恒星的燃料總有耗盡的一天。但這一天究竟會在什么時候到來？
4:12 宇宙 / 星塵 來自星空天文網(wǎng)
NASA / 太陽動力天文臺
恒星的演化并不是一蹴而就的事。氫轉變?yōu)楹?，氦轉變?yōu)楦氐脑兀钡阶罱K的災難性結局。這期間存在著不同的階段，各個階段內(nèi)存在著很多轉化過程。
NASA
要理解這一切，我們就需要從恒星的誕生講起。首先，我們要找到一顆新生的恒星，它們通常存在于巨大的疏散星團內(nèi)。
ESA / NASA
在一個年輕的星團內(nèi)，通常會有許多質(zhì)量各不相同的恒星。有質(zhì)量最大、溫度最高的O級和B級恒星——它們的質(zhì)量是太陽的幾十甚至幾百倍；也有質(zhì)量最小、顏色最紅、最昏暗的M級恒星。此外還有許多所謂的“失敗的恒星”——褐矮星。恒星的顏色、亮度和質(zhì)量的關系，如下圖所示。
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總的來說，在這種對應關系中起決定性作用的，是它們的“質(zhì)量”。但是實際情況更加微妙，也更具啟發(fā)性。
恒星發(fā)光的根本原因是它們的內(nèi)核正在發(fā)生核聚變。即使是質(zhì)量最低的M級恒星，也包含了相當于25000個地球質(zhì)量的物質(zhì)。這些物質(zhì)在氣體云階段時，會在自身引力的作用下收縮，逐漸形成原恒星，它們內(nèi)核的密度和溫度會極大地升高，最終引發(fā)能夠自我維持的核聚變反應。
質(zhì)子的鏈式聚變反應。Randy Russell
造成藍星、亮星和紅星、暗星區(qū)別的主要原因，是它們內(nèi)部的溫度。太陽核心的溫度大約在1500萬K，那里的核聚變反應在一定程度上進行得相當迅速。
但是在恒星的外層，聚變的速度會隨著溫度的逐漸降低而呈指數(shù)級下跌。在距太陽核心大約25%半徑的地方，溫度大約降低了二分之一，而聚變的速度只有核心的1%都不到。
B. Stromgrew (1965)
這就是為什么溫度是太陽一半的恒星存活期是太陽的一百倍，而那些超級熾熱、質(zhì)量是太陽數(shù)百倍的恒星，連太陽壽命的0.1%都活不到。
ESO
這是恒星的先天因素。而在恒星的一生中，隨著它們持續(xù)燃燒，燃料會逐漸消耗。燃料的消耗會導致其內(nèi)部區(qū)域發(fā)生坍縮。坍縮是一種在絕熱條件下發(fā)生的體積變化，也就是說熱量不會向外部轉移。因此該區(qū)域的熵將保持不變，但是溫度卻會上升。于是聚變反應會逐層向外推進，聚變速度也會加快。
這就意味著恒星的溫度和亮度會隨著它們年齡的增長而逐漸上升。
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恒星的燃燒會產(chǎn)生輻射壓，這種輻射壓能夠抵擋住引力引發(fā)的坍縮。太陽之所以能夠保持球形，就是因為其內(nèi)核持續(xù)產(chǎn)生的向外輻射壓和向內(nèi)的引力拉扯大致相等。但是一旦恒星內(nèi)核以及恒星各層結構中的燃料耗盡，輻射壓陡然下降，引力就會勝出。
在這個時候，恒星面前只有兩個選擇：要么收縮內(nèi)核，提高溫度，點燃更多元素——無論是氫、氦，還是許多大質(zhì)量恒星中的碳——進行核聚變反應；要么不收縮內(nèi)核，等待溫度升高，直至下一階段的聚變反應開始——太陽演化到晚期時可能就會這樣。
Casey Reed / J. Hester
氦核的形成需要很久——即使對于大質(zhì)量恒星而言也需要用上幾百萬年時間。氦的燃燒時間只有氫的10%。而從碳的燃燒開始，直至鐵核的形成，并最終導致超新星爆發(fā)，只需一千年左右。
斯溫伯恩理工大學
正如50-70億年后的太陽那樣，當一個類日恒星的內(nèi)核氫燃料耗盡后，會首先膨脹為一個亞巨星。這段時間會持續(xù)大約幾億年，隨后氦被點燃，膨脹成紅巨星。在成為亞巨星前，它會首先離開主序階段。
相對于主序階段而言，其他階段都較快?！爸餍颉钡囊馑伎梢岳斫鉃楹阈且簧械闹饕A段。
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在質(zhì)量相對較高的恒星內(nèi)部，溫度決定了一切。對流作用在那里相當緩慢，因此不足以把所有元素充分地混合在一起。這就是為什么太陽在幾十億年后耗盡它自己制造出來的氦后會熄滅；除了質(zhì)量最小的M級恒星，新的元素若想循環(huán)進入恒星內(nèi)核需要幾千億年時間。
Ethan Siegel / 老孫
