恆星的演化

主講者:張桂蘭(台北市天文教育館研究 員)
2002/10/12

對人類來說，天上的星星似乎就代表「永恆」，無論何時，只要仰望星空，每一顆星子都會以一貫的 樣子出現。但其實恆星也會改變，如同人類一般，也會經歷出生、幼年 期、青壯年期、老年期及死亡階段，且從誕生之後，每一顆恆星的「人生」也不一樣。

I.            孕育與誕生：星際介質階段

當太空中一團由氣體和塵埃所組成的巨大分子雲，受到如：超新星爆炸的震波、熾熱恆星（OB型恆星）吹出的高速恆星風、銀河中 運動方向不同的濃密雲團互相撞擊或銀河旋轉所造成的密度改變等外來的擾動，可使星際物質開始旋轉並向內收縮（天文學家稱為「重力塌縮 gravitational collapse」）。這些巨大分子雲90％是原子或分子氫，9％是氦，剩下的1％則是其他重元素或塵埃，整個分子雲的平均原始質量大都在幾千∼幾十萬倍太陽質量（M_☉）以上，溫度平均只有100K左右，平均密度則約為每立方公尺10⁶個原子，這樣的密度與地球海平面的每立方公尺10²⁵個原子 相比，實是稀薄很多，但已足以作為恆星孕育的搖籃。目前天文學家觀測到的恆星誕生區中，最著名的當屬獵戶座大星雲（Orion nebula，M42）與巨蛇座老鷹星雲（Eagle nebula，M16）兩處「恆星搖籃」。

II.         幼年期：原恆星階段

巨大分子雲一旦開始重力塌縮，物質原本所具有的位能會逐漸轉換成動能與熱能，此時雲團的溫度仍 不高，發出的光主要集中在無線電波和紅外波段，所以天文學家必須藉由電波望遠鏡或紅外線望遠鏡來探知這些原恆星的存在。在開始收縮到真正成為一顆正式的恆 星之前的階段，即稱為原恆星（或胎星，protostar）。目前天文學家在許多星雲中所觀測到的「包克雲球（Bok globules）」可能就是 收縮階段的原恆星。包克雲球是一些很小的暗星雲，直徑約為1,000∼100,000AU，質量則約為0.1∼100 M_☉，由於溫度極低，幾乎沒有輻射，通常須在背景有亮星雲襯托的情況下才看得到。

由於分子雲所受到的外力衝擊不一定各向均勻，且一邊繞自轉軸旋轉、一邊要向內收縮，為維持動量 守恆，因此塵埃氣體會逐漸向垂直於旋轉的方向上沈積而演變成扁盤狀，稱之為「吸積盤（accretion disk）」或「塵埃盤（dust disk）」；在新恆星形成 之後，假以時日，吸積盤上其他殘餘的物質便可形成行星、彗星等行星系統中的小天體。另外，為消除氣體塵埃邊旋轉邊向內收縮並堆積到吸積盤上的過程中，所帶 來的強大磁場壓力、急速升高的溫度以及過快的旋轉速度所可能導致分子雲散開的後果，物質會從吸積盤中心向垂直吸積盤方向的兩側噴射出去，形成所謂的噴流（jets）或雙極流（bipolar jets）。天文學家觀測到亮度會不規則變化的星雲「HH天體（Herbig-Haro Objects）」，便是是原恆星向外噴射的噴流撞擊到星際介質後而 發光的結果。HH天體通常位在銀道盤面附近的暗星雲中或附近，常伴有金牛座T型變星，直徑約2,000AU。

當核心溫度高到足以使氫核融合反應開始穩定進行，物質運動速度增加，使得恆星向外的熱壓力足以 抵擋向內塌縮的重力，恆星得以維持平衡狀態時，一顆新的恆星便誕生了。這個從巨大分子雲到新恆星誕生的過程，僅需短短數百萬年而已。由於分子雲體積與質量 相當龐大，在收縮的過程中，不免致使有些部分密度不均而造成分子雲分裂，每一塊碎片都是一顆新恆星誕生的搖籃，所以許多恆星誕生往往是成群形成，即所謂的 星團（star cluster）或星協（association）。天文學家觀測到的恆星90％以上是以雙星、聯星或星團、星協的狀態存在，如我們太陽般單獨存在的恆星其實是少數民族。

