淺析不同質(zhì)量恒星主序后的演化

王緒琦

摘 要：從古至今，恒星都是人類(lèi)研究的對(duì)象。在經(jīng)歷穩(wěn)定的主序階段后，恒星會(huì)進(jìn)入主序后演化階段。本文把恒星分為小質(zhì)量恒星（M<2.2M⊙）、中等質(zhì)量星（2.2M⊙10M⊙）三類(lèi)，分別闡述了它們主序后演化的過(guò)程及特點(diǎn)，提出了恒星主序后演化的研究方向。

關(guān)鍵詞：恒星;主序后演化;小質(zhì)量恒星;中等質(zhì)量恒星;大質(zhì)量恒星

中圖分類(lèi)號(hào)：P152 文獻(xiàn)標(biāo)識(shí)碼：A 文章編號(hào)：1671-2064（2019）12-0225-03

0 引言

古希臘人將星空分為八十八星座，中國(guó)人則創(chuàng)立了二十八星宿。人類(lèi)觀測(cè)恒星已有數(shù)千年的歷史，浩瀚渺遠(yuǎn)的星空，總能引起人們無(wú)限的遐想。恒星是由引力束縛在一起的高溫離子氣體，自身能夠釋放強(qiáng)大的光與熱。上個(gè)世紀(jì)二十年代，羅素與赫茨普龍以光度為縱軸，光譜（有效溫度）為橫軸繪制了具有劃時(shí)代意義的“赫羅圖”。在這張圖像上，大部分恒星分布在一條對(duì)角線上，這就是所謂的“主序”。主序階段是恒星一生中最穩(wěn)定的階段，在這個(gè)階段，恒星靠燃燒氫維持存在;而當(dāng)氫消耗殆盡時(shí)，恒星就會(huì)離開(kāi)主序，進(jìn)入全新的生命歷程——主序后演化。

對(duì)于主序后的演化，質(zhì)量是一個(gè)極為重要的影響因素。根據(jù)羅素定理，恒星要靠向外輸出巨大的熱能來(lái)抵御自身質(zhì)量產(chǎn)生的引力，恒星的質(zhì)量為其演化的決定性因素之一[1]。

1 小質(zhì)量恒星的演化（M<2.2M⊙）[2]

小質(zhì)量恒星具有較低的中心溫度和較大的中心密度，在核心氫燃燒結(jié)束后中心氦核處于簡(jiǎn)并狀態(tài)。對(duì)于質(zhì)量極小的恒星（M<0.5M⊙），由于溫度較低，對(duì)流向下深入，使外層的氫能夠得到充分的利用，直至全部轉(zhuǎn)化為無(wú)法繼續(xù)燃燒的氦，形成一種目前宇宙中可能尚不存在的天體—氦白矮星。對(duì)于質(zhì)量偏大的小質(zhì)量恒星（0.5M⊙

1.1 沿紅巨星分支的演化

當(dāng)中心的氫燃料所剩無(wú)幾時(shí)，恒星離開(kāi)主序，燃燒區(qū)向外推移形成殼層源氫燃燒，而中心停止燃燒的氦核繼續(xù)收縮升溫，密度急劇增大，使電子簡(jiǎn)并壓成為抵抗引力的主要力量。隨著電子簡(jiǎn)并度的提高，熱傳遞能力大大提高，使更多的熱被釋放，氦核逐漸成為等溫核，而外層將迅速膨脹以及時(shí)將多余的熱傳遞出去。當(dāng)膨脹的幅度大于光度的升高，其有效溫度將降低。因此小質(zhì)量恒星離開(kāi)主序后將朝向光度增大而有效溫度降低的紅巨星分支演化。

