补充资料：恒星的形成和演化

    　　
　　
　　
　　

恒 星 的 形 成

　　
　　形成恒星的星云 　一般认为，恒星是由低密度的星际物质凝缩而成的。苏联天文学家阿姆巴楚米扬1955年提出相反的看法，认为恒星是由高密度的星前物质形成的，但他没有说明形成的过程，大多数天文学家不接受这种看法。
　　
　　银河系星际物质的密度约为 10^－24～10^－23克/厘米³量级。其化学成分还不能完全确定，一般认为和年轻恒星的成分相同，即氢、氦和其他元素的质量组成的比例约为0.71:0.27:0.02；其他元素按所占比例依次为：氧、碳、氮、氖、硅、镁、铁、硫、氩、铝、钙、钠等。星际物质往往凝聚成团块,称作星云。星云可分为两类:第一类，氢已完全电离，它的温度在10⁴K左右，称作电离氢云；另一类，氢并未电离，温度约在100K以下，称作中性氢云。温度低有利于凝聚，所以凝聚成恒星的星云都是中性氢云。在这类星云中,尘埃所占比重约小于2％。星云质量可从几十个M嫯（太阳质量）到一万多个M嫯，密度比星际物质约高一个量级。
　　
　　分析表明,若星云的温度在100K左右,密度为10^-23～10^-22克/厘米³，即每立方厘米内有10～10²个氢原子,星云的质量至少需要达到10³～10⁴M嫯的量级才能收缩。由观测得知，恒星质量大多在0.1～10M嫯。范围内,平均密度大多在10^-13～10克/厘米³范围内,如太阳的平均密度为1.41克/厘米³。所以星云形成恒星，除了凝聚之外，还要经历一个碎裂的过程。各种学说都企图论证这个过程，但迄今还没有一致的看法。不过，从观测得知，存在着质量在0.5～10⁴M嫯之间、密度在10^-23～10^-10克/厘米³之间的各种星云，这些星云有不同程度的凝聚现象。因此可以假定,恒星形成的时候，大自然中原存在着质量为0.5～20M嫯的球状星云，这种星云具有一般中性氢云的温度10～100K，并且有?愎桓叩拿芏龋ㄈ绮恍∮? 10^－19克/厘米³）使星云收缩成为恒星。
　　
　　星云的快收缩过程 　从星云凝聚为恒星，半径缩小到约百万分之一，平均密度增加10¹⁶倍以上,这是一个快收缩过程，属于动态问题。直到现在，关于快收缩问题的研究成果不多，分歧较大。目前认为，在收缩过程中，由热运动形成的向外压力远远抵不住向内引力，物质急速内聚，中心密度增高更快。起初星云密度稀薄，物质是透明的，收缩所产生的热量无阻挡地向外散逸。当中心密度达到10^-13克/厘米³时，中心部分逐渐变得不透明，热量就不易外逸，致使温度增加。当中心部分温度达到2,000K时，氢分子开始成为原子，吸收大量热量，使压力骤降，抵不住引力，因而中心崩陷为体积更小、密度更大的内核。外围形成一股强大的星风，速度达每秒几百公里。对大质量恒星来说，辐射压的向外作用力或许更为重要。这种作用力不仅足以阻止星云外围物质进一步落向中心，而且还会把它们驱散。散逸可能是不对称、不均匀的，因而来自中心的辐射就能穿过那些较稀薄的裂缝而形成一些亮条,这就是赫比格－阿罗天体即H-H天体的情况。全部的星周物质大约在10⁴～10⁵年内逐渐消失，恒星才渐渐露出面目，而为我们所见。其亮度自然是逐渐上升的。有人认为，这可能就是猎户座FU型变星的情况，这一类型的恒星会在数百天内逐渐变亮，亮度增加100倍以上。
　　
　　星云的慢收缩过程──原恒星阶段 　星云快收缩过程的终了,就是慢收缩过程的开始。在慢收缩过程中,星云内每小块物质所受到的向内的引力几乎和向外的压力相等,形成所谓准流体平衡状态。收缩增加内部热量,其中部分热量辐射到星云外部，部分热量使内部、尤其是中心部分的温度上升。等到中心温度升到 700万度以上，氢聚变为氦的热核反应所产生的热量足以和向外辐射的热量相当时，星云便不再收缩，达到流体平衡状态，成为一颗正常的恒星，叫主序星。处于从星云过渡到主序星前慢收缩阶段的天体叫原恒星。金牛座T型变星、H-H发射线星可能正是处在这个阶段。