        新恆星誕生後，並不能馬上觀察到，因為此時它還包覆在 一層厚厚的塵雲中，如同蠶繭一般，有些天文學家將之暱稱為「星蛋（stellar eggs）」，這些繭狀物受到中間恆星的加熱會發出紅外光；天文學家目前在數個恆星搖籃區如M42中，發現一些非常集中的紅外源， 每一個紅外源的直徑約為300AU，溫度相當於600K，而紅外源間相距約幾千個天文單位，組成一個紅外星團，稱之為BN天體（Becklin-Neugebauer Objects），咸信就是正在形成的恆星，或許核心已經開始有核反 應，但外層還是包裹著氣體和塵埃。

        必須一直等到恆星內部的核融合反應所產生的熱量向外傳 至表面，使恆星內部溫度與壓力比外界高出甚多，此時會開始產生「恆星風」，將原本還留在恆星周遭的氣體與塵埃吹開，或是吸積盤上已有行星形成，藉由巨大行 星的重力將吸積盤近內側的物質清空而露出當中的恆星，天文學家才能真正用可見光「看到」這顆恆星。天文學家曾觀測到數顆恆星周遭的塵埃盤內側呈空洞狀態， 例如天秤座中的HD141569（距離地球約320光年，http://hubblesite.org/news_.and._views/pr.cgi.1999+03a），因此推測該恆星周圍已有行星形成。

        早期剛發現「金牛座T型變星（T Tauri stars）」，很多 天文學家以為它們是比較年輕的變星，但後來經過長期追蹤觀測後才發現：它們其實是正把繭狀物吹開的初生恆星，由於繭狀物逐漸向外散開，才會導致恆星光度的 變化。所謂的金牛座T型變星，不是只有金牛座T星一顆而已，只是它是第一個發現的這類型天體，因此以它的名稱做為這類天體的代表；嚴格地說， 金牛座T型變 星只能算是從原恆星階段要過渡到主序星階段的天體而已，還不算是真正的恆星。

III.       青壯年期：主序星階段

一旦原恆星的中心因物質堆積致使溫度高達一千萬度以上時，便可觸發核融合反應；也有科學家認為4百萬度以上便可點燃核反應。此時恆星 便進入主序星（main-sequence stars）階段，核反應所產生的熱壓恰可抵銷物質向內收縮的重力，因此可以維持體積、光度皆頗穩定的狀 態。

1.          主序星的壽命

恆星一生有80∼90％以上的時間都處在主序星的狀態中，而這些主序星最後會如何演化，僅有一關鍵，那就是：恆星的 質量！恆星質量愈大者，其演化速度愈快，也就是說：質量小的恆星，壽命也長；質量大的則屬於早夭短壽形。這是因為恆星的能量主要來自內部由四個氫原子融合 成一個氦原子的核融合反應，也稱為氫聚變反應，且恆星的平衡必須由向外的熱壓力與向內的重力相互牽制才能維持。若恆星內部的參與核融合反應的原料—氫愈 多，核反應速率愈快，所發出的能量愈高，即我們所測量到的光度（L，恆星發光強度）愈大。一般而言，光度與質量的3.5次方成正比，簡單的用數學式表示 就是L∞M^3.5，所以 恆星質量愈大，氫的消耗速率快，一旦將氫用罄，核反應終止，恆星壽命也就即將結束。例如：太陽的壽命預估為100億年（目前已過了約50億年），質量為10 M_☉以上的恆星則只有1億年，質量為30M_☉者僅剩1000萬年；反之，質量僅0.2M_☉的恆星壽命可長達1兆年，說不定整個宇宙壽終正寢時，這顆恆星還在青壯年的主序星期呢！

2.          逐漸變化的主序星

事實上，恆星處在主序星期時，體積會逐漸膨脹，光度會逐漸變亮，但表面溫度反會逐漸降低。這是 因為氫的數量隨時間減少，核反應速率便會降低，使得所產生的能量降低，連帶地向外的熱壓力減少，重力大於熱壓力時，恆星便無法再維持平衡狀態而向內塌縮。 恆星向內收縮時，又使得核心溫度上升，核反應速率又增加，所產生的能量變多，恆星的光度增加且外層向外膨脹致使溫度降低。在恆星的核心區，氫與氦的比率會 隨時間一直減少，內部結構也會隨之變化。

