浅析不同质量恒星主序后的演化

王绪琦

摘 要：从古至今，恒星都是人类研究的对象。在经历稳定的主序阶段后，恒星会进入主序后演化阶段。本文把恒星分为小质量恒星（M<2.2M⊙）、中等质量星（2.2M⊙10M⊙）三类，分别阐述了它们主序后演化的过程及特点，提出了恒星主序后演化的研究方向。

关键词：恒星;主序后演化;小质量恒星;中等质量恒星;大质量恒星

中图分类号：P152 文献标识码：A 文章编号：1671-2064（2019）12-0225-03

0 引言

古希腊人将星空分为八十八星座，中国人则创立了二十八星宿。人类观测恒星已有数千年的历史，浩瀚渺远的星空，总能引起人们无限的遐想。恒星是由引力束缚在一起的高温离子气体，自身能够释放强大的光与热。上个世纪二十年代，罗素与赫茨普龙以光度为纵轴，光谱（有效温度）为横轴绘制了具有划时代意义的“赫罗图”。在这张图像上，大部分恒星分布在一条对角线上，这就是所谓的“主序”。主序阶段是恒星一生中最稳定的阶段，在这个阶段，恒星靠燃烧氢维持存在;而当氢消耗殆尽时，恒星就会离开主序，进入全新的生命历程——主序后演化。

对于主序后的演化，质量是一个极为重要的影响因素。根据罗素定理，恒星要靠向外输出巨大的热能来抵御自身质量产生的引力，恒星的质量为其演化的决定性因素之一[1]。

1 小质量恒星的演化（M<2.2M⊙）[2]

小质量恒星具有较低的中心温度和较大的中心密度，在核心氢燃烧结束后中心氦核处于简并状态。对于质量极小的恒星（M<0.5M⊙），由于温度较低，对流向下深入，使外层的氢能够得到充分的利用，直至全部转化为无法继续燃烧的氦，形成一种目前宇宙中可能尚不存在的天体—氦白矮星。对于质量偏大的小质量恒星（0.5M⊙

1.1 沿红巨星分支的演化

当中心的氢燃料所剩无几时，恒星离开主序，燃烧区向外推移形成壳层源氢燃烧，而中心停止燃烧的氦核继续收缩升温，密度急剧增大，使电子简并压成为抵抗引力的主要力量。随着电子简并度的提高，热传递能力大大提高，使更多的热被释放，氦核逐渐成为等温核，而外层将迅速膨胀以及时将多余的热传递出去。当膨胀的幅度大于光度的升高，其有效温度将降低。因此小质量恒星离开主序后将朝向光度增大而有效温度降低的红巨星分支演化。

1.2 氦闪

在红巨星阶段，壳层氢燃烧维持光度，其产生的氦落向其下面的氦核。内部看似平静的氦核也在积蓄着能量，随着氦的继续积累，它的温度越来越高。在大约一亿开的高温下，氦原子开始“躁动不安”，三个氦原子在极短时间内聚合成一个12C，由于氦核高度简并，氦燃烧引发的温度升高并没有有效减小内部的压强以减弱燃烧，反而使其更加激烈，瞬间产生极高的光度，这就是氦闪。其释放的热量在一定程度上减少了氦核的简并度并使其膨胀降温。氦闪的热量还将氢燃烧壳层源外推，使其产能率降低，因此恒星光度将下降。氦闪会持续多次，直至由外而内将整个氦核的简并解除，此后氦将正常燃烧，恒星进入水平分支阶段。

1.3 水平分支阶段的演化

氦闪会持续多次，直至由外而内将整个氦核的简并解除，此后氦将正常燃烧，恒星进入水平分支阶段。水平分支恒星内部存在两个热核燃烧区，即中心的氦燃烧与壳层源的氢燃烧。由于氦燃烧对温度高度敏感，其只存在于核心较小的区域，因此氢燃烧的产能仍然占支配地位。对所有的小质量恒星，氦核开始正常燃烧时，其质量与温度是几乎相同的，因此此阶段所有小质量恒星的氦燃烧产能率几乎相同，其微小的光度差異几乎只取决于壳层源氢燃烧的产能率。