1.2 氦閃

在紅巨星階段，殼層氫燃燒維持光度，其產(chǎn)生的氦落向其下面的氦核。內(nèi)部看似平靜的氦核也在積蓄著能量，隨著氦的繼續(xù)積累，它的溫度越來(lái)越高。在大約一億開(kāi)的高溫下，氦原子開(kāi)始“躁動(dòng)不安”，三個(gè)氦原子在極短時(shí)間內(nèi)聚合成一個(gè)12C，由于氦核高度簡(jiǎn)并，氦燃燒引發(fā)的溫度升高并沒(méi)有有效減小內(nèi)部的壓強(qiáng)以減弱燃燒，反而使其更加激烈，瞬間產(chǎn)生極高的光度，這就是氦閃。其釋放的熱量在一定程度上減少了氦核的簡(jiǎn)并度并使其膨脹降溫。氦閃的熱量還將氫燃燒殼層源外推，使其產(chǎn)能率降低，因此恒星光度將下降。氦閃會(huì)持續(xù)多次，直至由外而內(nèi)將整個(gè)氦核的簡(jiǎn)并解除，此后氦將正常燃燒，恒星進(jìn)入水平分支階段。

1.3 水平分支階段的演化

氦閃會(huì)持續(xù)多次，直至由外而內(nèi)將整個(gè)氦核的簡(jiǎn)并解除，此后氦將正常燃燒，恒星進(jìn)入水平分支階段。水平分支恒星內(nèi)部存在兩個(gè)熱核燃燒區(qū)，即中心的氦燃燒與殼層源的氫燃燒。由于氦燃燒對(duì)溫度高度敏感，其只存在于核心較小的區(qū)域，因此氫燃燒的產(chǎn)能仍然占支配地位。對(duì)所有的小質(zhì)量恒星，氦核開(kāi)始正常燃燒時(shí)，其質(zhì)量與溫度是幾乎相同的，因此此階段所有小質(zhì)量恒星的氦燃燒產(chǎn)能率幾乎相同，其微小的光度差異幾乎只取決于殼層源氫燃燒的產(chǎn)能率。

恒星質(zhì)量越大，富氫包層越厚，氫燃燒殼層內(nèi)的溫度和壓強(qiáng)就越大，氫燃燒的效率就略偏高，輻射溫度梯度也越大，顏色越紅。因此水平分支是一條從左下到右上略?xún)A斜的曲線。

1.4 早期漸近巨星階段的演化

當(dāng)核心的氦被也“揮霍一空”時(shí)，殼層的氦將啟動(dòng)燃燒，這一階段即小質(zhì)量恒星的漸近巨星階段，它是小質(zhì)量恒星生命中最輝煌的階段，也是最復(fù)雜的階段。在早期漸近巨星階段，氦燃燒從中心核轉(zhuǎn)移至氦殼層，而中心沒(méi)有核能源碳-氧核將收縮升溫并進(jìn)入簡(jiǎn)并狀態(tài)，釋放的能量加熱了外部的氦殼層，使其產(chǎn)能率升高，其外部的殼層氫燃燒也因氦幔層的受熱膨脹而被推移到更靠外的區(qū)域，最終因冷卻停止燃燒，此后的恒星只有內(nèi)部氦殼層燃燒提供光度。

1.5 熱脈沖漸近巨星分支

當(dāng)氦殼層內(nèi)的氦豐度下降，產(chǎn)能率降低，氫殼層將收縮復(fù)燃以維持光度，生成的氦又使氦殼層質(zhì)量增加。與紅巨星后期的過(guò)程類(lèi)似，當(dāng)氦殼層達(dá)到臨界質(zhì)量將發(fā)生閃爆，閃爆迅速加熱氦幔層并將外部氫殼層推離使其熄滅，氦殼層重新調(diào)整至穩(wěn)定燃燒，但效率不如從前。此時(shí)的光度下降使外部包層的對(duì)流深入，將內(nèi)部的燃燒產(chǎn)物及幔中子過(guò)程產(chǎn)物帶到表面，即第三次掘取。當(dāng)氦殼層再次燃盡，氫燃燒將再次復(fù)燃，從而開(kāi)始下一個(gè)熱脈沖燃燒周期。

