22.1：从主序列演变为 Red Giants
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学习目标
在本节结束时，您将能够：
- 解释零时代主序列
- 描述不同质量的主序列恒星在耗尽氢气供应时会发生什么
获取一组恒星 “快照” 的最佳方法之一是在 H—R 图上绘制它们的属性。 我们已经使用了 H—R 图来跟踪原恒星在它们到达主序列之前的演变情况。 现在我们来看看接下来会发生什么。
一旦恒星进入生命的主序列阶段，它的能量几乎完全来自通过其核心的核聚变过程将氢气转化为氦气（见《太阳：核强国》）。 由于氢气是恒星中最丰富的元素，因此这个过程可以长时间维持恒星的平衡。 因此，所有恒星在生命的大部分时间里都保持在主序列上。 一些天文学家喜欢将主序列阶段称为恒星的 “青春期延长” 或 “成年”（继续将我们与人类生命中的各个阶段进行类比）。
H—R 图中主序列波段的左边缘称为零年龄主序列（参见第 18.4 节\(18.4.1\)中的图）。 我们使用零年龄一词来标记恒星停止收缩、沉淀在主序列上并开始在其核心中融合氢气的时间。 零年龄主序列是 H—R 图中的一条连续线，它显示了质量不同但化学成分相似的恒星开始融合氢气时在哪里可以找到它们。
由于聚变反应中使用的氢气中只有0.7％被转化为能量，因此在这段漫长的时期内，聚变不会明显改变恒星的总质量。 但是，它确实改变了发生核反应的中心区域的化学成分：氢气逐渐耗尽，氦气积聚。 成分的这种变化改变了恒星的亮度、温度、大小和内部结构。 当恒星的亮度和温度开始变化时，H—R 图上代表恒星的点会偏离零年龄主序列。
计算表明，随着氦气积聚在恒星中心，内部区域的温度和密度会缓慢增加。 随着温度升高，每个质子平均会获得更多的运动能量；这意味着它更有可能与其他质子相互作用，因此，聚变速率也会提高。 对于《太阳：核强国》中描述的质子-质子循环，聚变速率随着温度升至第四次功率而大致上升。
如果聚变速度上升，产生能量的速度也会增加，恒星的亮度也会逐渐上升。 但是，最初，这些变化很小，恒星在其生命周期的大部分时间里都保持在H—R图上的主序列波段内。
示例\(\PageIndex{1}\)：恒星温度和聚变速率
如果一颗恒星的温度翻一番，它的聚变速度会增加什么因素？
解决方案
由于聚变速率（如温度）上升到第四次功率，它将增加2 4 倍或16倍。
练习\(\PageIndex{1}\)
如果一颗恒星的聚变速率提高了256倍，温度会升高多少？
- 回答
-
温度将升高系数 256 0.25（即 256 的第 4 个根），或 4 倍。
主序列的生命周期
一颗恒星在主序列波段中还剩多少年取决于它的质量。 你可能会认为，一颗质量更大、燃料更充足的恒星会持续更长的时间，但这并不是那么简单。 恒星在特定进化阶段的寿命取决于它有多少核燃料以及它消耗燃料的速度。 （同样，人们能持续花多长时间不仅取决于他们有多少钱，还取决于他们花钱的速度。 这就是为什么许多疯狂消费的彩票中奖者很快又变穷了。） 就恒星而言，体积更大的恒星比低质量的恒星消耗燃料的速度快得多。
巨型恒星之所以如此浪费，是因为正如我们在上面看到的那样，聚变速率在很大程度上取决于恒星的核心温度。 那么，什么决定了恒星的中心区域变得多热？ 它是恒星的质量 ——上覆层的重量决定了核心中的压力必须有多高：质量越高需要更高的压力才能平衡它。 反过来，更高的温度会产生更高的压力。 中部地区的温度越高，恒星穿过中央氢气仓库的速度就越快。 尽管巨型恒星有更多的燃料，但它们燃烧得如此惊人，以至于它们的寿命比低质量恒星的寿命短得多。 你现在也可以理解为什么最大的主序列恒星也是最发光的。 就像发行第一张白金专辑的新摇滚明星一样，他们以惊人的速度消耗资源。
