第四节 恒星的演化
一、赫罗图的创立
在天体分光学诞生以后，天文学家们就发现，虽然恒星的光谱互不相同，但有的具有大致相同的特征，根据这些特征，可以把恒星按光谱作一个分类。
19世纪末，哈佛天文台的女天文学家莫里提出一种恒星的光谱分类法。她将恒星光谱分为22种，每一种又细分a、b、c等多次型，以区分微小差别，其中b次谱线最宽，a次其次，c型最窄。她用这种分法将681颗恒星作了分类。由于莫里的这一分类法很繁琐，因此并没有引起广泛注意，但丹麦天文学家赫茨普龙却对此产生了浓厚兴趣。他经过对多颗恒星的统计研究发现，莫里分类中各型的c次型恒星平均自行总比其他次型的小。如果恒星视亮度相同或相近，那么c次型的距离应远得多，并且绝对星等也比其他次型小。也就是说，c次型的恒星光度大得多，赫茨普龙把这种大光度的恒星称作巨星，而小光度的称作矮星，巨星在数目上要少得多。
和赫茨普龙同时进行类似研究的还有美国天文学家罗素。他走了另外一条路。他孜孜不倦地测量了许多恒星的视星等并换算了绝对星等，和赫茨普龙一样得出了恒星分为巨星和矮星两类。1913—1914年，罗素绘制了光谱型与绝对星等之间的关系图。从该图中可看到，极大多数的恒星位于左上端至右下端的斜带内，这一斜带称主星序，位于该带内的星称为主序星。在主序星右上方还散布了一个较为弥散的横带，称为巨星序，其中的星称作巨星，光度比一般主序星大得多。1911年，赫茨普龙也发表过类似的图。后来，人们把这种图称为赫茨普龙——罗素图，简称赫罗图或HR图。
赫罗图的发表对整个天体物理来说意义是举足轻重的。它说明，恒星也是通过演化而来，并且会走向消亡，处于不同时期的恒星对应于赫罗图上不同的位置。赫罗图的创立打开了恒星演化研究的大门。
二、恒星的一生
赫茨普龙在绘制赫罗图时，并没有赋予它和恒星演化之间的关系。但罗素却提出了一个恒星演化假设。罗素认为，恒星形成之初，温度较低，体积很大，属M巨星。在自身引力作用下收缩而使其密度增大，颜色变白，沿主星序向左演化从而到达主星序上端。而后，由于恒星收缩减慢，引力能不足以补充辐射损失的能量，于是恒星温度开始下降。另一方面恒星体积收缩。这两个原因就导致了恒星光度的减少，因此恒星沿主星序从左上端演化到右下端，最后以M型的矮星而告终。
罗素的这一理论在直观上易理解，因此当时一度曾得到了不少人的赞同。但后来，罗素的学说碰到了麻烦。1915年，W·S·亚当斯发现了天狼伴星。这颗星体积比地球还小，却有太阳的质量。它的表面温度很高，光度却很小。这是一类奇特的恒星——白矮星。罗素的演化假设解释不了这种星的存在。
1924年，著名的英国天文学家爱丁顿经过深入研究，并与实测资料进行了对比，绘出了恒星的质量和光度间的关系图。从图上来看，主序星光度大致与质量的三次方成正比。主星序上端的恒星质量达10个太阳质量，而下端的质量小于1/10个太阳。如果恒星演化沿主星序向下，那它的大部分质量到哪儿去了呢！对此，罗素的理论无能为力。
1905年，爱因斯坦的相对论问世。其中提出的著名质能公式E＝mc2为解释恒星能源之谜提供了一条可寻之径。1937—1939年，德国的魏茨泽克和美国的贝特通过研究认为，恒星的巨大能源源自内部的核反应。核反应一般分为两种。即前面提到过的质子——质子反应和碳氮循环。魏茨泽克和贝特还指出，在像太阳那样大小的恒星里，质子——质子反应占主导，而光谱型越早，质量越大的恒星中，碳氮循环则占据了主要位置，这些核聚变反应，特别是碳氮循环，它们反应的强度与温度关系密切。质量和光度越大的恒星，其中心温度越高，产生的能量随之迅速增加，物质消耗也就随之加快。因而大质量大光度恒星的寿命比小质量低光度的恒星短得多。魏茨泽克和贝特的理论较完全地揭示了恒星能源之谜，有力地推动了恒星演化理论的发展。
在恒星能源之迹揭开之后，许多天文学家继续致力于恒星演化理论的研究。其中贡献较为突出的有罗素、特朗普勒、桑德奇及日本的林忠四郎等人。通过这些天文学家们的努力，到20世纪60年代，恒星的一生在赫罗图上的理论演化曲线已十分清晰，通常认为，恒星的演化有以下几个阶段
1.原恒星阶段。从赫罗图上看，这一时期的恒星处于右上方。此时的恒星亦称“星胎”，星胎并没有进行核反应，而是在自身引力作用下不断收缩，同时产生能量。苏联科学家巴尔楚米扬认为，星胎具有很小的体积和很大的密度，估计质量为太阳的几百到几千倍。星胎经过几千万到几亿年的收缩才形成恒星。演化的快慢取决于恒星的质量，质量大的演化快。
