灰烬与钻石

后勤部长

红巨星远不是恒星一生的终结。引力现在变得比以往更为重要。一个恒星的命运是
完全由其质量决定的（至少对单颗星是如此，双星的情况则还有别的因素起作用，这将
在以后讨论），质量越大的恒星演化得越快，核燃料也就消耗得越快。太阳的整个热核
反应阶段约是120亿年，质量10倍于太阳的恒星，核阶段就要短1000倍。另外，核反应
的产物也不一样。质量最大的恒星里产生出最重的元素，这一点将在下一章　中再谈。
现在先来看看像太阳这样质量较适中的恒星的命运。
    红巨星的碳一氧核不再发生热核反应。外壳的重量不足以使这个核受到充分的压缩，
但是核的周围仍然活跃。氢层和氨层先后燃烧，一点一点地耗掉恒星的储备，一步一步
地延伸到外壳。这种很节约的“蚕食”所产生的能量仅能断断续续地支撑外层的重量。
这种痛苦挣扎的恒星不能再稳定自己，而是开始脉动。这种状态持续数千年。以前曾是
极为稳定的恒星现在不顾一切地背道而驰，它像孩子们的气球一样一胀一缩，每次都喷
出一团气体。最后，它的外层全都脱落，只剩下一个裸露的碳一氧核。
    被抛出的气体，也就是灰烬，形成一个行星状星云，那萎缩的残骸则注定成为一块
钻石，这就是白矮星。
    　
行星状星云
    行星状星云那洋洋大观的外流气体不仅将是太阳，也是所有质量在1到8倍太阳质量
（记为Mal之间即中等尺度恒星的产物（以后用Mgh示太阳质量2。id3克，这是常用的天
文质量单位）。更小的恒星却如此节俭，以至于自诞生以后几乎不怎么演化；而更大的
恒星则高速燃烧，最后以雄壮的爆发来结束自己的存在。
    第～个行星状星云是安东尼·达古尔（Antoine Darguier）于门对年在天琴座发现
的，他找到一个看似行星并“像木星一样大”的天体。类似的星很快又被陆续看到。威
廉·赫歇尔（William Herschel），音乐家和天王星的发现者，把这一类新的天体起名
为“行星状星云”，一半是因为它们是星云，一半是因为他认为能从中得到对行星形成
的解释。这后一半他是搞错了，但“行星状”这个词却作为一个将错就错的天文词汇沿
用下来。就是“星云”一词，虽然稍好一点，也只是反映了当时观测仪器的能力。那时
的天文学还处在～种仅凭表现形态收集天体标本的水平，即把那个人们难以觉察的世界
里的东西尽量罗列出来，这有点像植物学。查尔斯·梅西叶（Charles Messier）就是
这样一个大“植物学家”，他的主要兴趣是在香星上（路易十四称他为“参星雪貂”）。
    1781年他编制了一份有103个星云的表，那些星云看似童星，但不在天空中运动。
有了这个表，香星“猎手”们就不再会把自己的目标与这些模糊的、不动的神秘斑块相
混淆。
    梅西叶表在今天仍对业余天文学家很有帮助。它实际上包含了许多不同类型的天体，
有行星状星云（夫琴座的那一个在表中被列为第57号），有由亿万恒星组成的遥远星系，
也有属于我们银河系的星际云和星团。
    　
画家的调色板
    为什么行星状星云，这种从正在死亡的小型恒星中喷出的气体的遗迹，会成为最引
人注意的星体之一呢？这是因为星云的气体能拦截来自中心星炽热表面的辐射。中心星
表面温度有2万开氏度，其主要辐射就不是可见光，而是紫外线。这种辐射携带的能量
比可见光大（见表1），因而能够激发星云中的原子。在这些光子的连续轰击下，电子
跳跃到更高的轨道，然后再落回原来的轨道，并发出一种特征颜色的辐射，这种现象称
为气体发荧光。气体中的每种原子（氢、碳、氧）都吸收紫外辐射并再发出其他波长的
辐射，其颜色就成为该种元素的标志。
    星云的内区最靠近中心星，因而最大程度地暴露在紫外辐射下，氧和氮被激发并辐
射它们的特征颜色——绿色。在星云外区，紫外辐射由于被吸收而减弱，因而只能使氢
激发，并发射出红光。
    行星状星云演化得很快，其最大直径从不超过1光年。它的气体以10到30公里／秒
的速度膨胀，越来越稀薄，在不到10万年的时间内完全消失在星际空间。这在天文尺度
上是段很短的时间，由此可以估计出银河系中总共存在2万至5万个行星状星云，每年形
成一到二个。其中只有大约1000个能看得到，其余的都被银河系盘的尘埃所遮掩。
    　
白矮星之园
    奇怪的天体，固执地显示一种与其光度不符的光谱，最终能告诉我们的会比那些按