　　
　　对原恒星的演化研究得较多，结果也较明确，而且易于用天文观测来验证。观测恒星可以测到它的亮度和颜色。如知道距离,还可以求得它的光度；经过转换,从颜色也可求得恒星的表面温度。根据这些资料可以确定恒星在赫罗图的位置。
　　
　　图1表示赫罗图上星族I原恒星演化到主序星的演化程。图中曲线C₁C₂C₃代表不同质量主序星所在的位置，称作主星序。A₁B₁C₁、A₂B₂C₂和 A₃B₃C₃分别代表质量为2M嫯、1M嫯和0.6M嫯的原恒星顺着箭头向主星序演变的途径，称作演化程。各演化程上的R1、R₂和R₃点表示原恒星内部结构开始变迁的位置。在A1R1、A₂R₂和A₃R₃演化程上，整个原恒星内部的物质处于对流状态；到达R₁、R₂和R₃点后，原恒星中心部分的物质开始出现辐射平衡状态。到转弯处B₁、B₂和B₃，仅中心部分那一半的质量处于辐射平衡状态。
　　
　　二十世纪六十年代前，人们认为原恒星阶段处于辐射平衡，据此算得恒星的演化程大致由图1中的D₁B₁C₁、D₂B₂C₂和 D₃B₃C₃来代表。日本天文学家林忠四郎在研究红巨星模型的启发下，通过理论分析得出，原恒星的准平衡态在赫罗图上只能存在于一定范围内；这个范围取决于原恒星的质量，即对于质量为2M嫯、1M嫯和0.6M嫯的原恒星，准平衡态模型只能分别在A₁B₁、A₂B₂和A₃B₃的左方。这个理论为较多人所接受，并且把A₁B₁C₁、A₂B₂C₂和A₃B₃C₃等曲线称为林忠四郎演化程。
　　
　　年轻星团的赫罗图可以用来检验原恒星演化程的理论。星团中的许多恒星起源于同一个巨大星云，大致在同一时期形成,具有相近的年龄。图2中，画有林忠四郎演化程和全辐射演化程二者的等年龄线。把观测到的年轻星团 NGC2264的星画在图上,可以清楚地看到星团NGC2264的年龄很符合林忠四郎演化程的理论，即星团的年龄大致是4×10⁵～4×10⁶年。图2还说明不同质量的原恒星到达主星序的快慢。质量大的原恒星，光度大，演化快，到达主星序的时间较短；质量小的原恒星，光度小，演化慢，到达主星序需要较长的时间。因此，这年轻星团上段的星已到达主星序，而下段的星还未到达，尚位于主星序的上方。另外两个年轻星团NGC6530和猎户座星团的赫罗图也出现相同的情形。
　　
　　图中，NGC2264星团有几颗星落在主星序的下方，按上面的理论是无法解释的。有的天文学家认为这几颗星实际上要亮得多，只是有厚的气体和尘埃层才使它们变暗。后来，用不受尘埃影响的氢吸收线轮廓来确定光度，果然亮得多，这就符合上述假说。
　　
　　此外，恒星大气中锂的含量的观测结果也有利于原恒星全对流的理论。从光谱观测得到的金牛座T型星大气中锂相对于金属丰度的比值约为太阳大气中的100倍,与地球和陨石上的比值相当。这是因为金牛座T型星处在全对流阶段，中心温度低于10⁶K，还不足以引起锂和质子的核反应；而在太阳内部，它的对流层下部温度高达3×10⁶K，足以发生上述核反应而使锂的丰度下降。
　　
　　
　　
　　
　　　

恒 星 的 演 化

　　
