淺析不同質量恒星主序后的演化

王緒琦

摘 要：從古至今，恒星都是人類研究的對象。在經歷穩定的主序階段后，恒星會進入主序后演化階段。本文把恒星分為小質量恒星（M<2.2M⊙）、中等質量星（2.2M⊙10M⊙）三類，分別闡述了它們主序后演化的過程及特點，提出了恒星主序后演化的研究方向。

關鍵詞：恒星;主序后演化;小質量恒星;中等質量恒星;大質量恒星

中圖分類號：P152 文獻標識碼：A 文章編號：1671-2064（2019）12-0225-03

0 引言

古希臘人將星空分為八十八星座，中國人則創立了二十八星宿。人類觀測恒星已有數千年的歷史，浩瀚渺遠的星空，總能引起人們無限的遐想。恒星是由引力束縛在一起的高溫離子氣體，自身能夠釋放強大的光與熱。上個世紀二十年代，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代意義的“赫羅圖”。在這張圖像上，大部分恒星分布在一條對角線上，這就是所謂的“主序”。主序階段是恒星一生中最穩定的階段，在這個階段，恒星靠燃燒氫維持存在;而當氫消耗殆盡時，恒星就會離開主序，進入全新的生命歷程——主序后演化。

對于主序后的演化，質量是一個極為重要的影響因素。根據羅素定理，恒星要靠向外輸出巨大的熱能來抵御自身質量產生的引力，恒星的質量為其演化的決定性因素之一[1]。

1 小質量恒星的演化（M<2.2M⊙）[2]

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

1.1 沿紅巨星分支的演化

當中心的氫燃料所剩無幾時，恒星離開主序，燃燒區向外推移形成殼層源氫燃燒，而中心停止燃燒的氦核繼續收縮升溫，密度急劇增大，使電子簡并壓成為抵抗引力的主要力量。隨著電子簡并度的提高，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將多余的熱傳遞出去。當膨脹的幅度大于光度的升高，其有效溫度將降低。因此小質量恒星離開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，其產生的氦落向其下面的氦核。內部看似平靜的氦核也在積蓄著能量，隨著氦的繼續積累，它的溫度越來越高。在大約一億開的高溫下，氦原子開始“躁動不安”，三個氦原子在極短時間內聚合成一個12C，由于氦核高度簡并，氦燃燒引發的溫度升高并沒有有效減小內部的壓強以減弱燃燒，反而使其更加激烈，瞬間產生極高的光度，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，使其產能率降低，因此恒星光度將下降。氦閃會持續多次，直至由外而內將整個氦核的簡并解除，此后氦將正常燃燒，恒星進入水平分支階段。

1.3 水平分支階段的演化

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

恒星質量越大，富氫包層越厚，氫燃燒殼層內的溫度和壓強就越大，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傾斜的曲線。

1.4 早期漸近巨星階段的演化

當核心的氦被也“揮霍一空”時，殼層的氦將啟動燃燒，這一階段即小質量恒星的漸近巨星階段，它是小質量恒星生命中最輝煌的階段，也是最復雜的階段。在早期漸近巨星階段，氦燃燒從中心核轉移至氦殼層，而中心沒有核能源碳-氧核將收縮升溫并進入簡并狀態，釋放的能量加熱了外部的氦殼層，使其產能率升高，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域，最終因冷卻停止燃燒，此后的恒星只有內部氦殼層燃燒提供光度。

1.5 熱脈沖漸近巨星分支

當氦殼層內的氦豐度下降，產能率降低，氫殼層將收縮復燃以維持光度，生成的氦又使氦殼層質量增加。與紅巨星后期的過程類似，當氦殼層達到臨界質量將發生閃爆，閃爆迅速加熱氦幔層并將外部氫殼層推離使其熄滅，氦殼層重新調整至穩定燃燒，但效率不如從前。此時的光度下降使外部包層的對流深入，將內部的燃燒產物及幔中子過程產物帶到表面，即第三次掘取。當氦殼層再次燃盡，氫燃燒將再次復燃，從而開始下一個熱脈沖燃燒周期。

1.6 行星狀星云

在熱脈沖燃燒階段，由于表面的過度膨脹冷卻，物質冷凝成低溫顆粒并在輻射壓的作用下迅速逃逸，恒星將在極短時間內損失掉富氫包層，有效溫度急劇升高，強大的紫外輻射使之前丟失的物質發出彩色的光輝，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 中等質量星的演化（2.2M⊙