恒星质量越大，富氢包层越厚，氢燃烧壳层内的温度和压强就越大，氢燃烧的效率就略偏高，辐射温度梯度也越大，颜色越红。因此水平分支是一条从左下到右上略倾斜的曲线。

1.4 早期渐近巨星阶段的演化

当核心的氦被也“挥霍一空”时，壳层的氦将启动燃烧，这一阶段即小质量恒星的渐近巨星阶段，它是小质量恒星生命中最辉煌的阶段，也是最复杂的阶段。在早期渐近巨星阶段，氦燃烧从中心核转移至氦壳层，而中心没有核能源碳-氧核将收缩升温并进入简并状态，释放的能量加热了外部的氦壳层，使其产能率升高，其外部的壳层氢燃烧也因氦幔层的受热膨胀而被推移到更靠外的区域，最终因冷却停止燃烧，此后的恒星只有内部氦壳层燃烧提供光度。

1.5 热脉冲渐近巨星分支

当氦壳层内的氦丰度下降，产能率降低，氢壳层将收缩复燃以维持光度，生成的氦又使氦壳层质量增加。与红巨星后期的过程类似，当氦壳层达到临界质量将发生闪爆，闪爆迅速加热氦幔层并将外部氢壳层推离使其熄灭，氦壳层重新调整至稳定燃烧，但效率不如从前。此时的光度下降使外部包层的对流深入，将内部的燃烧产物及幔中子过程产物带到表面，即第三次掘取。当氦壳层再次燃尽，氢燃烧将再次复燃，从而开始下一个热脉冲燃烧周期。

1.6 行星状星云

在热脉冲燃烧阶段，由于表面的过度膨胀冷却，物质冷凝成低温颗粒并在辐射压的作用下迅速逃逸，恒星将在极短时间内损失掉富氢包层，有效温度急剧升高，强大的紫外辐射使之前丢失的物质发出彩色的光辉，形成行星状星云，而中央星核也即将停止燃烧，走向灿烂而凄美的“死亡”。

2 中等质量星的演化（2.2M⊙

中等质量恒星核心的氢燃烧为碳氮氧循环，拥有较高的中心温度和较低的密度。其演化与小质量恒星有许多不同之处，如较低密度的氦核始终处于非简并态，在达到燃点时，可直接平稳燃烧等。

2.1 赫氏空隙（即赫罗图右上方的无恒星区）

氢燃烧结束后，中等质量恒星内部的氦核为非简并状态，其将按位力定理快速收缩，释放大量热量，引力热滞胀循环使包层加速膨胀，有效温度迅速降低。整个过程十分迅速，因此在赫罗图右上的一个区域很难观测到恒星，形成赫氏空隙。

2.2 早期红巨星分支的演化

当对流在包层内建立，传输多余热量从而抑制恒星膨胀，恒星光度回升，进入红巨星分支阶段。与小质量恒星类似，此时氢燃烧壳层源维持光度，氦核收缩升温，释放的热量提高了氢燃烧的产能率，光度继续上升。对流还将继续向下深入，到达主序期间对流核达到过的位置并将那里的氦和氮翻到表面，留下一个元素丰度间断面。

恒星质量越大，光度越高，对流将发展的更深以满足能量传输的需求，该元素丰度间断面也将更深。其位置对后续的演化产生显著的影响。

2.3 早期氦燃烧阶段演化

在约一亿度的高温下，氦燃烧平稳启动，与小质量恒星类似，壳层的氢燃烧仍占主导地位。当非简并氦核的质量和温度近似不变时，其半径与平均相对原子质量成正比[4]。于是在早期氦燃烧阶段，随着氦的消耗，氦核半径将变大，氢燃烧壳层外移，产能率降低，总光度下降。

2.4 氦燃烧阶段后期演化

对于质量偏小的恒星，氢燃烧壳层的外移达不到第一次掘取留下的无素丰度间断面，光度几乎不变，停留在红巨星分支，形成第二簇群。对于质量偏大的恒星，光度更高，红巨星时期对流到达的位置更深。因此，在氢燃烧壳层源外移过程中能够抵达元素丰度间断面，高度不透明的低温富氢包层的传热阻滞显著加热氢燃烧壳层源并提升其产能率，导致光度迅速上升。外包层因受热不透明度减小，对流减弱，辐射温度梯度降低，于是有效温度提升。恒星沿赫罗图左上移动，形成蓝回绕并在此停留，直到氦被燃尽。