　　恒星演化的一般理论 　图3中不同质量恒星的演化程是根据恒星内部结构理论推算出来的。这项理论主要是以流体静力平衡和热核反应供给能量为基础的。在流体静力平衡的条件下，一般恒星的中心温度和恒星质量成正比。如太阳的中心温度为1,500万度左右，在这样的高温下,能产生热核反应，保证能量来源。爱因斯坦在二十世纪初提出质量和能量之间的关系，直到三十年代末，贝特和魏茨泽克才根据核反应的实验数据和热核反应的机理，提出氢聚变为氦的碳氮循环的热核反应来说明恒星的巨大能量来源。四十年代M.史瓦西首先把碳氮循环应用到太阳内部结构的计算中，获得太阳内部温度、密度和压力的分布以及氢、氦成分并得出太阳的年龄，从此开始进行主星序上不同质量恒星的结构和演化的计算工作（按现有理论，太阳应以质子－质子反应为主）。
　　
　　恒星停留在主星序阶段的时间是可以计算的。关于恒星内部结构的理论指出，在恒星中心部分氢聚变为氦的过程中，当氦的质量约占恒星总质量的12％时，恒星的结构就发生明显变化，开始离开主星序,如图3所示。另一方面，主星序上的恒星存在一项质光关系,即它的光度和质量的3.5次方成正比。因此，大质量恒星的氢的消耗快得多。在很短的时期内，中心部分氦的质量就达到恒星总质量的12％，因而停留在主星序的时间比小质量星远为短促。所以高光度、大质量的O、B型星（见恒星光谱分类）停留在主星序上只有几百万年、几千万年，而低光度、小质量的M、K型星停留在主星序上可以达几千亿年、几万亿年之久。太阳应停留在主星序阶段约100亿年,到目前已停留了50亿年左右。
　　
　　在赫罗图上恒星脱离主星序向右演化，因质量不同而经历不同的演化程。图3中除标出光度和温度外，还有等半径线即虚斜线，一颗星在这图上自左向右演化，表示它的表面温度在降低,半径在增大。从图3可知,2.5、5.0和10M嫯的恒星的演化程,除了光度不同外，基本上是类似的。上述恒星中心的温度都在2,000万度以上,适宜进行碳氮循环的氢聚变为氦的热核反应。这项反应的速率和温度18次方(T¹⁸)成正比，产能高，因而温度梯度大，使中心部分形成对流核心，将物质搅混。由于热核反应，对流核心的氢含量逐渐减少，对流核外的氢含量保持不变。这种不均匀性的发展，促使恒星的结构逐渐发生变化，恒星的光度和半径逐渐增加,如图3中A1B1、A₂B₂和A₃B₃所表现的那样。
　　
　　恒星中心对流核的氢含量消耗到只有1～2％时，由于热核反应的能量供应不足,恒星整体就开始收缩,如图3中B1C1、B₂C₂和B₃C₃所示。收缩使温度增高，终于使紧贴对流核心外面的薄层开始氢聚变为氦的热核反应，供给能量；这时外层温度增高，使星体膨胀起来,表现于图3中为自C1、C₂和C₃向右演化。质量大于10M嫯的恒星向右演化的过程中，中心温度超过1亿度,可以引起三个氦核聚变成碳核的热核反应。质量小于10M嫯的恒星要演变到红巨星顶端、光度最大、中心温度达1亿度时，才能发生这种反应。
　　
　　质量小于 1.5M嫯的恒星在赫罗图上的演化程表现出截然不同的情形,如图3中DEFG所描绘的那样。这是一个质量为1.2M嫯星族Ⅱ的恒星演化程。质量小的恒星，中心温度低，密度大，电子成为简并态，足以抵御外部压力，因而中心部分的收缩不象大质量恒星那样厉害。再者，由于中心温度只有一千几百万度，在氢聚变成氦的热核反应中,质子-质子反应取代碳氮循环，成为恒星能量的主要来源。质子-质子反应和温度的较低次方(T^3.5)成正比，所形成的温度梯度较低，不足以产生对流核心。此外，小质量恒星的另一特征是：表面温度低，邻近表面区的不透明度大，温度梯度增大，使对流层厚度往往超过半径的一半。对流层传热快，使恒星光度逐渐增大。这一系列内部结构的变化，表现在恒星的光度和表面温度上,如图3中DEF所示。演化到达红巨星支的顶点F时，中心温度高过1亿度，三个氦核聚变为碳核的热核反应成为可能，氦突然燃烧，发生"氦闪耀"现象。此时，产生大量热量，温度更加升高，终于使中心部分的电子简并态回到非简并态，然后内部膨胀、吸热，产生"热逃逸"现象，光度骤减，使星点在赫罗图上很快从F向G下落，而中心氦核球开始稳定地燃烧。