表中列出了不同质量恒星的主序列寿命\(\PageIndex{1}\)。 下表显示，质量最大的恒星在主序列上只停留了几百万年。 一颗太阳质量为1的恒星在那里停留了大约100亿年，而一颗太阳质量约为0.4的恒星的主序列寿命约为2000亿年，比宇宙目前的年龄还要长。 （但是请记住，每颗恒星的整个生命周期的大部分时间都花在主序列上。 恒星平均将生命的90％用于将氢气和平地融合到氦气中。）
| 光谱类型 | 表面温度 (K) | 质量（太阳质量 = 1） | 主序列的寿命（年） |
|---|---|---|---|
| O5 | 54,000 | 40 | 1 百万 |
| B0 | 29,200 | 16 | 一千万 |
| A0 | 9600 | 3.3 | 5 亿 |
| F0 | 7350 | 1.7 | 27 亿 |
| G0 | 6050 | 1.1 | 90 亿 |
| K0 | 5240 | 0.8 | 14 亿 |
| M0 | 3750 | 0.4 | 两千亿 |
这些结果不仅具有学术意义。 人类是在围绕一颗G型恒星的行星上发育的。 这意味着太阳稳定的主序列寿命如此之长，以至于它为地球上的生命提供了充足的进化时间。 在围绕其他恒星的行星上寻找像我们一样的智能生命时，搜寻 O 型或 B 型恒星会浪费大量时间。 这些恒星在如此短的时间内保持稳定，以至于发育出复杂到足以参加天文学课程的生物的可能性很小。
从主序列之星到红巨人
最终，恒星核心中的所有氢气都被用光了，那里的热度足以进行聚变反应。 然后，核心只含有氦气，无论恒星一开始必须使用哪一小部分较重的元素，氦气 “污染”。 核心中的氦气可以看作是主序列阶段氢气 “燃烧” 时积聚的 “灰分”。
恒星核心中的氢聚变无法再产生能量，因为氢气已全部消失，而且，正如我们将看到的那样，氦的聚变需要更高的温度。 由于中心温度还不足以融合氦气，因此没有核能源向恒星的中心区域提供热量。 长期的稳定现在结束了，重力再次接管，核心开始收缩。 再一次，恒星的能量部分由引力能提供，正如开尔文和亥姆霍兹所描述的那样（参见《阳光来源：热能和引力》）。 随着恒星核心的收缩，向内坠落的物质的能量被转化为热量。
以这种方式产生的热量，像所有热量一样，向外流向稍微凉一点的地方。 在这个过程中，热量会提高一层氢气的温度，这层氢气在整个主序列中都停留了很长时间。 就像在百老汇热门节目的翅膀上等待成名和荣耀的机会一样，这种氢气几乎（但不是很热）足够热，可以进行聚变并参与维持恒星的主要动作。 现在，缩小的核心所产生的额外热量使这种氢气 “超过了极限”，而核心外的氢核壳变得足够热，可以开始氢聚变。
现在，这种氢气聚变产生的新能量从这个壳向外倾斜，并开始加热更远的恒星层，导致它们膨胀。 同时，氦核继续收缩，在其周围产生更多的热量。 这会导致核心外的新鲜氢气壳中发生更多的聚变（图\(\PageIndex{1}\)）。 额外的聚变会产生更多的能量，这些能量也会流入恒星的上层。
实际上，大多数恒星在氦核周围的壳中融合氢气时每秒产生的能量要比氢聚变局限于恒星中心部分时产生的能量还要多；因此，它们的亮度会增加。 随着所有新能量向外涌入，恒星的外层开始膨胀，恒星最终会生长和成长，直到达到巨大的比例（\(\PageIndex{2}\)）。
当你从一锅开水中取下盖子时，蒸汽会膨胀并冷却。 同样，恒星外层的膨胀会导致地表温度降低。 当它冷却时，星星的整体颜色会变红。 （我们在《辐射与光谱》中看到，红色对应于较低的温度。）