3.          主序星的內部結構：

恆星內部熱量的傳播主要是靠對流和輻射兩種，而恆星內部結構則如同其壽命一般，與恆星質量有絕 對關係。基本上，恆星的內部結構可以分成三種：我們以M代表恆星質量，M_☉代表太陽質量

A.         M＞1.1 M_☉：內部結構由內到外是：核心、對流層、輻射層。因大質量恆星內部進行核融合反應的區域極小，在 小範圍內溫度極高，由核心向外的溫度梯度太大，因此採用對流來傳遞能量較有效率。到表層後溫度變化不大，用輻射傳播則較有效率。

B.         0.4 M_☉＜M＜1.1 M_☉：內部結構由內到外是：核心、輻射層、對流層。中等質量的恆星核心溫度不高，產能區域很大，溫 度梯度不大，採用輻射傳播較佳。輻射層以外的區域則因溫度差異較大，用對流效果較好。

C.         M＜0.4 M_☉：內部結構由內到外是：核心、對流層，完全沒有輻射層。核心產生的能量非常少，所以向外傳播的 能量也少，由於物質溫度低，相對能量而言為不透明，使物質被強迫產生對流，且無法以輻射傳遞能量。

Ⅳ.   老年期：紅巨星與變星

        前述曾提及：隨著時間演進，恆星內部的氫燃料愈來愈 少，氦愈來愈多；當核心的氫幾乎耗盡時，氫融合反應便停止，此時中心是個氦等溫核。但因氦核周圍還有豐富的氫，當氫殼層溫度達到10⁷K以上 時，便可在殼層中進行氫融合反應。新生成的氦會落向氦核，使氦核加大；同時因氫是在殼層中反應，因此所產生的能量會讓恆星最外層沒有進行氫融合反應的氫氣 包層受熱膨脹，體積增大而表面溫度下降，恆星就此脫離主序星階段，進入紅巨星階段。恆星進入紅巨星階段後的命運，仍然和它的質量有關。

1.          低質量恆星：恆星原始質量M＜3M_☉

低質量恆星的核心氫融合反應停止後約5億年左右，由於殼層中的氫繼續燃燒使包層繼續膨脹，但核心卻因無法產生能量而繼續收縮，使整個 恆星光度增加約1,000倍，但表面溫度降至3,000K左右，半徑則可達太陽半徑的100倍以上，由於表面溫度偏低，顏色也偏紅，因此稱為紅巨星（red giant），金牛座的畢宿 五、牧夫座的大角等皆為此例。

當核心收縮到每個原子所佔的體積都比原子本身還小時，原子外層的電子會被擠在一起，稱為電子簡 併氣體；這些簡併氣體由於含有大量電子，因此傳熱性質很像金屬。當核心因收縮使溫度升高到10⁸K以上時，核心的氦會突然發生核融合反應，且因其類似金屬傳熱迅速的性質，氦融合反應一下子就傳 遍整個氦核，使核心溫度驟然升高，升高的溫度又加速氦融合反應的速率，反應速率增加又加快熱能產生速率使溫度升高，結果如此惡性循環下，整個核心失去控 制，天文學家稱之為「氦閃（helium flash）」。

因氦閃時核心溫度高到足以破壞簡併狀態時，核心會猛然膨脹；膨脹的結果又使殼層溫度降低，光度 也變暗。此時，核心便可以穩定地進行氦融合成碳的過程，而殼層中也在進行氫融合成氦的過程。

2.          大質量恆星：恆星原始質量M＞3M_☉

大質量恆星的中心溫度更高，密度卻比較小，因此不會形成簡併態。氦核會因收縮使溫度升高至可點 燃氦融合反應，當氦耗盡時，殼層中繼續氦融合，而核心則因收縮使溫度升高至可點燃碳融合反應。有些恆星在達到碳核階段時，也會發生簡併現象，當溫度因核心 收縮急遽升高時，也會突然點燃碳融合，如同氦閃一般，稱為碳閃。同理只要核心溫度升得夠高，之後便可陸續點燃氧融合成矽、矽融合成鐵等過程。所以，到最後 恆星就變成一層層不同成分的殼層組成的結構，如同洋蔥一般。

