恒星演化論(二)

低質量恒星的演化終點並未直接觀察到。宇宙的年齡被認為是一百多億年，不足以使得這些恒星耗盡核心的氫，而且當前的理論都是基於計算機模型。

一些恒星會在核心進行氦聚變，產生一個極其不穩定和不平衡的反應，以及強烈的太陽風。在這種情況下，恒星通常不會爆發產生行星狀星雲，而隻會耗盡燃料產生紅矮星。

不過，小於O．5倍太陽質量的恒星甚至在氫耗盡之後都不會在核心產生氦反應。像比鄰星這樣的紅矮星的壽命往往長達數千億年，在核心的反應終止之後，紅矮星在電磁波的紅外線和微波波段暗淡下去。

達到紅巨星階段時，O．4到3．4太陽質量恒星的外殼會向外膨脹，核心向內壓縮，產生將氦聚變成碳的核反應。聚變會重新產生能量，緩解恒星的死亡過程。對於太陽大小的恒星，此過程約持續十億年。

氦燃燒對溫度十分敏感，造成很大的不穩定。巨大的波動會使得外殼獲得足夠的動能脫離恒星，成為行星狀星雲。行星狀星雲中心留下的核心會逐漸冷卻，成為小白矮星，通常具有0．6倍太陽質量，隻有一個地球大小。

在重力和電子互斥力平衡時，白矮星是比較穩定的。在沒有能量來源的情況下，恒星在漫長的歲月中釋放出剩餘的能量，逐漸暗淡下去。釋放完能量的白矮星會成為黑矮星，但是目前宇宙的年齡不足以使這樣的星體存在。

在同時形成的雙星或者多星係統中，恒星際質量交流可能改變演化過程。由於一部分質量被其他恒星獲得，係統中質量較大的恒星的紅巨星階段演化通常會被加速，而質量較小的恒星會吸收一部分紅巨星的質量，在主星序停留更長時間。例如，天狼星的伴星就是一顆年老的一個太陽質量的白矮星，但是天狼星是一顆大約2．3個太陽質量的主序星。

倘若白矮星的質量超出錢德拉塞卡極限，電子互斥力會不足以抵抗引力，而會繼續坍縮下去。這會造成恒星向外拋出外殼，也就是超新星爆發，標記著恒星的死亡。即，不會有大於1．4倍太陽質量的白矮星。

在超出5倍太陽質量的恒星的外殼膨脹成為紅超巨星之後，其核心被重力壓縮，溫度和密度的上升會觸發一係列聚變反應。這些聚變反應會生成越來越重的元素，產生的能量可以延緩恒星的坍縮。

最終，聚變逐步到達元素周期表的下層，矽開始聚合成鐵。此前，恒星通過這些核聚變獲得能量，但是鐵無法通過聚變釋放能量，相反，鐵聚變需要吸收能量。這會造成沒有能量來對抗重力，而核心會立刻產生坍縮。

恒星演化的下一步演化機製並不明確，不過這會在幾分之一秒內造成一次劇烈的超新星爆發，和輕於鐵的元素同時被拋出的中微子形成一個衝擊波，在被拋出的物質吸收後，就會形成一些比鐵重的放射性元素，其中最重的是鈾。如果沒有超新星爆發，比鐵重的元素不會存在。

中微子衝擊波繼續將被拋出的物質推出，被拋出的物質可能和彗星帶碰撞，形成新的恒星、行星和衛星，或者成為各種天體。

現代科學尚未明確超新星爆發的機製，以及恒星殘骸的成分，但已知有兩種可能的演化終點：中子星和黑洞。

在一些超新星之中，電子被壓入原子核，和質子結合成為中子。原子核互相排斥的電磁力消失之後，恒星成為一團密集的中子。這樣的恒星被叫做中子星。

中子星的大小不超過一個大城市，極其致密。由於大部分角動量殘留在恒星中，它們的自轉會極快，有些甚至達到每秒鍾600轉。恒星的輻射通常會被磁場局限在磁軸附近，而隨恒星旋轉。倘若磁軸在自轉中會對準地球，那麽在地球上每次自轉過程中都可能觀測到一次恒星的輻射。這種中子星被稱為脈衝星，是最早被發現的中子星。

被普遍承認的是，並非所有超新星都會形成中子星。如果恒星質量足夠大，那麽連中子也會被壓碎，直到恒星的半徑小於史瓦西半徑，就成為一個黑洞。