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恆星的死亡

[引言] [質量較小的星球] [質量較大的星球] [雙星的演化]

 

二、質量較大的星球

  從上節我們已看到低質量的紅矮星及類似太陽質量的中等質量恆星都是很平靜的死亡,這些星星演化過程中最激烈的情況就是外層物質往外散去,形成行星狀星雲。然而,對於高質量的星星而言,卻是以劇烈的爆炸甚至自我毀滅結束一生。

氫、氦及碳

  主序帶上半部的星星剛開始的演化方式和類似太陽的恆星差不多,都是在核心的氫用完後以致核心收縮時,外殼開始核融合反應,並膨脹成巨星。當它在巨星階段,在核心部分進行氦的核融合反應,接著是外殼的氦核融合反應,最後留下一個碳-氧核,慢慢收縮並逐漸變熱。

  當星星中心的碳核開始收縮時,如果恆星質量損失後的質量仍在3倍到9倍太陽質量時,結果將會是具毀滅性的。因為當收縮的核心開始簡併時,原本壓力與溫度平衡的機制就不再作用。當核心溫度到達點燃碳融合反應的600,000,000K時,這樣的恆星中的碳-氧核就會爆炸。我們稱這樣的爆炸為碳閃 (carbon detonation)。

  碳閃的爆炸威力可以使星星被撕碎,有些著名的超新星大爆炸就與這種爆炸有關 (其實超新星並不常見且我們對它仍不太清楚,我們稍後會再談到)。其他星星在碳閃時可以存活是因為升高的溫度會使星星開始膨脹,因此停止了碳的簡併。

  比9倍太陽質量大的星星,因為核心溫度太高以至於碳在簡併前就已進行核融合反應,所以不會造成碳閃。所以當溫度與壓力的平衡機制調節下,碳逐漸的進行核融合。過不了多久,經歷過碳融合的星星又會進行更重的元素融合,不過在形成了鐵核後,它們最後也會以爆炸收場。

鐵核

  有些星星的確經歷過碳的核融合,不過我們並不太確定它們的演化方式,因為較重元素的核反應十分複雜,我們並不能很完整的模擬出恆星內的核融合反應。不過我們可以大致預測它的演化方向。

  當恆星進行重元素的融合時,每一次的核融合反應都是先從核心開始,再來是在核心外的殼層發生,於是形成一層又一層的重元素。因為核融合反應是將幾個小的原子核「黏」成一個較大的原子核,所以原子核的數量會愈來愈少。不過,核融合反應卻是一次比一次快且劇烈。

  鐵的產生代表星星不會再進行核融合反應,而是星星死亡的開始。如果核融合反應是將幾個較小原子核融合成一個所佔體積較先前幾個小原子核小的大原子核,這樣的核融合反應會放出能量。由於鐵是體積最小的原子核,所以鐵原子核融合時不會放出能量。若要造成鐵原子的核融合必須要吸收能量才會產生。

  當大質量的恆星核心開始產生鐵時,核心就不再進行核融合反應產生能量,所以開始收縮並因此增溫。外面的殼層開始核融合,並將較輕的元素融合成更多的鐵,因此鐵核的質量增大。當鐵核的質量超過1.3到2倍太陽質量時 (大小取決於星星的質量),核心就必開始塌縮。

  當核心開始收縮時,有兩個原因會使它塌縮得更快。第一︰核心內的重原子核會從高熱的氣體中捕捉許多高能的電子,從而使與塌縮的重力相抗衡的高溫氣體的能量變少,使塌縮增快。第二︰在質量更大的恆星中,因為溫度十分高,所以會放出高能的γ射線,並使大的原子核分裂成小原子核,從而用掉了更多能量,使核心的塌縮增快。

  雖然一個大質量的恆星可以存活幾百萬年,但是它的直徑約500公里的核心卻在幾千分之一秒內塌縮。由於這個過程發生的速度太快,即使我們目前最「有力」的電腦仍無法估算出細節。不過,有一項是可以確定的,那就是大質量恆星內鐵核的塌縮造成了恆星的毀滅性爆炸-超新星。

超新星大爆炸 (Supernovae Explosions)

  根據近代的理論推測,大質量的恆星在它的核心塌縮成中子星或黑洞時,星星的外層會往外散開星成超新星爆炸。之後我們會討論中子星及黑洞,現在先來看看造成超新星爆炸的機制。

  我們目前無法完全了解超新星如何爆炸,不過隨著數學模式的建立及電腦運算能力及速度的提昇,我們又多了一些線索。恆星核心的簡併造成恆星內部都往內掉,造成恆星內部的「塞車」。 這種情況就好像全台灣的車都往台中市開一樣,不僅是市中心會塞車,就連郊區也會。當車往台中聚集愈多,塞車範圍愈大。同樣的當恆星核心往內縮時,會有一股震波 (shock wave) 往外傳,就如塞車區往外擴散一樣。這股震波的能量可以到達足以摧毀星星的100倍以上,過去被認為是造成超新星爆炸的原因。

  然而,最近的模式認為這股震波只存在0.025到0.04秒內,物質往外掉的時間與震波往外傳的時間一樣快。如果這樣的情形發生在一顆星星上,我們將看不到任何爆炸的現象。有些理論認為,從重原子核分裂產生的微中子會造成能量往外傳,所以當塌縮開始後約四分之一秒內,會重新加速震波,往外傳的震波會將星星的外殼往外炸,形成超新星爆炸。