恆星膨脹後的表面溫度也與質量有關。質量接近3M_☉者，表面溫度約5,000K，仍為紅巨星；但質量稍高、超過7 M_☉者，溫度可高達10,000度，偏藍白色，就只能叫藍巨星了。而質量大於9 M_☉者，膨脹的結果可達太陽直徑400倍以上，我們叫它紅超巨星（red supergiant），如獵戶座參宿四、天蝎座心宿二等。

下表為恆星各類元素核反應所必須具有的溫度與質量極限，但各家理論模型不同，得出的數值也不 同，以下僅供參考：  

恆星再從主序星進入紅巨星階段之間，會先經過「變星期」，因為核心收縮或殼層燃燒所產生的熱量 使最外面的包層膨脹、光度增加而溫度降低時，往往會「衝過頭」，此時重力大於輻射壓力，又將包層往內拉，體積縮小、光度降低、溫度升高；當收縮也衝過了 頭，氣體又因收縮加熱而膨脹，開啟下一次的{膨脹↔收縮}的輪迴。這樣一來一往，恆星亮度忽明忽暗，即為我們所稱的「脈動變星」。

Ⅴ.   死亡階段：白矮星、中子星與黑洞，行星狀星雲 與超新星爆炸

        如同老年期一般，低質量恆星的演化到最後的死亡方式也 與大質量恆星截然不同：一個是歸於平淡，一個是轟轟烈烈。

1.          低質量恆星：行星狀星雲＋白矮星

原始質量M＜3M_☉的恆星經過紅巨星階段後，核心氦融合成碳的反應停止後便又開始收縮直至簡併狀態，此時密度高達6×10⁷g/cm³，溫度則高達5萬度，體積小，光度也小，這就是白矮星（white dwarf）。而殼層則向外膨脹，脫離核心的控制，形成所謂的「行星 狀星雲（planetary nebula，PN）」。行星狀星雲帶走恆星原本質量的10％左右，以每秒10∼20公里的速度一直向外擴張，最後終歸變成星際介質的一部份。天琴座M57環狀星雲就是一個典型的行星狀星 雲。

2.          中質量恆星與大質量恆星：超新星爆炸＋中子星或黑洞

原始質量M＞3M_☉的恆星，經過如洋蔥般層層結構的紅巨星階段後，若核心無法再繼續核融合反應，核心勢必會因向外 熱壓不足而塌縮，突然塌縮所引起的溫度驟升，可能會引發大爆炸，此即為超新星爆炸。一般而言，中質量恆星（3∼8倍太陽質量）的核心會引發碳閃，形成 Ⅰ_a型超新星爆發。

至於大質量恆星（8倍以上太陽質量）的核心會一直反應到鐵元素為止，由於溫度再因核心收縮而繼續升高時，鐵不會再 繼續融合成更重的元素，反而會吸收熱量而分解成氦原子和中子，在溫度高達20億度、密度為1×10¹⁰g/cm³以上時，氦原子核會進一步分解成質子和中子，並放出大量微中子和反微中子帶走大量能量，促使核 心收縮得更快，直到最後溫度達1兆度、密度為3×10¹³g/cm³以上時，電子全部被壓進質子中而形成中子，核心因而形成「中子簡併態」，收縮停止，這就是中子 星。突然地停止收縮，會產生極強的反彈波向外傳播，因而觸發外圍物質的熱核爆炸，這就是Ⅱ型超新星爆發。

