22.5: 更多质量恒星的演变

学习目标

在本节结束时，您将能够：

• 解释巨型恒星的进化速度如何以及为何比我们的太阳这样的低质量恒星快得多
• 讨论恒星中比碳重的元素的起源

如果我们到目前为止所描述的是恒星和元素演变的全部故事，那么我们手上就会遇到一个大问题。 我们将在后面的章节中看到，在宇宙最初几分钟的最佳模型中，一切都始于两个最简单的元素——氢气和氦气（再加上一点锂）。 模型的所有预测都表明，宇宙之初没有产生更重的元素。 然而，当我们在地球上环顾四周时，除了氢气和氦气之外，我们还看到了许多其他元素。 这些元素一定是在宇宙的某个地方制成（融合）的，唯一足够热的地方是恒星内部。 二十世纪天文学的基本发现之一是，恒星是构成我们世界和生活特征的大部分化学丰富性的来源。

我们已经看到，碳和一些氧气是在质量较低的恒星内部产生的，这些恒星变成了红色巨星。 但是，我们熟悉和喜爱的较重元素（例如地球内部的硅和铁，以及我们珠宝中的金银）从何而来？ 到目前为止，我们一直在讨论的那种恒星在它们的中心永远不会变得足够热，无法形成这些元素。 事实证明，这种较重的元素只能在更大质量的恒星生命的后期形成。

在巨星中创造新元素

巨型恒星的进化方式与太阳大致相同（但总是更快），直到形成碳氧核心。 一个不同之处在于，对于质量超过太阳两倍的恒星来说，氦气开始聚变的速度要慢一些，而不是突然闪烁。 此外，当更大的恒星变成红色巨星时，它们会变得如此明亮和大，以至于我们称之为超级巨星。 这样的恒星可以膨胀，直到它们的外部区域变得像木星的轨道一样大，这正是哈勃太空望远镜为Betelgeuse恒星显示的内容（见第22.1节\(22.1.3\)中的图）。 它们还非常有效地损失质量，随着年龄的增长会产生剧烈的风和爆发。 该图\(\PageIndex{1}\)显示了巨大恒星 Eta Carinae 的精彩图像，大量喷出的物质清晰可见。

图\(\PageIndex{1}\) Eta Carinae。 炙手可热的超级巨星埃塔·卡里纳（Eta Carinae）的质量至少是太阳的100倍，是已知质量最大的恒星之一。 这张哈勃太空望远镜图像记录了它在进化过程中喷出的两个巨大的裂片和赤道物质盘。 粉红色的外部区域是1843年爆发中喷出的物质，这是已知所有恒星都能幸存下来的质量损失事件中最大的一次。 这种物质以大约 1000 km/s 的速度远离恒星，富含氮气和恒星内部形成的其他元素。 内部的蓝白色区域是以较低的速度喷射的物质，因此仍然更靠近恒星。 它看起来像蓝白色，因为它含有灰尘并反射了Eta Carinae的光线，Eta Carinae的亮度是我们太阳的400万倍。

但是，巨型恒星与我们概述的故事不同的关键之处在于，它们可以在中心和中心区域周围的炮弹中开始其他类型的聚变。 质量大于大约 8 个太阳质量的恒星的外层的重量足以压缩碳氧核心，直到它变得足够热以点燃碳核的聚变。 碳可以融合成更多的氧气，在更高的温度下，氧气，然后是霓虹灯、镁，最后是硅，可以生成更重的元素。 但是，铁是这个过程的终点。 铁原子的聚变产生的产物比正在融合的原子核还要大，因此该过程需要能量，而不是释放能量，到目前为止，所有聚变反应都释放了能量。 这种所需的能量是以牺牲恒星本身为代价的，而恒星现在正处于死亡边缘（图\(\PageIndex{2}\)）。 接下来发生的事情将在《星之死》一章中描述。

描\(\PageIndex{2}\)绘一颗巨星在耗尽核燃料之前的内部结构。 高质量的恒星可以融合比碳重的元素。 当一颗巨大的恒星的演变接近尾声时，它的内部就像洋葱。 氢聚变发生在外壳中，越来越重的元素正在靠近中心的高温层中发生聚变。 所有这些聚变反应都会产生能量并使恒星能够继续发光。 铁是不同的。 铁的聚变需要能量，而当铁最终在核心中产生时，恒星只有几分钟的生存时间。