  我們看到的超新星是星星的外層物質往外炸時所產生的光亮。經過數月後,氣體塵埃會逐漸往外散,逐漸變稀薄,變暗。不過有些超新星外層被壓縮的氣體會有核反應產生,形成半衰期短的放射性原子核,例如鎳56。當原子核逐漸衰變時,會使氣體變熱,造成超新星變暗的速度較慢。因此,超新星大爆炸的威力可以大到引發將死的恆星外層氣體進行核融合。

  未來,更新的超級電腦將向我們揭露更多有關超新星大爆炸的細節,不過可以確定的是,計算出它爆炸的能量必定也是非常驚人。一個超新星爆炸的能量相當於1028百萬噸的黃色炸藥爆炸的能量 (這麼多的黃色炸藥質量相當於地球質量的100億倍,或相當於太陽質量的3百萬倍)。

超新星的觀測

  在西元1054年,中國的天文學家發現一顆位在金牛座的「客星」。這顆星星很快就變得很亮,甚至在白天都可以看到。過了一個月後,它開始慢慢變暗,直到兩年後才再也看不見。當近代的天文學家用望遠鏡往這顆客星的位置上觀測時,看到一些直徑約1.35pc的雲氣,正以每秒1,400公里的速度往外擴散。若根據它往外擴散的雲氣往回推,它應該是在約90年前開始擴散的,也就是那顆客星出現的時候。所以我們認為這個星雲—蟹狀星雲 (因為形狀像螃蟹得名),就是1054年超新星大爆炸後所留下的痕跡。

  超新星並不常見,歷史中所記載肉眼可看到到超新星數量十分有限。西元1006年阿拉伯的天文學家發現一顆;1054年中國天文學家也發現一顆。歐洲天文學家發現兩顆,一顆在1572年,稱為第谷超新星 (Tycho's supernova),另一顆在1604年稱為刻卜勒超新星 (Kepler's supernova)。另外,在西元185年、386年、393年及1181年看到的客星也許也是超新星。在西元1604年之後有383年都沒在看到肉眼可見的超新星,一直到1987年2月時,有顆星星在南方天空爆炸了,就是SN1987。

  因為超新星很少見,所以我們多半都是從觀察別的星系中的超新星來了解它,而這些非本銀河系的超新星都要靠望遠鏡才能看到。從這些觀測中,天文學家發現兩種的超新星。第一型超新星 (Type I supernovae) 比太陽亮4百億倍,先很快變暗,然後再慢慢變得更暗。第二型超新星 (Type II supernovae) 只有太陽的60億倍亮,變暗的方式較不規則。在第二型超新星的光譜中可以看到氫的譜線,可是在第一型超新星的光譜中卻看不到。

  第一型超新星似乎是當一個雙星系統中的白矮星從它的伴星中獲得質量 (詳細原因會於下一節中探討),並超過詹德拉塞卡極限 (Chandrasekhar limit),造成白矮星的塌縮,並引發毀滅性的爆炸。第一型超新星的光譜中沒有氫的譜線,就是因為白矮星中的氫含量並不多。第二型超新星被認為是大質量的恆星中當鐵核開始塌縮時產生。因為大質量恆星的外層含許多的氫,所以這型超新星的光譜中有氫的譜線。

  雖然上面是最基本的兩種超新星,不過最近天文學家開始發現其他種類的超新星了。例如,其中一類是被「剝皮」的超新星 (peeled supernovae)。這類超新星應該是塌縮的大質量星星失去了富含氫的外層所形成。我們在下一節將看一顆緊密雙星系統中的星星是如何被它的伴星剝皮的。

  雖然一顆超新星在一到兩年內就會變暗,不過它所留下往外擴散的氣體可以讓我們知道當初爆炸的所在。這些往外擴散的氣體剛開始以每秒10 ,000~20,000公里的速度往外擴散,並往外帶走約五分之一的恆星物質。這些擴散的氣體會與周圍的星際介質碰撞,往外帶走更多的氣體,並激發這些氣體。這些超新星爆炸後留下的氣體我們稱為超新星殘骸 (supernova remnant)。

  超新星殘骸並無法存留很久,大約幾萬年而已,然後就慢慢與星際介質混合了。蟹狀星雲的年齡還很輕,才900年;位於天鵝座的面紗星雲範圍較大且較散,大約是5萬年前的超新星爆炸所形成。

  有些超新星的殘骸只有在無線電波段才可看到,它們發出稱為同步輻射 (synchrotron radiation) 的電波。這種輻射是由高速旋轉的電子通過磁場所造成。蟹狀星雲中發出的同步輻射很強,在蟹狀星雲內的電子能量強到所發出的的同步輻射在可見光波段。超新星殘骸發出同步輻射讓我們知道當中的能量非常強,使得電子可以被加速到很快。 像HEAO-2及Exosat之類的X光太空望遠鏡,觀測到發出X光的超新星殘骸。這些拍到的影像顯示超新星的殘骸是往外擴散的球型震波並使氣體溫度增高。蟹狀星雲的殘骸仍十分年輕,充滿高溫的氣體,並且發出很強的X光。在以後章節中我們將會發現蟹狀星雲內的氣體是被中心的原本恆星爆炸後留下的殘骸—中子星加熱而成。

  瞭解超新星對於瞭解恆星的生與死十分重要。在「恆昀的誕生」一章中我們看到星際介質中可以藉由超新星爆炸造成壓縮形成新的星星。當然,超新星的出現也代表大質量恆星的死亡。離地球較近的超新星爆炸甚至會威脅地球上的生物生存。不過超新星爆炸也代表中子星及黑洞的產生,我們在之後章節會再談到。

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