2.5 早期渐近巨星阶段的演化

当氦被耗尽，中心的无核能源碳氧核快速收缩，引力热滞胀循环再次使恒星回到红巨星分支，但此时光度更高，因此称为渐近巨星分支。质量偏小的恒星（2.2M⊙

2.6 热脉冲渐近巨星阶段的演化

当壳层源的氦即将耗尽，氢壳层源复燃，生成的氦增加，氦壳层质量使其周期性闪爆，对于质量偏小的恒星（2.2M⊙

2.7 尾声

在热脉冲燃烧阶段，超星风物质损失迅速剥离了恒星外层，留下高温的中心部分，损失的物质被紫外线激发出绚烂的光，形成行星状星云，中央部分成为碳氧白矮星。对于大质量群体（8-10M⊙），它们还将进行“绝地反击”—简并碳氧核中的碳将点燃，两个碳-12聚合成一个镁-24。与氦闪类似，碳会多次在短时间起爆，当简并被解除其将稳定燃烧。但这终无法逆转物质损失的命运，当外层物质损失殆尽，将形成罕见的氧氖镁白矮星。

3 大质量恒星的演化（M>10M⊙）[5]

比起中小质量恒星，大质量恒星拥有高得多的中心温度。因此，大质量恒星承担了核合成的主要任务。在氢燃烧结束后，氦、碳、氧、氖、硅都可在非简并核心平稳点燃，直到铁核的生成使大质量恒星辉煌的一生走向不可逆的覆亡。

3.1 氦燃烧阶段的演化

3.1.1 10M⊙

氢燃烧结束后，与中质量恒星相似地，氦核快速收縮。由于引力热滞胀循环，包层膨胀降温，快速穿越空隙区，到达红巨星分支并进行第一次掘取。之后氦燃烧平稳启动，氢燃烧壳层源外移并接近元素丰度断面，产能率提升，加热包层从而减小其不透明度，引发蓝回绕。此后的氦燃烧阶段将一直在蓝巨星区停留。

3.1.2 15M⊙

这一类恒星离开主序时具有更高的光度，壳层氢燃烧强大的能量输出使对流更快的在包层内建立。其第一次掘取形成的元素丰度间断面更深，几乎贴近氢燃烧壳层源。包层的热阻滞显著提升了氢燃烧的产能率，提高了光度同时加快氦核的收缩。于是在刚刚离开主序去往红巨星分支的途中，氦燃烧启动。产生巨大的对流核提升了热传输的效率，使外包层受热不透明度降低，对流消散，从而阻止了引力热滞涨循环和向红巨星的演化。于是恒星将在蓝巨星区停留。但由于光度较高，Κ机制使富氢包层快速损失，富氢包层将膨胀变冷，使恒星在氦燃烧的后期成功抵达红巨星分支。在氦燃烧阶段的末期，由于高强度的物质损失，富氢包层将变得极薄，甚至失去整个富氢包层而暴露高温的氦核，形成WNE星，是WR星的一种，其温度与O型星相当，但光谱中叠加了氦和氮的宽发射线。

3.1.3  40M⊙

极高的光度导致在主序期间就已经引起了K机制有效开动，导致这一类恒星离开主序时富氢包层已经变得极薄，不能支持有效的壳层源燃烧。当氦核快速收缩，富氢包层将膨胀降温，大量损失物质，最后暴露氦核形成WNE型星，并在此状态下启动氦燃烧。在氦燃烧阶段的后期，由于外层物质的进一步损失，由扩大的对流核搬运至表面附近的氦燃烧产物显露出来，WNE星可能转变为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

这一类恒星主序阶段的物质损失更加猛烈。但由于初始质量大，富氢包层足够厚，在氢燃烧阶段经历了剧烈的物质损失后，其仍然可以支持正常的壳层氢燃烧。在早期的氦燃烧阶段，恒星为高光度的WNL星，其谱线特征与WNE星相似，但光度更高。此时富氢包层相对较厚且温度较高，在氦燃烧阶段的末期，由于物质的流失，包层较薄，初始质量较小的恒星将暴露氦燃烧产物演化成WC、WO星，而质量大的恒星包层厚且演化快，包层未彻底损失，其将保持WNL的状态。