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

2.1 赫氏空隙（即赫羅圖右上方的無恒星區）

氫燃燒結束后，中等質量恒星內部的氦核為非簡并狀態，其將按位力定理快速收縮，釋放大量熱量，引力熱滯脹循環使包層加速膨脹，有效溫度迅速降低。整個過程十分迅速，因此在赫羅圖右上的一個區域很難觀測到恒星，形成赫氏空隙。

2.2 早期紅巨星分支的演化

當對流在包層內建立，傳輸多余熱量從而抑制恒星膨脹，恒星光度回升，進入紅巨星分支階段。與小質量恒星類似，此時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能率，光度繼續上升。對流還將繼續向下深入，到達主序期間對流核達到過的位置并將那里的氦和氮翻到表面，留下一個元素豐度間斷面。

恒星質量越大，光度越高，對流將發展的更深以滿足能量傳輸的需求，該元素豐度間斷面也將更深。其位置對后續的演化產生顯著的影響。

2.3 早期氦燃燒階段演化

在約一億度的高溫下，氦燃燒平穩啟動，與小質量恒星類似，殼層的氫燃燒仍占主導地位。當非簡并氦核的質量和溫度近似不變時，其半徑與平均相對原子質量成正比[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，產能率降低，總光度下降。

2.4 氦燃燒階段后期演化

對于質量偏小的恒星，氫燃燒殼層的外移達不到第一次掘取留下的無素豐度間斷面，光度幾乎不變，停留在紅巨星分支，形成第二簇群。對于質量偏大的恒星，光度更高，紅巨星時期對流到達的位置更深。因此，在氫燃燒殼層源外移過程中能夠抵達元素豐度間斷面，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能率，導致光度迅速上升。外包層因受熱不透明度減小，對流減弱，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，形成藍回繞并在此停留，直到氦被燃盡。

2.5 早期漸近巨星階段的演化

當氦被耗盡，中心的無核能源碳氧核快速收縮，引力熱滯脹循環再次使恒星回到紅巨星分支，但此時光度更高，因此稱為漸近巨星分支。質量偏小的恒星（2.2M⊙

2.6 熱脈沖漸近巨星階段的演化

當殼層源的氦即將耗盡，氫殼層源復燃，生成的氦增加，氦殼層質量使其周期性閃爆，對于質量偏小的恒星（2.2M⊙

2.7 尾聲

在熱脈沖燃燒階段，超星風物質損失迅速剝離了恒星外層，留下高溫的中心部分，損失的物質被紫外線激發出絢爛的光，形成行星狀星云，中央部分成為碳氧白矮星。對于大質量群體（8-10M⊙），它們還將進行“絕地反擊”—簡并碳氧核中的碳將點燃，兩個碳-12聚合成一個鎂-24。與氦閃類似，碳會多次在短時間起爆，當簡并被解除其將穩定燃燒。但這終無法逆轉物質損失的命運，當外層物質損失殆盡，將形成罕見的氧氖鎂白矮星。

3 大質量恒星的演化（M>10M⊙）[5]

比起中小質量恒星，大質量恒星擁有高得多的中心溫度。因此，大質量恒星承擔了核合成的主要任務。在氫燃燒結束后，氦、碳、氧、氖、硅都可在非簡并核心平穩點燃，直到鐵核的生成使大質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⊙

氫燃燒結束后，與中質量恒星相似地，氦核快速收縮。由于引力熱滯脹循環，包層膨脹降溫，快速穿越空隙區，到達紅巨星分支并進行第一次掘取。之后氦燃燒平穩啟動，氫燃燒殼層源外移并接近元素豐度斷面，產能率提升，加熱包層從而減小其不透明度，引發藍回繞。此后的氦燃燒階段將一直在藍巨星區停留。

3.1.2 15M⊙

這一類恒星離開主序時具有更高的光度，殼層氫燃燒強大的能量輸出使對流更快的在包層內建立。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能率，提高了光度同時加快氦核的收縮。于是在剛剛離開主序去往紅巨星分支的途中，氦燃燒啟動。產生巨大的對流核提升了熱傳輸的效率，使外包層受熱不透明度降低，對流消散，從而阻止了引力熱滯漲循環和向紅巨星的演化。于是恒星將在藍巨星區停留。但由于光度較高，Κ機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紅巨星分支。在氦燃燒階段的末期，由于高強度的物質損失，富氫包層將變得極薄，甚至失去整個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，但光譜中疊加了氦和氮的寬發射線。