Ⅵ.   死亡後的殘骸：緻密天體（白矮星、中子星與黑洞）

有時候超新星爆發會將所物質炸得支離破碎，僅留璀璨的超新星爆炸遺跡；有時會在超新星爆炸遺跡 之中留下一顆密度超高的天體。1931年，天文物理學家錢卓（S. Chandrasekhar）利用理論計算出：恆星最後殘存質量小於1.44 M_☉者最後演化為白矮星，白矮星的直徑僅相當於一顆類地行星般大小。「原子彈之父」歐本海默（J.R. Oppenheimer）及 沃柯夫（G.M. Volkoff）等則依理論計算結果認為恆星的殘存質星若小於2.4∼3.0M_☉、但大於1.44 M_☉太陽質量，則會變成中子星，其直徑不過10∼15公里左右，相當於一座城市的範圍。如果超新星爆炸後，恆星殘存的質量大於3M_☉時，中子簡併壓力也抵擋不住重力，中子星將進一步塌縮成黑洞。好玩的是，目前天文學家觀測到的 白矮星質量確實都在1.44 M_☉以下，因此他們將1.44 M_☉稱為錢卓極限（Chandrasekhar limit）；3M_☉則稱為歐本海默-沃柯夫極限（Oppenheimer- Volkoff limit）。

白矮星形成後，還可靠收縮產生能量，一旦連收縮都停止，就不能再產生熱量，只能將原本具有的熱 量逐漸冷卻散盡，溫度漸降變成紅矮星，最後變成黑矮星。據分析結果，白矮星從原本的10,000多度冷卻到4,000度左右所需的時間約為80億年左右，比太陽系的年齡還多很多。天狼星的伴星(Sirius B) 是一顆8星等的白矮星，這是天文學家所發現的 第一顆白矮星，藉由偵測天狼星運動軌跡的波浪形變化而發現，後來更直接攝得其影像。

中子星又稱為波霎（pulsar），自超新星爆炸後，角動量幾乎轉移到半徑極小的星體中，所以自轉速度極快，約在1/100秒左右，而磁場也聚集在極小 範圍內，高達10¹²高斯以上，為地球磁場強度的1兆倍。由於中子星的自轉軸和磁軸不同方向，當中子星自轉時，帶電物質因磁場加速而向磁軸兩極飛 出，天文學家在地球上便接收到極為規律的訊號，有人將之稱為「宇宙中的燈塔」，因為每一顆中子星都有其訊號規律性，因此將來在宇宙中航行時，只要確知所收 到的脈衝訊號規律性與強度，便可確認是哪一顆中子星，因而得以辨認出方向。

若將質量如太陽般大小的星體壓進半徑不到3公里的範圍內，便會形成黑洞。所謂黑洞，它並不一個「洞」，而是因為其密度極高，重力極強，強 到連宇宙中速度最快的光經過黑洞的事件界面（horizon event，或稱史瓦茲半徑Schwarzschild radius）內時亦無法逃脫黑洞的重力吸引，遑論其他物質，因此才 會稱為黑洞。

白矮星、中子星和黑洞都稱為緻密天體，除了白矮星黯淡的未來外，中子星和黑洞的未來都不可知。

Ⅶ.   恆星演化與赫羅圖

        由於恆星演化嚴重地受到質量的影響，因此我們可將上面 所敘述的恆星演化過程簡單地分成下列三類：M均表恆星的原始質量

1.          M≦0.4 M_☉：

主序星→白矮星→黑矮星。

有些星體質量太小，甚至無法點燃核融合反應，連主序星階段都達不到，只能靠重力收縮的能量發 光。

2.          0.4 M_☉＜M≦8 M_☉：

主序星→巨星→氦閃、碳閃、行星狀星雲、…→白矮星→黑矮星。

3.          M＞8 M_☉：

主序星→超巨星→超新星爆炸→中子星或黑洞。

        不論是哪一類恆星，由於每一階段的光度與溫度（顏色）會隨演化而逐漸改變，因此恆星的演化趨勢 可以從HR圖 中顯現，如右圖便是類太陽恆星（質量與太陽差不多的恆星）在H-R圖中的演化過程。許多理論學家按現行的恆星形成及演化的理論，繪製出不同質量的恆星的演化趨勢 圖（如左下圖），而其他的天文學家便以此為據，再根據各不同星團中成員HR圖的轉離點（開始離開主序帶的點）所在處的恆星質量，推測星團的形成年齡；星團的年齡愈老，轉 離點會愈近主序帶溫度低、光度暗的右下方（如右下圖）。

參考展示品：G21恆星的顏色、G22恆星的大小、G23恆星的密度、G24H-R圖
　　　　　　G26星雲和星團、G28變星、G29黑洞

參考資料：圖片主要取自成功大學物理系天文學實驗室。