II型超新星還要明亮數倍。這種會導致塌縮的不穩定性使得超過甚至接近1.4太陽質量的白矮星不可能存在（唯一可能的例外是超高速自轉的白矮星，因為離心力的作用抵銷了質量上的問題）。聯星之間的質量轉移可能會造成白矮星的質量接近錢德拉塞卡極限，因而造成不穩定的狀況。

如果在密近雙星系統中有一顆白矮星和一顆普通的恆星，來自較大伴星的氫會在白矮星周圍形成吸積盤，並使得白矮星的質量增加，直到白矮星的溫度增加引發失控的核反應。在白矮星的質量尚未達到錢德拉塞卡極限之前，這種爆發只會形成新星。

中子星

像泡泡的影像是在15,000年前爆炸的超新星產生的衝激波，現在仍在擴張中。

當恆星的核心崩潰時，壓力造成電子捕獲，因而使得大多數氫都轉變成為中子。原本使原子核分離的電磁力消失之後（在比例上，如果原子核的大小如同芝麻，原子的大小就如同一個标准足球場），恆星的核心就成為只有中子的緻密球體 (就像是個巨大的原子核)，在外面有幾層由簡併物質（主要是鐵的薄層和後續的反應產生的物質）組成的外殼。中子也遵循包利不相容原理，使用類似電子簡併壓力但更強的力來抵抗重力的壓縮。

像這種被稱為中子星的恆星，是非常小的，直徑的數量級只有10公里，尺寸不會超過一個大城市的大小並且有著極高的密度。它們的自轉週期 由於恆星的收縮而縮得很短（因為角動量守恆），有些高達每秒600轉。隨著這些恆星的高速自轉，每當恆星的磁極朝向地球時，地球就會接到一次脈衝的輻射。像這樣的中子星被稱為波霎，第一顆被發現的中子星就是這種型態的。

黑洞

如果恆星的殘骸有足夠大的質量，中子簡併壓力將不足以阻擋恆星塌縮至史瓦西半徑之下時，這個恆星的殘骸就會成為黑洞。現在還不知道需要要多大的質量才會發生這種情況，而目前的估計是在3个太陽質量以上。

黑洞是廣義相對論所預測的天體，而在天文學上的觀測和理論也都支持黑洞的存在。依據廣義相對論傳統的說法，沒有物質或訊息能夠從黑洞的內部傳遞給在外部的觀測者，雖然量子效應允許這種嚴謹的規律產生誤差。

雖然恆星經由塌縮產生超新星的機制還未被充分的了解，也不知道不經過可見的超新星爆炸，恆星是否能夠直接塌縮形成黑洞；還是超新星爆炸之後要先形成中子星，然後再繼續塌縮成為黑洞；從最初的恆星質量到最後的殘骸質量之間的關聯性也不完全的可靠。要解決這些不確定的問題，還需要分析更多的超新星和超新星殘骸。

参见

• 宇宙的演化
• 星系的演化
• 恒星大气物理学
• 天体物理学

延伸讀物

• Astronomy 606 (Stellar Structure and Evolution) lecture notes, Cole Miller, Department of Astronomy, University of Maryland
• Astronomy 162, Unit 2 (The Structure & Evolution of Stars) lecture notes, Richard W. Pogge, Department of Astronomy, Ohio State University