3.1.3? 40M⊙

極高的光度導致在主序期間就已經引起了K機制有效開動，導致這一類恒星離開主序時富氫包層已經變得極薄，不能支持有效的殼層源燃燒。當氦核快速收縮，富氫包層將膨脹降溫，大量損失物質，最后暴露氦核形成WNE型星，并在此狀態下啟動氦燃燒。在氦燃燒階段的后期，由于外層物質的進一步損失，由擴大的對流核搬運至表面附近的氦燃燒產物顯露出來，WNE星可能轉變為WC或WO型星，即表面富碳甚至富氧的WR星。

3.1.4? M>60M⊙的恒星

這一類恒星主序階段的物質損失更加猛烈。但由于初始質量大，富氫包層足夠厚，在氫燃燒階段經歷了劇烈的物質損失后，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。此時富氫包層相對較厚且溫度較高，在氦燃燒階段的末期，由于物質的流失，包層較薄，初始質量較小的恒星將暴露氦燃燒產物演化成WC、WO星，而質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。

3.2 后期核燃燒階段

當核內的氦被耗盡，在大質量恒星高溫的內部，碳、氧、氖、鎂、硅將順利點燃，使恒星內部同時存在多個燃燒殼層，類似洋蔥的結構。恒星中心的溫度越來越高，中微子能量損失也越來越劇烈，使恒星不得不加快反應速率以產生更多熱量以對抗自身引力，因此后續反應的核時標非常短。

3.3 碳燃燒階段的演化

當碳核收縮至接近8億K的高溫，碳核將平穩點燃，對于質量較小的恒星，其氦燃燒由3α過程主導，碳氧核內碳的豐度較大，因此碳燃燒的產能率更大，其中央形成越來越大的對流核。而對于質量較大的恒星，其中心溫度更高，氦燃燒生成的碳易再捕獲一個氦生成氧，因此碳氧核中碳豐度較小，產能率較低，對流核非常小甚至無對流。當核心的碳耗盡，碳燃燒將在殼層源繼續進行。

對質量較小的恒星，殼層源碳燃燒將會間歇進行。對質量較大的恒星，碳燃燒區將向外推移，碳豐度增大，光度提高，當燃燒區移至富氦包層時外移停止，此后光度將下降，對流漸漸停止。

3.4 氖及氧燃燒

當沒有核能源的碳氧核核心再次收縮，氖將開始燃燒，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，即兩個氖作用生成一個氧和一個鎂[6]。氖燃燒持續的時間極短，但為后續的氧燃燒及各種核合成過程有重要影響。當氖耗盡，氧燃燒將在核心啟動，是恒星核合成即將進入高潮的前奏。兩個氧原子將聚合成硫。由于前期氖燃燒的貢獻及對流的作用，氧燃燒具有相對充足的燃料，也為一些必要的過程爭取了時間。如電子捕獲過程，這個過程促成了許多核素的生成同時提高中子豐度，為之后的中子捕獲過程創造條件。當氧在核心耗盡，其將在殼層內進行，與碳殼層源類似，殼層源氧燃燒將間歇進行并引發大范圍對流，并最終使氧燃燒殼層源與氖燃燒殼層源之間被對流連通，最終完全混合。

3.5 硅硫燃燒

硅燃燒是大質量恒星演化的最后反擊，它可能只持續幾天的時間，標致著恒星核合成正式進入高潮。此時的高溫使多種核素與光子相互作用，釋放出α粒子、電子、質子或中子，同時又有多種核素參與到了這些基本粒子的捕獲隊伍中，形成多個準平衡群。可想而知，最終生成的物質定是結合能較大，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物。

3.6 鐵核坍縮：尾聲

大質量恒星的一生輝煌而短暫，它逃過了因物質損失而停止燃燒的命運，卻逃不過最后的最后的一劫，鐵核的生成標致著核燃燒已至窮途末路。鐵是結合能最大的核素，它不會向外釋放任何能量;鐵核的質量遠遠超過了錢德拉賽卡極限，沒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，大質量恒星將以壯麗的超新星爆發結束生命。

4 展望

目前，人們已經對恒星演化的大致過程有所了解，但還有許多細節的建模還需完善，如自轉，磁場，對流超射，金屬豐度等對恒星的影響。有許多恒星生活的細節有待被進一步觀測，如恒星形成，恒星耀斑及其他活動等。這些都需要進一步的研究。

參考文獻

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

[2] 黃潤乾.恒星物理[M].科學出版社，1998：300-306.

[3] 黃潤乾.恒星物理[M].科學出版社，1998：310-316.

[4] 李焱.恒星結構演化引論[M].北京大學出版社，2014：60-62.

[5] 黃潤乾.恒星物理[M].科學出版社，1998：340-352.

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