3.2 后期核燃烧阶段

当核内的氦被耗尽，在大质量恒星高温的内部，碳、氧、氖、镁、硅将顺利点燃，使恒星内部同时存在多个燃烧壳层，类似洋葱的结构。恒星中心的温度越来越高，中微子能量损失也越来越剧烈，使恒星不得不加快反应速率以产生更多热量以对抗自身引力，因此后续反应的核时标非常短。

3.3 碳燃烧阶段的演化

当碳核收缩至接近8亿K的高温，碳核将平稳点燃，对于质量较小的恒星，其氦燃烧由3α过程主导，碳氧核内碳的丰度较大，因此碳燃烧的产能率更大，其中央形成越来越大的对流核。而对于质量较大的恒星，其中心温度更高，氦燃烧生成的碳易再捕获一个氦生成氧，因此碳氧核中碳丰度较小，产能率较低，对流核非常小甚至无对流。当核心的碳耗尽，碳燃烧将在壳层源继续进行。

对质量较小的恒星，壳层源碳燃烧将会间歇进行。对质量较大的恒星，碳燃烧区将向外推移，碳丰度增大，光度提高，当燃烧区移至富氦包層时外移停止，此后光度将下降，对流渐渐停止。

3.4 氖及氧燃烧

当没有核能源的碳氧核核心再次收缩，氖将开始燃烧，氖在高能光子的作用下放射出α粒子生成氧，氧、氖一同捕获α粒子，生成氖和镁，即两个氖作用生成一个氧和一个镁[6]。氖燃烧持续的时间极短，但为后续的氧燃烧及各种核合成过程有重要影响。当氖耗尽，氧燃烧将在核心启动，是恒星核合成即将进入高潮的前奏。两个氧原子将聚合成硫。由于前期氖燃烧的贡献及对流的作用，氧燃烧具有相对充足的燃料，也为一些必要的过程争取了时间。如电子捕获过程，这个过程促成了许多核素的生成同时提高中子丰度，为之后的中子捕获过程创造条件。当氧在核心耗尽，其将在壳层内进行，与碳壳层源类似，壳层源氧燃烧将间歇进行并引发大范围对流，并最终使氧燃烧壳层源与氖燃烧壳层源之间被对流连通，最终完全混合。

3.5 硅硫燃烧

硅燃烧是大质量恒星演化的最后反击，它可能只持续几天的时间，标致着恒星核合成正式进入高潮。此时的高温使多种核素与光子相互作用，释放出α粒子、电子、质子或中子，同时又有多种核素参与到了这些基本粒子的捕获队伍中，形成多个准平衡群。可想而知，最终生成的物质定是结合能较大，不易与其它粒子相互作用的粒子，因此铁是硅硫燃烧的主要产物。

3.6 铁核坍缩：尾声

大质量恒星的一生辉煌而短暂，它逃过了因物质损失而停止燃烧的命运，却逃不过最后的最后的一劫，铁核的生成标致着核燃烧已至穷途末路。铁是结合能最大的核素，它不会向外释放任何能量;铁核的质量远远超过了钱德拉赛卡极限，没有任何有效的力量阻止其坍缩，快速的坍缩瞬间释放大量能量。于是，大质量恒星将以壮丽的超新星爆发结束生命。

4 展望

目前，人们已经对恒星演化的大致过程有所了解，但还有许多细节的建模还需完善，如自转，磁场，对流超射，金属丰度等对恒星的影响。有许多恒星生活的细节有待被进一步观测，如恒星形成，恒星耀斑及其他活动等。这些都需要进一步的研究。

参考文献

[1] 徐兰平.恒星的主序后演化[J].天文学进展，1989（04）：312-320.

[2] 黄润乾.恒星物理[M].科学出版社，1998：300-306.

[3] 黄润乾.恒星物理[M].科学出版社，1998：310-316.

[4] 李焱.恒星结构演化引论[M].北京大学出版社，2014：60-62.

[5] 黄润乾.恒星物理[M].科学出版社，1998：340-352.

[6] 安振东，马余刚，范功涛，等.恒星氦燃烧关键反应～（12）C（α，γ）～（16）O天体物理S因子及其反应率[J].原子核物理评论，2017，34（03）：437-445.