物理学家现在已经找到了核途径，通过这种核合成（制造新的原子核），几乎所有原子量直至铁的化学元素都可以在更大质量的红巨星的中心积聚。 这仍然存在一个问题，那就是比铁重的元素来自哪里。 我们将在下一章中看到，当巨星最终耗尽核燃料时，它们通常会死于壮观的爆炸——超新星。 在这种爆炸的惊人暴力中，可以合成较重的元素。

我们不仅可以用这种方式解释构成我们世界和其他世界的元素来自哪里，而且我们关于恒星内部核合成的理论甚至能够预测这些元素在自然界中存在的相对丰度。 恒星在各种核反应中积聚元素的方式确实可以解释为什么有些元素（氧、碳和铁）很常见，而另一些元素（金、银和铀）则非常稀有。

球状星团和开放星团中的元素不一样

随着时间的推移，这些元素是在恒星中产生的，这一事实解释了球状星团和开放星团之间的重要区别。 氢气和氦气是太阳邻域恒星中最丰富的元素，也是两种星团中恒星中最丰富的成分。 但是，比氦气重的元素的丰度却大不相同。

在太阳及其大多数邻近恒星中，比氢气和氦气重的元素的总丰度（按质量计）为恒星质量的1-4％。 光谱显示，大多数开放星团恒星也有1-4％的物质以重元素的形式存在。 但是，球状星团则是另一回事。 人们发现，典型的球状星团中恒星的重元素丰度仅为太阳的1/10至1/100。 已经发现了几颗不在星团中的非常古老的恒星，它们的重元素丰度甚至更低。

化学成分的差异是恒星团形成的直接结果。 第一代恒星最初只含有氢气和氦气。 我们已经看到，这些恒星为了产生能量，在其内部产生了更重的元素。 在他们生命的最后阶段，他们将现在富含重元素的物质喷射到恒星之间的原材料库中。 然后，这种物质被纳入了新一代的恒星中。

这意味着，随着我们进一步回顾过去，重元素的相对丰度必须越来越少。 我们看到球状星团比开放星团要古老得多。 由于球状星团恒星的形成时间比开放星团中的恒星早得多（也就是说，它们是较早的一代恒星），因此它们只有相对较少的比氢气和氦气重的元素。

随着时间的流逝，制造新恒星和行星的 “原材料” 中较重元素的比例会增加。 这意味着在银河系中形成的第一代恒星不会伴随着像地球这样充满硅、铁和许多其他重元素的行星。 只有在几代恒星有机会制造和回收其较重的元素之后，地球（以及生活在地上的天文学学生）才有可能。

现在正在寻找真正的第一代恒星，它们仅由氢气和氦气组成。 理论预测，这样的恒星应该非常大，活得快，死得很快。 他们早就应该活着和死了。 寻找它们的地方是在非常遥远的星系中，这些星系是在宇宙只有几亿年的历史时形成的，但其光现在才到达地球。

临近死亡

与恒星的主序列寿命相比，代表恒星演化最后阶段的事件很快就会过去（尤其是对于巨星而言）。 随着恒星亮度的增加，其核燃料消耗率迅速上升——就在恒星生命中燃料供应开始减少的那一刻。

在恒星核心中的主要燃料——氢气——耗尽之后，我们看到恒星还有其他核能来源，首先是氦气，然后是其他更复杂的元素的聚变。 但是这些反应的能量产量远低于氢气聚变为氦气的能量产量。 为了触发这些反应，中心温度必须高于氢气聚变为氦气所需的温度，从而导致更快的燃料消耗。 显然，这是一场失败的比赛，明星很快就走到了尽头。 但是，正如我们将在《星际之死》中看到的那样，当它这样做时，一些非凡的事情可能会发生。

关键概念和摘要

在质量高于大约 8 个太阳质量的恒星中，涉及碳、氧和更重元素的核反应可以积聚像铁一样重的原核。 新化学元素的产生称为核合成。 进化的后期阶段发生得非常快。 最终，所有星星都必须耗尽所有可用的能量供应。 在死亡过程中，大多数恒星会将一些富含重元素的物质喷射到星际空间中，在那里它可以用来形成新的恒星。 因此，接下来的每一代恒星都含有比氢气和氦气重更大比例的元素。 这种渐进的富集解释了为什么开放星团（最近形成）中的恒星比古代球状星团中的恒星含有更多的重元素，它告诉我们地球和人体中的大多数原子来自哪里。

词汇表

核合成

通过核聚变从较轻的元素中积聚重元素