常规辐射的天体要多。
    　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　——阿瑟·爱T顿（1922）

    行星状星云的灰烬之所以使天文学家感兴趣，是因为它们把碳、氮和氧散布在星际
媒质中，然而，无论是在观测还是在理论的意义上，那颗残存的中心星的命运则更为诱
人。
    在恒星大膨胀成为红巨星，热核反应速率也不可逆转地衰减之后，恒星吹出气体并
收缩到地球那样大小，即几千公里直径。物质的浓缩使得星体表面温度大为升高，以至
真正成为白热。小尺度和高表面温度这两个特征使这种星得名为白矮星。
    白矮星首次在天文学里出现是在1834年，那时弗里德里希·贝塞尔（Friedrich
Bessel）正在对天空中最亮的恒星——天狼星本动进行仔细研究。这颗星除了绕银河系
中心缓慢运动外，还有一个微小的周期性扰动。这表明它属于一个双星系统，那个伴星
的质量与太阳相似。这样质量的恒星在这个距离上应该是看得见的，但却看不到。这颗
神秘的星被叫作天狼B星，30年后才被阿尔文·克拉克（Alvan Clarke）找着。它的光
度比天狼星弱1万倍，就像是耀眼阳光下的烛焰。
    天狼星的光度这样弱，其表面温度似乎就应该很低。1917年瓦尔特·亚当斯
（Walter Adams）拍摄了它的光谱，发现它很白（表明温度在开氏8000度以上），而不
是原来预期的红色（约1300开氏度）。怎么才能把低光度和高温度相调和呢？决定恒星
光度的因素不仅是温度，还有尺度，于是最可能的解释就是天狼B星的半径极小，跟地
球差不多。
    这里出现了科学研究中的典型情况（这使得研究更有刺激性）：一个问题刚解决，
另一些原来没想到的问题就出现了。对天狼B星来说，光度问题可以由要求其尺度与行
星相当来解决。但是，一个尺度像行星那么小而质量像太阳那么大的恒星，其平均密度
必然达到800于克／立方厘米，比地球上已知密度最高的金属（例如金或钻）还要高4万
倍。这样的密度相当于把埃菲尔铁塔压缩到30立方厘米的体积内。
    这些数字使对年代的物理学家大为惊讶，阿瑟·爱丁顿自己都说是“荒唐”，然而
这是事实，而理论必须与观测证据相符。而且天狼B星也不是第一个不守常规的星，波
江座40的伴星已经显示其表面温度不遵守与光度的通常关系。在后来的几年中，白矮星
的名单迅速增长，紧迫地需要回答的问题是：白矮星是由什么组成的？
    　
简并物质
    直到20世纪初，物理学家还从来没有想象过能有比地球上可见到的物质更密集的物
质状态存在。水、岩石、木材和人体的密度全都在同一量级，即每立方厘米1克至见克。
只是由于星子力学理论的发展，科学家才得以理解为什么这些常见物质都具有这样的性
质。
    在原子中，带负电的电子被带正电的核以电引力所束缚，并不停地绕核旋转。正如
气体分子对容器壁的不断撞击造成压力一样，被核束缚的电子也能产生一种压力以防止
物质的收缩超过一定限度。这个限度是由沃尔夫冈·泡利（WolfgangPauli）于1925年
提出的不相容原理来决定的。
    形象地说，这条基本物理原理规定了基本“居室”的存在，每个“居室”最多只能
容纳两名居民。在“常见”物质中（即密度与水相似），大多数“居室”都是空着的。
正由于这个道理，我们说常见物质中有着大片真空：原子核集中了原子的绝大部分质量，
而电子运转的轨道是如此之远，假如核的大小如一粒弹子，则电子轨道亦即整个原子的
尺度就伸到两公里外。
    重要的是，在解释这种早已司空见惯的物质性质的同时，量子力学还预言了物质的
所谓简并态的可能存在，其特征就是所有基本“居室”都被粒子充满。
    并不是任何种类的物质都能成为简并态。基本粒子按其在高密度或低温度时集体行
为的不同可以分成两大类：一是费米子，得名于意大利物理学家恩里科·费米（Enrico
Fermi）二是玻色子，得名于印度物理学家萨迪恩德拉·玻色（SatyendraBose），他在
这个问题上与爱因斯坦合作。区分这两类粒子的重要特征是自旋。自旋是基本粒子的一
种与其角动量（粗略地讲就是半径与转动速度的乘积）相联系的内禀性质。鼻子力学所
揭示的一个重要之点是，自旋是量子化的，这就是说，它只能取一定的分离值，即一个