1.6 行星狀星云

在熱脈沖燃燒階段，由于表面的過(guò)度膨脹冷卻，物質(zhì)冷凝成低溫顆粒并在輻射壓的作用下迅速逃逸，恒星將在極短時(shí)間內(nèi)損失掉富氫包層，有效溫度急劇升高，強(qiáng)大的紫外輻射使之前丟失的物質(zhì)發(fā)出彩色的光輝，形成行星狀星云，而中央星核也即將停止燃燒，走向燦爛而凄美的“死亡”。

2 中等質(zhì)量星的演化（2.2M⊙

中等質(zhì)量恒星核心的氫燃燒為碳氮氧循環(huán)，擁有較高的中心溫度和較低的密度。其演化與小質(zhì)量恒星有許多不同之處，如較低密度的氦核始終處于非簡(jiǎn)并態(tài)，在達(dá)到燃點(diǎn)時(shí)，可直接平穩(wěn)燃燒等。

2.1 赫氏空隙（即赫羅圖右上方的無(wú)恒星區(qū)）

氫燃燒結(jié)束后，中等質(zhì)量恒星內(nèi)部的氦核為非簡(jiǎn)并狀態(tài)，其將按位力定理快速收縮，釋放大量熱量，引力熱滯脹循環(huán)使包層加速膨脹，有效溫度迅速降低。整個(gè)過(guò)程十分迅速，因此在赫羅圖右上的一個(gè)區(qū)域很難觀測(cè)到恒星，形成赫氏空隙。

2.2 早期紅巨星分支的演化

當(dāng)對(duì)流在包層內(nèi)建立，傳輸多余熱量從而抑制恒星膨脹，恒星光度回升，進(jìn)入紅巨星分支階段。與小質(zhì)量恒星類(lèi)似，此時(shí)氫燃燒殼層源維持光度，氦核收縮升溫，釋放的熱量提高了氫燃燒的產(chǎn)能率，光度繼續(xù)上升。對(duì)流還將繼續(xù)向下深入，到達(dá)主序期間對(duì)流核達(dá)到過(guò)的位置并將那里的氦和氮翻到表面，留下一個(gè)元素豐度間斷面。

恒星質(zhì)量越大，光度越高，對(duì)流將發(fā)展的更深以滿(mǎn)足能量傳輸?shù)男枨?，該元素豐度間斷面也將更深。其位置對(duì)后續(xù)的演化產(chǎn)生顯著的影響。

2.3 早期氦燃燒階段演化

在約一億度的高溫下，氦燃燒平穩(wěn)啟動(dòng)，與小質(zhì)量恒星類(lèi)似，殼層的氫燃燒仍占主導(dǎo)地位。當(dāng)非簡(jiǎn)并氦核的質(zhì)量和溫度近似不變時(shí)，其半徑與平均相對(duì)原子質(zhì)量成正比[4]。于是在早期氦燃燒階段，隨著氦的消耗，氦核半徑將變大，氫燃燒殼層外移，產(chǎn)能率降低，總光度下降。

2.4 氦燃燒階段后期演化

對(duì)于質(zhì)量偏小的恒星，氫燃燒殼層的外移達(dá)不到第一次掘取留下的無(wú)素豐度間斷面，光度幾乎不變，停留在紅巨星分支，形成第二簇群。對(duì)于質(zhì)量偏大的恒星，光度更高，紅巨星時(shí)期對(duì)流到達(dá)的位置更深。因此，在氫燃燒殼層源外移過(guò)程中能夠抵達(dá)元素豐度間斷面，高度不透明的低溫富氫包層的傳熱阻滯顯著加熱氫燃燒殼層源并提升其產(chǎn)能率，導(dǎo)致光度迅速上升。外包層因受熱不透明度減小，對(duì)流減弱，輻射溫度梯度降低，于是有效溫度提升。恒星沿赫羅圖左上移動(dòng)，形成藍(lán)回繞并在此停留，直到氦被燃盡。