　　
　　在赫罗图上大质量恒星向右演变到红巨星之后的演化，和小质量恒星自F点下落到G后的演化的问题，是六十年代以来应用大型电子计算机进行研究的，现已得到一些很有意义的结果。大体说来，质量大的恒星,象5M嫯、7M嫯和9M嫯恒星的演化程是从右方(即红巨星)向左移，在离主星序不同距离处,又沿不同演化程回到右方,这样可以来回几次，但并不重复上次的演化程。它们来回移动时跨过赫罗图上主星序和红巨星支之间的一条不稳定区狭带,如图3所示。这条狭带就是造父变星的区域。有意义的是在计算恒星演化中，恒星进入这区域就表现出脉动不稳定性。这样就把恒星内部结构的变化同恒星表面的脉动不稳定性密切联系起来。至于小质量的恒星,象星族Ⅱ的1.2M嫯恒星的演化程，从G点下方向左行动，在到达主星序前,又折回向右，绕行一个很扁的水平圈。这水平圈的轨迹对应于由星族Ⅱ恒星所组成的球状星团赫罗图中有特征性的水平支。水平支上的不稳定区域是著名的天琴座RR型变星的位置，它的宽度△lgT_θ约为0.06。细致的计算表明，不稳定区域蓝边的位置是和恒星的氢氦含量密切相关的，所以把水平支上最蓝变星的性质和不同氢氦含量的理论蓝边作比较，就可以估计出恒星大气中的氦含量。在好几个球状星团中,变星的光变周期P（单位：天）的对数lgP为-0.55～-0.60,它们的蓝边温度T_θ的对数约为3.87，由此导出的氦丰度为25％左右。这项从星族Ⅱ恒星演化理论所得的值同从变星的脉动理论、电离氢区的观测以及大爆炸宇宙学方法所得的值(22～24％)基本上一致。
　　
　　星团赫罗图和星场赫罗图同演化理论的比较 　同一个星团内的恒星离我们的距离可以认为都是相同的，因此它们的亮度差等于它们本身的光度差。此外，还可以认为同一个星团内的恒星差不多都是同时期形成的。小质量的恒星收缩时间长，到达主星序的时间迟；到达后，停留的时间长。所以年轻星团的星,亮星已演化到主星序上,而暗星还未到达主星序,落在主星序的上方,NGC2264即其一例。年老的星团，恰恰相反，暗星还停留在主星序上，而主星序上段已找不到亮星，即使找到，也是已弯向右方成为脱离主星序的星了。星团年龄愈老，弯向右方愈甚，刚刚弯离主星序那点的星的光度愈暗。把各种不同年龄星团的未偏离主星序的一段联接成一个完整主星序,其中最年轻的星团NGC2362在顶端，最年老的星团M67在最下段（图4）。有了这幅完整的主星序赫罗图作为标准，只要把任何依据新观测到的星团资料编成的赫罗图同它作比较，确定哪点弯离主星序，就可以定出它的年龄和恒星的本身光度。图4右面所标的年龄是相应光度的恒星停留在主星序的时间，例如绝对星等为-4等的星为6.5×10⁶年，绝对星等为+4等的星为6.7×10⁹年,这二者也就分别是英仙座h+x星团和M67星团的年龄,因为它们分别在绝对星等-4和+4处弯向右方。根据恒星本身的光度和视亮度就可以定出这个星团的距离。由此定出的距离误差不大，是测定星团距离的重要方法之一。
　　
　　对于场星，即非星团星，用上述的恒星演化学说来说明观测到的现象也很成功。以照相星等亮于8.5星等的6,700颗恒星的赫罗图(图见第117页)为例，此图虽然受到选择作用的影响，有利于光度大的星，但在图上主要的特征(如主星序和红巨星支)还能清楚地显示出来。在图上绝大部分的星都落在主星序上，表示恒星在这阶段演变最慢。恒星脱离主星序后很快演变为红巨星，因而出现了主星序与红巨星支之间的赫氏空区。
　　