被称为“正则普朗克常数”的基本常数h的整数或半整数倍。在日常生活中，自旋的分
离值完全不可觉察，因为h是如此之小，宏观物体具有庞大的自旋。一只小孩玩的陀螺
的自旅大到矿哈。因此，只有在原子尺度上自旋的不连续性才变得显著，其他量子化的
物理量也是如此，例如能量。
    赛米于与玻色子的不同在于，前者具有半整数目旋。而后者具有整数目旋门h，lh，
Zh 等等）。原子的基本组分质子、中子和电子，都是自旋为＊h的费米子，光子是自旋
为lh的玻色子。泡利得出了一条基本原理：任何两个费米子都不可能具有同样的量子态
（这条规则不适用于玻色子）。这条非常重要的原理排除了很紧密地挤在一起的费米于
群的可能性，让我们更进一步看看这是为什么。
    在原子里，一个电子的量子态是由其能量（是电子轨道的函数）和自旋取向来确定
的。自旅只能取两个方向之一，要么“朝上”，要么“朝产，这取决于自旋是与轨道同
向还是反向。由泡刮不相容原理就可得出，一个能量已定的轨道至多只能被两个电子占
据，它们的自旋方向相反。任何第三个电子在这个轨道上的存在是被自然界禁止的。
    现在来考虑一个盒子里的电子气。一个电子的量子态由其能量、线动量（质量与速
度的乘积）和自旋来确定。按照量干力学，能量和动量也是量子化的物理量，只能取分
离的值。因此，如果电子气被压缩到越来越小的体积里，那么终将达到这样一个限度，
即所有的能量和动量级都被具有所有可能自旋取向的电子所占据。这时不相容原理起作
用，阻止电子气进一步变稠密。电子产生出一种巨大的内部“量子”压力，称为简并压，
以反抗任何再缩小体积的企图。简并压的特征是与温度无关，不像通常的气体压强那样
与气体温度成正比。
    　
白矮星揭秘
    我处在压力下，然而我能承受。
    　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　 ——位世界网球明星

    英国科学家拉尔夫·富勒（RalPh Fowler）第一个把量子力学应用于天体物理。他
在1925年提出，一个没有内部辐射压的恒星的引力收缩能够迫使所有电子占据所有可能
的鼻子态，因而白矮星的收缩能被电子的简并压阻止。
    紧随其后，威廉·安德森（William Anderson）证明，当密度超过每立方厘米1吨
时，电子的速度接近光速。这时的电子被称为相对论性的，其运动服从狭义相对论，而
不再是伽利略力学。由量子力学知道，对一个给定密度，相对论性粒子产生的压力比慢
粒子的要小。这正是白矮星不可能具有任意大质量的根本原因。
    这个导致理论天体物理革命性变化的重大发现是由印度天体物理学家苏伯拉赫曼彦
·钱德拉塞卡（SubrahmanyanChandrasekhar）作出的。在1931年的一篇著名论文中，
他证明白矮星有一个最大允许的质量，并计算出来是1．4Mde这个结果引起了一场激烈
的争论。爱丁顿斥之为荒谬，因为它意味着那些质量远大于太阳的恒星的命运变得秘不
可知（钱德拉塞卡也有许多关于那些超常恒星内部结构的重要论文。他后来还同样成功
地解决了许多别的天体物理问题，并获得了1983年的诺贝尔奖），然而钱德拉塞卡是正
确的。按照当今的计算，诞生时质量高到SM的恒星仍能形成质量为1．4M。的白矮星，
因为那些星在其～生中以星风的形式丢失掉如此多的物质，以至于其质量减小到钱德拉
塞卡限度以下。质量更大的恒星的命运将在后面介绍预言中子星和黑洞存在的理论时予
以阐述。
    　
热的与冷的
    白矮星，中等质量恒星演化的终点，在银河系中到处都能见到。估计它们目前占恒
星总数的10％（即约100亿颗），而这个百分比只会随时间增大。
    这一百亿颗白矮星中，只有几千颗已被记录在第。它们的光度非常低，只有那些最
靠近我们的才能被探测到。寻找孤立自矮星的方法之一是研究自行很大，因而是距离较
近的恒星，摄取它们的光谱以确定其颜色，再由它们在光度一颜色图（见附录1）上的
位置就可以确凿地判定是白矮星或走低质量恒星。
    让我们再进一步看看白矮星。它的质量越大（直到1．4Mk）的上限，半径就越小，
因为引力有利于简并物质的收缩和压紧。在白矮星内，原子结构被破坏了，电子脱离了