2.5 早期漸近巨星階段的演化

當(dāng)氦被耗盡，中心的無(wú)核能源碳氧核快速收縮，引力熱滯脹循環(huán)再次使恒星回到紅巨星分支，但此時(shí)光度更高，因此稱(chēng)為漸近巨星分支。質(zhì)量偏小的恒星（2.2M⊙

2.6 熱脈沖漸近巨星階段的演化

當(dāng)殼層源的氦即將耗盡，氫殼層源復(fù)燃，生成的氦增加，氦殼層質(zhì)量使其周期性閃爆，對(duì)于質(zhì)量偏小的恒星（2.2M⊙

2.7 尾聲

在熱脈沖燃燒階段，超星風(fēng)物質(zhì)損失迅速剝離了恒星外層，留下高溫的中心部分，損失的物質(zhì)被紫外線激發(fā)出絢爛的光，形成行星狀星云，中央部分成為碳氧白矮星。對(duì)于大質(zhì)量群體（8-10M⊙），它們還將進(jìn)行“絕地反擊”—簡(jiǎn)并碳氧核中的碳將點(diǎn)燃，兩個(gè)碳-12聚合成一個(gè)鎂-24。與氦閃類(lèi)似，碳會(huì)多次在短時(shí)間起爆，當(dāng)簡(jiǎn)并被解除其將穩(wěn)定燃燒。但這終無(wú)法逆轉(zhuǎn)物質(zhì)損失的命運(yùn)，當(dāng)外層物質(zhì)損失殆盡，將形成罕見(jiàn)的氧氖鎂白矮星。

3 大質(zhì)量恒星的演化（M>10M⊙）[5]

比起中小質(zhì)量恒星，大質(zhì)量恒星擁有高得多的中心溫度。因此，大質(zhì)量恒星承擔(dān)了核合成的主要任務(wù)。在氫燃燒結(jié)束后，氦、碳、氧、氖、硅都可在非簡(jiǎn)并核心平穩(wěn)點(diǎn)燃，直到鐵核的生成使大質(zhì)量恒星輝煌的一生走向不可逆的覆亡。

3.1 氦燃燒階段的演化

3.1.1 10M⊙

氫燃燒結(jié)束后，與中質(zhì)量恒星相似地，氦核快速收縮。由于引力熱滯脹循環(huán)，包層膨脹降溫，快速穿越空隙區(qū)，到達(dá)紅巨星分支并進(jìn)行第一次掘取。之后氦燃燒平穩(wěn)啟動(dòng)，氫燃燒殼層源外移并接近元素豐度斷面，產(chǎn)能率提升，加熱包層從而減小其不透明度，引發(fā)藍(lán)回繞。此后的氦燃燒階段將一直在藍(lán)巨星區(qū)停留。

3.1.2 15M⊙

這一類(lèi)恒星離開(kāi)主序時(shí)具有更高的光度，殼層氫燃燒強(qiáng)大的能量輸出使對(duì)流更快的在包層內(nèi)建立。其第一次掘取形成的元素豐度間斷面更深，幾乎貼近氫燃燒殼層源。包層的熱阻滯顯著提升了氫燃燒的產(chǎn)能率，提高了光度同時(shí)加快氦核的收縮。于是在剛剛離開(kāi)主序去往紅巨星分支的途中，氦燃燒啟動(dòng)。產(chǎn)生巨大的對(duì)流核提升了熱傳輸?shù)男剩雇獍鼘邮軣岵煌该鞫冉档?，?duì)流消散，從而阻止了引力熱滯漲循環(huán)和向紅巨星的演化。于是恒星將在藍(lán)巨星區(qū)停留。但由于光度較高，Κ機(jī)制使富氫包層快速損失，富氫包層將膨脹變冷，使恒星在氦燃燒的后期成功抵達(dá)紅巨星分支。在氦燃燒階段的末期，由于高強(qiáng)度的物質(zhì)損失，富氫包層將變得極薄，甚至失去整個(gè)富氫包層而暴露高溫的氦核，形成WNE星，是WR星的一種，其溫度與O型星相當(dāng)，但光譜中疊加了氦和氮的寬發(fā)射線。