2.主序星阶段。星胎在收缩时会释放出巨大的能量，使其温度不断升高。当温度达到一定值时，使引发了核聚变，恒星也就进入了主序星阶段。主序星亦称“矮星”，是恒星一生中最稳定，持续时间最长的阶段。银河系中90%以上的恒星处于这一阶段。主序星的特征是：①它们都位于赫罗图上从左上角到右下角的狭窄带状区域内，这一区域称“主星序”。②光度和表面温度正比于质量。质量为20个太阳的恒星，在这一阶段会发展成高温高亮的蓝巨星或白巨星；质量为几倍太阳质量的成为光度略大，温度略高的白星和黄白星；质量与太阳相当的成为黄矮星；质量比太阳小的，则演化为较冷较暗的红矮星，③恒星在主序星阶段停留的时间与它们的质量、光度成反比。蓝巨星和蓝白色巨星只有几百万至几千万年，而白星和黄白星停留10亿年。与太阳相当的黄矮星停留上百亿年，而质量为0.2倍太阳质量的恒星可在主序星阶段停留一万亿年，④恒星能源，质量小于1.5倍太阳质量的恒星中，以质子——质子反应为主；大于1.5倍太阳质量的，以碳氮循环反应为主，⑤光谱范围从早期的O、B型到晚型的M8型都有。太阳是光谱型为G2的橙色矮星，位于主星序中部偏右一点。
3.红巨星阶段，随着恒星内部核反应的不断进行。恒星中的氢也不断耗尽，氦核则不断增大。当氦核大到一定程度时，恒星迅速离开主星序，向赫罗图右上方演化从而成为红巨星。红巨星的巨大能量也来自核聚变反应，但和主序星不同，不是氢聚变为氦的反应，而是氦聚变生成碳。红巨星的光谱为K型或M型。它们处于恒星演化的中年期。这一阶段，恒星核的引力大于向外的辐射压，故核开始收缩，并变热变致密。与此同时，外层得到了核心的能量开始剧烈膨胀，可扩大到原有尺寸的上百倍，这样就变成了体积很大，密度很低，表面温度很低的红巨星。它的演化总伴随着物质的抛射，在周围形成尘埃云壳，太阳将来演化成红巨星时，直径将扩大250倍，比目前亮100倍，著名的红巨星有大角星，毕宿五及参宿四等。
4.不稳定阶段，恒星在经历了红巨星阶段之后，体积收缩，温度升高，沿赫罗图的巨星序向左移动，进入不稳定阶段。在这一阶段，恒星可能成为不断脉动的造父变星，或爆发生成新星或超新星。
5.致密星阶段，恒星经过不稳定阶段之后，在赫罗图上向左穿过主星序，演变为行星状星云的中心星，最后演化为白矮星、中子星或黑洞之类的致密星体。行星状星云是被巨大气层包围的暗星，暗星是处于星云中心的高温星，在恒星爆发之后，抛射出大量物质，只剩下致密的核。如果核的质量小于1.5倍太阳质量，就演化为白矮星。白矮星的特征是①体积小，平均半径小于一万公里，②光度小，比正常恒星暗约1000倍。③密度高，每立方厘米物质重达几百公斤到几十吨，表面重力加速度为地球表面的十到十几万倍，④表面温度高，平均约1万度，白矮星由完全电离了的原子核或中子构成。天狼伴星是最早发现的一颗白矮星，也是最亮的一颗（8等），迄今为止发现的白矮星有1000颗。预测资料表明，有约3%的恒星是白矮星，但从理论上分析，白矮星应占恒星总数的10%。
中子星是另一种重要的致密星体，它往往是超新星爆发的遗迹，质量为0.1—3个太阳。中子星主要由中子及少量质子和电子组成，密度极大，达每立方厘米一亿吨以上，中子星的磁场强度可达一亿特斯拉。一般中子星直径仅为10公里左右，是目前已知的最小的恒星。它们不能被光学望远镜或热辐射仪探测到，而只能通过它们巨大的射电脉冲来探测。1054年中国天文学家记录的超新星爆发之后的产物就是一颗中子星，它位于著名的蟹状星云中心。
当恒星的质量更大时，它将坍缩为更致密的天体，这种天体密度极大，引力场极强，以至于连光也无法从中逃逸，这种天体被称为黑洞。黑洞是一种只在理论上被提出的天体，至今未观测到它的存在，因为它是完全“黑暗”的。但我们可以通过它对周围恒星运动的影响推测出它的存在。天鹅座X——1附近就很可能存在一个黑洞。在星系M87的中心，则可能存在一个质量达一亿个太阳的黑洞。黑洞有许多特殊的性质，我们将在今后的一些章节中作专门讨论。
以上就是一般恒星的演化过程，但这一过程并不是绝对的，随质量、温度、光度等不同，恒星的演化过程又不尽相同。对于其中的一些问题，至今仍不十分清楚，还有待于更进一步的研究。
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