　　恒?茄莼哪┨? 　恒星演化到后期，星体结构愈来愈复杂,变化愈来愈剧烈。随着内部温度的升高,氦、碳、氧等核子先后参与热核反应，这些核子的热核反应属于强作用，不象氢聚变为氦（属于弱作用）那样缓慢进行，而是十分剧烈。这时，平衡态理论不再适用。在恒星演化的不同时期，演变的快慢是非常悬殊的。计算刚刚离开主星序两个相继星型的时间间隔,可以取近亿年,而在红巨星顶端F处，必须取时间间隔为2秒来进行计算。恒星的末态，即它们的归宿应该是在赫罗图上主星序的左面。从主星序极右方红巨星或红超巨星演变到它们的末态，一般要抛失质量，甚至要象新星、超新星那样大爆发，然后才演变为行星状星云的中心星、白矮星或中子星。由于星型结构复杂，所取参量和处理方法不同，这类动态的演变过程还缺乏统一的推算结果。对于恒星末态，目前并不是仔细地一步一步地从演化的过程来寻求，而是从高密物质的平衡态来探讨，即假定恒星内部各种核能已经完全耗尽,正在慢慢冷却,然后根据这种情况计算流体平衡条件下的物质分布情况。理论分析表明，在恒星演化末期将出现三类天体：白矮星、中子星和黑洞，具体是哪一类，则视质量而定。质量界限的具体值因所用的物态方程不同而异。
　　
　　白矮星 恒星在核能耗尽后,如它的质量小于1.44M嫯就将成为白矮星。没有核能后，它靠引力收缩供能。等收缩到原来半径的几十分之一到百分之一时，中心密度已经很高，电子形成简并态。当电子气体的压力足以抵住引力收缩时,便达到新的平衡。这时恒星不再收缩,只靠它的剩余热量发光，这种星称为白矮星。随着它的余热逐渐消失，表面温度逐渐降低，慢慢成为红矮星、黑矮星，就无法观测到了。已观测到并确认为白矮星的恒星只有千余颗。它们的光度很小，不容易观测到，估计它们的数目应相当多，约占恒星总数十分之一左右。
　　
　　中子星 恒星在核能耗尽之后,如果它的质量在1.44～2M嫯之间，就会成为中子星。按照平衡态的理论,在形成中子星前，恒星内部是由简并态电子气体和铁核构成的。铁核是经过轻核逐级聚变形成的。随着引力收缩，压力和密度增加,电子的费密能量愈来愈大,终于打进铁核，在其中组成更多中子。等到电子的费密能量超过25兆电子伏时,中子就脱离重核的束缚而放射出来,积累成为简并态中子气体。当密度接近核子密度 4×10¹⁴克/厘米³时,几乎绝大部分是中子，电子和质子仅占总数的百分之一、二。这时简并态中子气体的运动顶住引力的压缩，使恒星不再收缩，就成为稳定态的中子星。
　　
　　不少天文学家认为中子星的形成是超新星爆发的后果，外部的物质爆炸出去，形成星云状物质，内部坍缩，形成为中子星。模拟超新星爆发的理论计算，虽然得到一些结果，认为可以形成中子星，但也有一些结果表明，爆炸力量过于巨大，会使整个星体崩溃，不留内部残骸。这类计算,不确定的因数较多,目前没有肯定的看法。重要的是在1967年终于发现了中子星，到1978年已发现了300颗以上。
　　
　　黑洞 　恒星在核能耗尽后，如质量超过2M嫯,则平衡态不再存在，星体将无限制地收缩。虽然目前还没有密度大于10¹⁵克/厘米³的物质的实验数据,无法推测星体的具体结构，但根据理论可以推断，星体的半径将愈来愈小，密度将愈来愈大，终于达到临界点，这时它的引力之大足以使一切粒子，包括光子，都不能外逸，因而称为"黑洞"。质量为2M嫯的恒星，如形成黑洞,其半径不超过5.2公里。近年来,有人提出质量介于2～3.2M嫯间的恒星有可能成为反常中子星或层子星等。
　　