3.1.3? 40M⊙

極高的光度導(dǎo)致在主序期間就已經(jīng)引起了K機(jī)制有效開(kāi)動(dòng)，導(dǎo)致這一類(lèi)恒星離開(kāi)主序時(shí)富氫包層已經(jīng)變得極薄，不能支持有效的殼層源燃燒。當(dāng)氦核快速收縮，富氫包層將膨脹降溫，大量損失物質(zhì)，最后暴露氦核形成WNE型星，并在此狀態(tài)下啟動(dòng)氦燃燒。在氦燃燒階段的后期，由于外層物質(zhì)的進(jìn)一步損失，由擴(kuò)大的對(duì)流核搬運(yùn)至表面附近的氦燃燒產(chǎn)物顯露出來(lái)，WNE星可能轉(zhuǎn)變?yōu)閃C或WO型星，即表面富碳甚至富氧的WR星。

3.1.4? M>60M⊙的恒星

這一類(lèi)恒星主序階段的物質(zhì)損失更加猛烈。但由于初始質(zhì)量大，富氫包層足夠厚，在氫燃燒階段經(jīng)歷了劇烈的物質(zhì)損失后，其仍然可以支持正常的殼層氫燃燒。在早期的氦燃燒階段，恒星為高光度的WNL星，其譜線特征與WNE星相似，但光度更高。此時(shí)富氫包層相對(duì)較厚且溫度較高，在氦燃燒階段的末期，由于物質(zhì)的流失，包層較薄，初始質(zhì)量較小的恒星將暴露氦燃燒產(chǎn)物演化成WC、WO星，而質(zhì)量大的恒星包層厚且演化快，包層未徹底損失，其將保持WNL的狀態(tài)。

3.2 后期核燃燒階段

當(dāng)核內(nèi)的氦被耗盡，在大質(zhì)量恒星高溫的內(nèi)部，碳、氧、氖、鎂、硅將順利點(diǎn)燃，使恒星內(nèi)部同時(shí)存在多個(gè)燃燒殼層，類(lèi)似洋蔥的結(jié)構(gòu)。恒星中心的溫度越來(lái)越高，中微子能量損失也越來(lái)越劇烈，使恒星不得不加快反應(yīng)速率以產(chǎn)生更多熱量以對(duì)抗自身引力，因此后續(xù)反應(yīng)的核時(shí)標(biāo)非常短。

3.3 碳燃燒階段的演化

當(dāng)碳核收縮至接近8億K的高溫，碳核將平穩(wěn)點(diǎn)燃，對(duì)于質(zhì)量較小的恒星，其氦燃燒由3α過(guò)程主導(dǎo)，碳氧核內(nèi)碳的豐度較大，因此碳燃燒的產(chǎn)能率更大，其中央形成越來(lái)越大的對(duì)流核。而對(duì)于質(zhì)量較大的恒星，其中心溫度更高，氦燃燒生成的碳易再捕獲一個(gè)氦生成氧，因此碳氧核中碳豐度較小，產(chǎn)能率較低，對(duì)流核非常小甚至無(wú)對(duì)流。當(dāng)核心的碳耗盡，碳燃燒將在殼層源繼續(xù)進(jìn)行。

對(duì)質(zhì)量較小的恒星，殼層源碳燃燒將會(huì)間歇進(jìn)行。對(duì)質(zhì)量較大的恒星，碳燃燒區(qū)將向外推移，碳豐度增大，光度提高，當(dāng)燃燒區(qū)移至富氦包層時(shí)外移停止，此后光度將下降，對(duì)流漸漸停止。