因此，恒星同时变得更明亮，更凉爽。 因此，在 H—R 图上，恒星会离开主序列波段，向上（更亮）和向右（较低的表面温度）移动。 随着时间的推移，巨大的恒星变成了红色的超级巨星，而像太阳这样的低质量恒星变成了红色巨星。 （我们在《星星：天体普查》中首先讨论了这样的巨星；在这里我们可以看到这种 “肿胀” 的恒星是如何起源的。） 你也可以说这些恒星有 “分裂的个性”：它们的核心在收缩，而它们的外层在膨胀。 （请注意，红色巨星实际上看起来不是深红色；它们的颜色更像橙色或橙红色。）
这些红色巨星和超级巨星与主序列恒星到底有何不同？ 表格\(\PageIndex{2}\)将太阳与红色超级巨星 Betelgeuse 进行了比较，后者在猎户座腰带上方可见，是标记猎人腋窝的鲜红色星星。 相对于太阳，这个超级巨人的半径要大得多，平均密度要低得多，表面更凉爽，核心要热得多。
| 财产 | 太阳 | Betelgeuse |
|---|---|---|
| 质量 (2 × 10 33 g) | 1 | 16 |
| 半径 (km) | 700,000 | 500,000,000 |
| 表面温度 (K) | 5,800 | 3,600 |
| 核心温度 (K) | 15,000,000 | 160,000,000 |
| 亮度 (4 × 10 26 W) | 1 | 46,000 |
| 平均密度 (g/cm 3) | 1.4 | 1.3× 10 —7 |
| 年龄（百万年） | 4,500 | 10 |
红色巨人可能会变得如此之大，以至于如果我们用其中一个代替太阳，它的外层大气层将延伸到火星轨道甚至更远的轨道（图\(\PageIndex{3}\)）。 这是恒星生命的下一个阶段，它从漫长的 “青春” 和 “成年” 过渡到 “老年”（继续我们与人类生命的类比）。 （毕竟，当今许多人也会看到他们的外层随着年龄的增长而有所扩大。） 通过考虑太阳和 Betelgeuse 的相对年龄，我们还可以看出 “较大的恒星死得更快” 的想法在这里确实是正确的。 Betelgeuse只有1000万年的历史，与太阳的45亿年相比还比较年轻，但作为一个红色超级巨人，它已经接近死亡阵痛。
进化到巨型舞台的模型
正如我们前面讨论的那样，天文学家可以构建具有不同质量和成分的恒星的计算机模型，以了解恒星在其整个生命周期中的变化情况。 \(\PageIndex{4}\)，基于伊利诺伊大学天文学家伊科·伊本的理论计算，显示了一张H—R图，其中包含从主序列到巨型阶段的多条演变轨迹。 显示了质量不同（质量为太阳质量的0.5至15倍）且化学成分与太阳相似的恒星的轨迹。 红线是初始或零年龄主序列。 轨道上的数字表示每颗恒星在离开主序列后达到这些进化点所需的时间（以年为单位）。 再一次，你可以看到，恒星越大，它经历生命中每个阶段的速度就越快。
请注意，此图中质量最大的恒星的质量与 Betelgeuse 的质量相似，因此其进化轨迹大致显示了 Betelgeuse 的历史。 一颗太阳质量为1的恒星的轨迹表明，太阳仍处于主序列演化阶段，因为它只有大约45亿年的历史。 太阳需要数十亿年才能开始自己的 “攀登” 远离主序列——外层的膨胀将使它成为红色巨人。
关键概念和摘要
当恒星第一次开始将氢气融合到氦气时，它们位于零年龄主序列上。 恒星在主序列阶段所花费的时间取决于其质量。 质量越高的恒星比质量较低的恒星更快地完成每个进化阶段。 氢气聚变形成氦气会改变恒星的内部组成，这反过来又会导致其温度、亮度和半径的变化。 最终，随着恒星年龄的增长，它们会从主序列演变为红色巨人或超级巨星。 红色巨人的核心正在收缩，但由于核心外壳中的氢聚变，外层正在膨胀。 随着恒星的膨胀和冷却，它会变得更大、更红、更明亮。
词汇表
- 零年龄主序列
- 这条线表示 H—R 图上恒星系统的主序列，这些恒星系统已经完成了从星际物质的收缩，现在所有能量都来自核反应，但其化学成分尚未因核反应而发生实质性变化