>TAS天文學

恆星演化

[引言] [主序階段末期] [變星] [星團]

 

一、主序階段末期

  在前一章中我們曾提到過主序星是如何利用其核心有限的氫,進行融合反應以產生能量,因此,它們可以在一段時間內維持穩定。這引發了一個重要的問題︰當恆星核心的氫耗盡後,會發生什麼事?

  這個問題的答案將有助於解答我們在先前幾章中所提過的三個問題︰為什麼巨星如此之大?它們有何與眾不同之處?它們的密度何以如此之低?現在,就讓我們在討論恆星離開主序後的演化過程中一併解答這些問題。

膨脹為巨星

  要瞭解恆星如何演化,必須先知道恆星並非均勻混合物體的事實,也就是說,恆星內部成分的分佈並不均勻。例如,像太陽這類的恆星,其核心為輻射核,就沒有機會將內部物質均勻混合。較重的恆星雖具有對流核,但其核心範太小,就整顆恆星來說,仍不能算是均勻的混合物體。

  從這樣的觀點來看,恆星就像一團未被翻動過的營火一般,所有的灰燼都沉積在中心區域,較外層的燃料都沒有機會用到。融合反應消耗氫核,在中心產生了氦核「灰燼」,而在氦核外圍的則是未被用到的氫。氦核不斷沉積,但因溫度不夠高,而無法讓氦也融合成更重的元素。最後,當核心的氫全部消耗完時,核心已經成為一顆不能以融合反應產生能量的 「氦球」。由於沒有能量抵擋外界的重力,氦核只有在重力的壓迫下向內陷縮。

  雖然氦核收縮不會導致融合反應,但陷縮所釋放出來的重力位能會轉化為熱能,加熱核心外的氫,使其溫度升高。當外層氫的溫度升高到一千萬度的氫融合臨界溫度時,包圍在核心周圍的氫殼層便引發了核融合反應,就像燒完的營火餘燼點燃了旁邊的草地一樣,氫融合厚生成的氦又繼續累積至中心的氦核,使氦核的質量越來越大。

  在這個階段的恆星會產生過多的能量,也就是說,融合反應所產生的能量超過了平衡其本身重力所需要的能量。中心的氦核在沒有進行融合反應的狀況下,一定會收縮,重力位能轉為熱能,使氦核的溫度升高,當然也有一部份熱量散失到恆星外的太空中。在此同時,在核心外層被點燃的氫殼層不斷釋出能量,再加上核心陷縮,半徑縮小,使得外層的氫更加接近中心的高溫區,經過融合後,能量便如洪水般崩流出來,迫使恆星的外層大為膨脹,成為巨星。

  外層膨脹讓恆星在H-R圖上的位置起了戲劇性的變化。當恆星外層向外脹出時,表面溫度隨之降低,恆星在H-R圖上快速地移向右方的巨星區。但隨著半徑的增加,表面積也不斷地擴大,亮度自然升高,又使恆星在H-R圖上向上攀升。畢宿五 (金牛座位於牛眼處明亮的主星) 就是一顆紅巨星,直徑為太陽的25倍,但表面溫度卻只有太陽的一半。

  這樣的狀態完全歸因於巨星及超巨星 (supergiant) 的大質量與低密度。它們拜氫殼層融合之賜,得從普通的主序星膨脹成巨大的低密度巨星。中等質量的恆星,如五車二等,會從主序帶中間位置轉為巨星,而質量較大者,如參宿四等,則會從主序帶知上方演化為超巨星。

氦融合

  雖然氫殼層融合迫使恆星外層封套膨脹,但它卻無法阻止中央氦核的陷縮。由於氦核本身無法產生能量,所以重力將其壓縮成一顆緊密的小核。按比例來看,如果知5M恆星的氦核事一枚硬幣,那麼整顆恆星約有籃球那麼大,但是核心卻佔了總質量約12%之多。

  氦核的極度收縮造成溫度不斷升高,當溫度達到一億度時,氦開始融合為碳。氦融合反應可總結為下列兩個步驟︰

  4He + 4He → 8Be + r

  8Be + 4He → 12C + r

  由於8Be相當不穩定,很容易在與另一個氦原子核結合前便分解為兩個氦原子核,所以反應非常複雜,而三個氦原子核也可以直接形成碳原子核,但機率不高;因為氦原子核又稱為α粒子,所以這種反應也稱為3α過程 (triple alpha process)。

  某些恆星的氦融合是逐漸開始的,但對某些特定質量範圍內的恆星而言,氦融合是以爆炸來揭開序幕,稱為「氦閃」(Helium Flash)。氦閃是起於高密度的氦核,有時甚至可達15,000g/cm3,在這樣的密度下,氣體成簡併狀態 (degenerate),壓力不再是溫度的函數,所以控制核融合反應速率的溫壓熱平衡自動控制機制也失效了。