3.4 氖及氧燃燒

當(dāng)沒(méi)有核能源的碳氧核核心再次收縮，氖將開(kāi)始燃燒，氖在高能光子的作用下放射出α粒子生成氧，氧、氖一同捕獲α粒子，生成氖和鎂，即兩個(gè)氖作用生成一個(gè)氧和一個(gè)鎂[6]。氖燃燒持續(xù)的時(shí)間極短，但為后續(xù)的氧燃燒及各種核合成過(guò)程有重要影響。當(dāng)氖耗盡，氧燃燒將在核心啟動(dòng)，是恒星核合成即將進(jìn)入高潮的前奏。兩個(gè)氧原子將聚合成硫。由于前期氖燃燒的貢獻(xiàn)及對(duì)流的作用，氧燃燒具有相對(duì)充足的燃料，也為一些必要的過(guò)程爭(zhēng)取了時(shí)間。如電子捕獲過(guò)程，這個(gè)過(guò)程促成了許多核素的生成同時(shí)提高中子豐度，為之后的中子捕獲過(guò)程創(chuàng)造條件。當(dāng)氧在核心耗盡，其將在殼層內(nèi)進(jìn)行，與碳?xì)釉搭?lèi)似，殼層源氧燃燒將間歇進(jìn)行并引發(fā)大范圍對(duì)流，并最終使氧燃燒殼層源與氖燃燒殼層源之間被對(duì)流連通，最終完全混合。

3.5 硅硫燃燒

硅燃燒是大質(zhì)量恒星演化的最后反擊，它可能只持續(xù)幾天的時(shí)間，標(biāo)致著恒星核合成正式進(jìn)入高潮。此時(shí)的高溫使多種核素與光子相互作用，釋放出α粒子、電子、質(zhì)子或中子，同時(shí)又有多種核素參與到了這些基本粒子的捕獲隊(duì)伍中，形成多個(gè)準(zhǔn)平衡群?？上攵?，最終生成的物質(zhì)定是結(jié)合能較大，不易與其它粒子相互作用的粒子，因此鐵是硅硫燃燒的主要產(chǎn)物。

3.6 鐵核坍縮：尾聲

大質(zhì)量恒星的一生輝煌而短暫，它逃過(guò)了因物質(zhì)損失而停止燃燒的命運(yùn)，卻逃不過(guò)最后的最后的一劫，鐵核的生成標(biāo)致著核燃燒已至窮途末路。鐵是結(jié)合能最大的核素，它不會(huì)向外釋放任何能量;鐵核的質(zhì)量遠(yuǎn)遠(yuǎn)超過(guò)了錢(qián)德拉賽卡極限，沒(méi)有任何有效的力量阻止其坍縮，快速的坍縮瞬間釋放大量能量。于是，大質(zhì)量恒星將以壯麗的超新星爆發(fā)結(jié)束生命。

4 展望

目前，人們已經(jīng)對(duì)恒星演化的大致過(guò)程有所了解，但還有許多細(xì)節(jié)的建模還需完善，如自轉(zhuǎn)，磁場(chǎng)，對(duì)流超射，金屬豐度等對(duì)恒星的影響。有許多恒星生活的細(xì)節(jié)有待被進(jìn)一步觀測(cè)，如恒星形成，恒星耀斑及其他活動(dòng)等。這些都需要進(jìn)一步的研究。

參考文獻(xiàn)

[1] 徐蘭平.恒星的主序后演化[J].天文學(xué)進(jìn)展，1989（04）：312-320.

[2] 黃潤(rùn)乾.恒星物理[M].科學(xué)出版社，1998：300-306.

[3] 黃潤(rùn)乾.恒星物理[M].科學(xué)出版社，1998：310-316.

[4] 李焱.恒星結(jié)構(gòu)演化引論[M].北京大學(xué)出版社，2014：60-62.

[5] 黃潤(rùn)乾.恒星物理[M].科學(xué)出版社，1998：340-352.

[6] 安振東，馬余剛，范功濤，等.恒星氦燃燒關(guān)鍵反應(yīng)～（12）C（α，γ）～（16）O天體物理S因子及其反應(yīng)率[J].原子核物理評(píng)論，2017，34（03）：437-445.