原子核的束缚，自由地在“简并海”中运动。尽管电子已极其密集，仍然有很多空间，
原子核仍相互离得很远，与其本身大小相比，核的行为仍像空气中的分子。
    白矮星的物理结构主要决定于电子海的情况，而热结构则决定于原子核的运动。由
于简并电子是热的优良导体，整个白矮星内部就像一块炽热的金属。新形成的白矮星内
部温度达到开氏1亿度，老的白矮星则降到几百万度。虽然温度如此之高，热能仍远小
于电子的静质量能量。这表明温度对保持白矮星平衡的作用是微不足道的。事实上，尽
管白矮星的温度比太阳还高，仍可正确地把它作为绝对零度来处理。
    处在寒冷的星际空间，白矮星内部是由一个厚度为几公里的薄层来保护的，这个薄
层是很不透明的、高度绝缘的，由温度低于10万度的非简并物质组成。这个温度虽比太
阳表面高10倍，但由于发射面积很小，总光度也就很低，白矮星就成了很难在远距离上
探测到的阴暗幽灵。
    　
结晶成黑矮星
    由于没有热核反应来提供新能量，白矮星在发出辐射的同时，也以同样速率冷却。
但是，白矮星本性节俭，它在形成后要经过数十亿年的冷却时间。起初，非简并的原子
核像普通气体中的分子一样自由运动，它们的动能决定着温度。由于辐射，动能逐渐丢
失，这样，一个关键时刻终将到来，那就是核的剩余动能已小于其静电能，核就会被囚
禁在一个刚性结构里。运动逐渐慢下来，核组成为一种晶格，而简并电子继续在晶格中
自由运动。年老的白矮星最终停止了辐射，变成一个比钻石还要硬的巨大晶体，这就是
黑矮星。
    白矮星的变暗过程是如此之慢，自70亿年前宇宙划生和第～批恒星出现以来，恐怕
还没有一个黑矮星形成，这里需要极大的耐心。太阳现正处在其主序阶段的中点，还要
经过50亿年才到行星状星云那样的“高龄”，它将再短暂地活跃10万年，然后成为一颗
白矮星并在100亿年中缓慢地死去，最后作为一颗黑矮星而永存。
    　
再度辉煌
    像太阳这样的单个恒星是少数，银河系里的恒星多数都以双星方式存在。还有的是
三颗、四颗或五颗由引力紧密地联系着。白矮星天狼B星有一个伙伴，但相隔太远，彼
此没有什么影响。作为一个孤独的白矮星，天狼B星很可能注定要无可挽回地冷下去。
但是，如果两颗星靠得足够近，白矮星的长期演化就会被改变。
    导致改变的主要原因是两颗星之间的物质转移。白矮星的那个伴星，如果是很靠近，
或者是在大膨胀状态（红巨星），其表层物质就会被白矮星的引力吸过去。一般说来，
由于双星轨道运动的离心力，吸过来的物质不会直接落到白矮星表面，而是环绕白矮星
形成一个大致扁平的结构，叫做吸积盘（图19）。从伴星继续到达的气体流对盘的撞击
会导致很强的局部加热，形成热斑。热斑可以像恒星那样亮，从而成为白矮星存在的间
接证据。在别的情况，尤其是如果白矮星是高度磁化的，盘不能形成，而气体沿着磁力
线偏转并落向白矮星的两个磁极。气体到达白矮星表面时的撞击会产生快速变化着的光
学、紫外甚至X射线辐射，白矮星就会闪烁不定地变亮，因而可以被看见，这样的双星
系统被称为激变变星。
    这样一种相对稳定的安排会被一个强烈而又突然的活动期所打断，其结果就表现为
一颗新星。这个名称本来是指一类光度突然变大接着又缓慢暗淡下去的星。实际上，新
星包含各种不同的类型，涉及很大范围的现象，但都与一个双星系统中的致密星有关。
    新星的机制几乎可以肯定是一种表面热核爆发。气体连续不断地落到白矮星表面，
并被引力场所压缩和加热。当物质积累到一定程度时，作为其主要成分的氢突然聚变，
白矮星外层爆发。在几个星期的时间内，白矮星光辉夺目，以至于那些远在银河系边缘
上的白矮星也能被观测到。
    有些新星是再发的，就是在相隔几个月后重复爆发。其余的新星则只爆发一次，并
释放出大得多的能量。迄今观察到的最明亮新星之一是天鹅座1975新星，它以太阳100
万倍的光度照耀了三天。爆发强度与再发周期之间的这种关系证实了双星中物质转移的
模型，因为释放的能量是对已积累在白矮星表面的物质总量的量度。
    一颗“正常”星和一颗“致密”星之间物质转移的机制在许多高能天文现象中起着
关键作用。第四篇里将更详细地叙述这～点，因为密近双星系统有时能提供黑洞存在的
强有力证据，否则这些黑洞是完全不可见的。

pankanglong

我要钻石 哈哈