　　质量抛失在恒星演化中的作用 　恒星抛失质量在演化中起着不可忽视的作用。除了新星、超新星的大量抛失质量外，实际上，恒星在不同程度上也不断在抛失质量（见质量损失）。不过，一般而论，恒星在主星序阶段抛失的质量是微不足道的，对演化没有多大影响。但在红巨星阶段，它体积庞大，表面引力较小，对流大气中又有上升的气流，质量易于抛失。从观测获知存在不少质量小于1M嫯的白矮星,就可以证明这点。因为质量小于1M嫯的恒星要经历红巨星阶段而后演化成白矮星,所需时间要比银河系的年龄（约2×10¹⁰年）还长。这些白矮星大概是从质量较大的恒星演变成的，也就是说它们原来质量大，因而演化也快，经过质量抛失，终于形成白矮星。
　　
　　在双星中，质量抛失对恒星演化所起的作用较为明显。天狼、南河三和波江座o²都是双星系统，它们都含有一颗白矮星。经长期研究表明，前两个双星中，光度亮的主星的质量比伴星（白矮星）大，且为主序星。因为俘获另一颗恒星的可能性微不足道，所以双星系统中的两颗星应当是同时形成的。质量大的那颗子星，应该演化快，但实际情况恰相反。可能的解释是伴星原来质量大，演化快，随后抛失了质量逐步演变成为白矮星。
　　
　　密近双星的两颗星靠得近，它们的相互作用，更会大大影响两星的演化过程。计算表明，质量较大的星若是中心部分氢已枯竭，膨胀成红巨星，其质量会流向质量较小的恒星,演化成质量小于0.5M嫯的白矮星。自1954年发现武仙座DQ新星是双星后，接连发现了好些新星都是双星。假定双星中一个子星是白矮星，它的表面温度高，会吸积伴星流入的氢气，到达一定程度时，就有可能发生热核反应，产生足够的能量，产生爆发而抛掉所吸积的外层物质。然后，又重新吸积伴星的气体，经过同样的过程再次爆发。这是再发新星能够反复爆发的原因，例如蛇夫座RS新星在1898年、1933?旰?1958年三度爆发，北冕座T在1866年和1946年两度爆发。
　　
　　
　　
　　
　　　

结　束　语

　　
　　现代天体物理学最大的成就之一就是基本上说明了恒星演化和元素演化两个重要问题。这两个问题关系十分密切。元素的核综合演化是在恒星内部完成的，可以说是恒星演化的动力。恒星的能源供应以引力收缩和热核反应两种方式交替进行。核能的供应是主要的,占90％以上。引力收缩主要是使恒星中心温度增高。随着温度的逐步升高，较重核子发生热核反应，逐级聚变形成更重的核子。恒星演化晚期，中心温度达10⁹K时，带走绝大部分能量的是中微子而不是光子，中微子在超新星爆发中起的作用尤其重要（见中微子天文学）。所以宏观的恒星演化过程是和微观的原子核反应息息相关的，也可以说微观的核子反应过程控制着宏观的恒星演化过程。
　　
　　现代恒星演化学说的成就是巨大的，但由于问题复杂、资料不够完备以及理论过于简单化，还有很多不足之处。对于星云物质的化学成分、尘埃和气体的比例以及尘埃的吸收等数据，了解得不够清楚，甚至缺乏数据。不论星云、原恒星和恒星，它们都有不同的磁场和自转运动,一般说来,磁场和自转都起着抵制收缩的作用。它们和引力效应比较起来，固然处于次要地位，但是却不能忽略不计。值得一提的是近年物理学界提出的太阳的中微子问题。太阳中心部分质子－质子反应所发射的中微子，其观测值低于理论预期值近一个量级，对此迄今还没有令人满意的解释。
　　
　　

参考书目
　　　H. Y. Chiu and A. Muriel,Stellar Evolution,MIT Press, Cambridge,1972.
　　　M.Schwarzschild,Structure and Evolution of theStars, Princeton Univ.Press,Princeton,1958.
　　　V.C.Reddish,Stellar Formation,Pergamon Press, Oxford, 1978.
　　

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