  當氦被點燃後,其溫度再度升高,且於由溫壓熱平衡機制對簡併氣體無效,所以隨著溫度越升越高,融合反應速率也越來越快,產生了更多的能量,又使溫度更高,融合反應更快…,如此循環的結果使產能完全失控,進而引發劇烈的爆炸。在短暫的時間內,氦核每秒所產生的能量甚至高於整個星系。

  雖然氦閃短暫而劇烈,但並不會摧毀恆星。事實上,如果我們觀察到一顆正在發生氦閃的恆星,從外表上根本看不出任何爆炸的跡象,因為發生爆炸的氦核實在太小,所有爆炸的能量都被膨脹的恆星封套所吸收了。此外,氦閃發生的時間很短,在幾個小時內,恆星的氦核便會因為溫度過高而不再持簡併態,溫壓熱平衡機制重新取得融合反應的控制權,而使氦融合恢復到穩定的速率。

  並非所有的恆星都會發生氦閃。質量小於0.4M者,其溫度永遠無法高到能使氦發生融合反應的程度。而質量大於3M者,在核達到簡併前,氦就已經開始融合了,在這類恆星中,壓力隨著溫度改變,所以溫壓熱平衡系統能夠控制氦的融合速率。

  既然氦閃僅發生在某些恆星上、經歷的時間很短、又無法從外表上看出來,那麼為何還要如此詳細地討論氦閃呢?原因是氦閃在中質量恆星的演化歷程中產生了許多關鍵而未解的細節問題。大質量恆星的數量太少,而低質量恆星的演化又過於緩慢,很難察覺出其演化的證據。因此,我們對恆星演化的研究幾乎都集中於中質量恆星上,而它們所經歷的氦閃發生如此之快、如此劇烈,甚至連電腦都無法精確地模擬出此時恆星結構變化的細節。面對如此多的不確定因素,天文學家只有假設在經過氦閃後,中質量恆星的內部結構的確起了變化。

  我們大概可以推測出氦閃發生後的情況。當核心溫度升高後,氣體停止簡併,氦融合再度回到溫壓熱平衡機制的控制下。在此過程中,氦核周圍的氫殼層持續融合產能,但氦核內新產生的能量則被用在使核膨脹,瓜分了先前用以支撐外層封套的能量,結果導致外層收縮,恆星的表面溫度也略微升高,在H-R圖上的位置也移向亮度較低、溫度較高的左下方。

  核心的氦融合又產生氧「灰燼」累積在核中心,它們因溫度不夠高而無法發生融合反應,因此,原本的氦核會逐漸轉變為碳-氧核。此時,核再度收縮、變熱,並點燃核外的氦殼層融合。恆星中變成有兩個殼層同時在產生能量。氫殼層融合後留下氦餘燼、氦殼層融合後則留下碳 -氧灰燼。在碳-氧核無法產生能量的情況下,恆星外層的封套又向外膨脹起來,並在H-R圖上向右方移動,重新回到發生氦閃的原點。

重元素融合

  恆星在耗盡氦後的演化細節並不十分確定,但其概念則非常清楚。沒有融合反應的碳-氧核會繼續收縮變熱。質量大於3M的恆星,由於其核心溫度可達六億K以上 -這是碳融合反應的臨界溫度,所以接下來會連續發生類似先前所敘述的過程,使氧、矽等其他重元素一一產生出來,並再加入融合反應的行列。

  當溫度超過六億K後,從碳開始將進行一連串快速而複雜的融合反應。過程相當複雜,因為每一種原子核都可以藉著增加一個質子、一個中子、一個氦原子核、或與其他原子核反應而成為較重的新原子核。不穩定的原子核則經由釋出一個電子、一個正子或氦原子核而分裂衰變。如此複雜的核反應使我們無從確定恆星核反應中到底產生了多少能量?又生成了多少種重原子核?

  在溫度持續升高的情況下,鎂、矽等元素也開始融合為更重的原子核,雖然整個恆星內部的高壓仍然能與重力相抗衡,但恆星內部結構卻越來越複雜,不同殼層同時進行著不同的融合反應,形成了類似洋蔥般一層一層的結構。

  最後,所有的恆星都免不了要面對核燃料耗盡而導致的陷縮。大質量恆星雖然能夠點燃較重元素的融合反應,但消耗原料的速率也快得驚人,所以它們很快便會耗盡所有可融合的原料。其實無論恆星質量大小,可用的燃料終究有限而會耗盡,屆時,重力將勝過壓力。而恆星最後的命運究竟如何,且留待 「恆星的死亡」一章中揭曉。

[引言<<] [本頁首] [>>變星]