科学|太阳，熄灭或是永恒燃烧？( 二 ) 科学

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赫罗图（Hertzsprung–Russell diagram）是以恒星的绝对星等或光度相对于光谱类型或有效温度绘制的散布图。更简单地说，它将每颗恒星绘制在一张图表上，可以测量它的温度（颜色）和光度，而它与每颗恒星的位置无关。图源：维基百科
初始质量不同的恒星，在赫罗图上演化的轨迹也不同。轨迹从恒星演化到主序带开始，并结束在融合停止，并且是在红巨星分支。太阳的演化以黄色轨迹显示，它在离开主序阶段之后，先沿着红巨星分支膨胀，经历次巨星、巨星，在氦闪之后进入水平分支（图中未呈现），再沿着渐近巨星分支继续膨胀成为红巨星，这将是太阳经历核聚变的最后阶段。
一颗新恒星将位于赫罗图主序带上的特定点，主序星的光谱类型取决于恒星的质量。小的、相对较冷、低质量的红矮星，将氢缓慢地融合成氦，并将在主序带上停留数千亿年或更长的时间，而大质量、炙热的O型恒星在主序带上停留的时间只有短短的几百万年。中等质量的黄矮星，例如太阳，在主序带上停留的时间大约是100亿年。太阳被认为正处于其主序列生命期的中间。

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主序星内部的结构。对流层以回转的箭头符号表示，辐射层以红色的闪电符号表示。左边是低质量的红矮星，中间是中等质量的黄矮星，右边是大质量的蓝色主序星。图源：维基百科
2.2恒星的成熟
2.2.1低质量恒星
迄今尚未直接观察到低质量恒星在核聚变停止后发生的情形，因为宇宙的年龄只有138亿年左右，比低质量恒星停止核聚变之前所要经历的时间还要短。
目前的天文物理学模型显示，0.1个太阳质量的红矮星在主序带上停留的时间大约是6万亿到12万亿年，而且温度和亮度都会逐渐增加，并需要数千亿年的时间才会坍缩，慢慢地变成一颗白矮星。这样的恒星因为整颗都是对流区，也不会演化出简并态的氦核予燃烧的氢壳层，所以它不会演化成为红巨星。取而代之的是氢融合会持续进行，直到整颗恒星几乎都是氦。
2.2.2中等质量恒星
质量大约在0.8–10个太阳质量的恒星会成为红巨星，它们是非主序带的恒星，光谱类型是K或M 。由于它们的红色和高亮度，红巨星位于赫罗图的右侧边缘。例子包括金牛座的毕宿五和牧夫座的大角星。

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0.8~8个太阳质量的典型恒星演化图源：维基百科
中等质量恒星演化成的红巨星会经历两个不同阶段的后主序星演变：惰性氦的核和氢燃烧壳的红巨星分支星，和在氢燃烧壳内有氦燃烧壳和惰性碳组成核心的渐近巨星分支星。在这两个阶段之间，恒星会花一段时间在氦燃烧核心的水平分支上。许多这些氦燃烧的恒星聚集在水平分支的低温端，成为红群聚的巨星。
2.2.3大质量恒星
大质量恒星在氢壳燃烧开始时，核心的质量就已经够大，在电子简并压力能够取得优势之前，就已经足以点燃氦融合。因此，当这些恒星膨胀和冷却时，它们不会像质量较低的恒星那样明亮。
在核心塌陷之前，大质量恒星的核心结构是有如洋葱般的层层排列（未依照比例）图源：维基百科
质量非常大的恒星（大约超过40个太阳质量），它们非常明亮，也有着强烈的恒星风，并由于辐射压力而迅速地失去质量，并倾向于在成为红超巨星之前就剥离自己的外层，因此从在主序星阶段开始，表面始终维持着极高的温度（蓝白色的颜色）。
当核心从壳层底部的氢融合获得物质时，会变得更热、更致密。在所有的大质量恒星中，电子简并压力不足已自行阻止塌陷，然而当每种元素在核心消耗掉后，新生成的更重元素会被点燃，暂时阻挡塌陷。如果核心的质量不是太大（考虑到之前已经发生大规模的质量损失，大约小于1.4个太阳质量），那么它可能会如同之前所描述的低质量恒星，形成一颗白矮星（可能被行星状星云包围）。不同的是白矮星主要由氧、氖、和镁等更重的元素组成。
2.2.4超新星
一旦恒星核合成过程产生铁-56，接续的过程就会消耗能量（向原子核添加碎片消耗的能量比释放出的能量还要多）。如果核心的质量超过钱德拉塞卡极限，电子简并压力将无法支撑其质量反抗重力的影响，核心就将经历突然的、灾难性的塌陷，形成中子星或黑洞（在核心的质量超过托尔曼-奥本海默-沃尔科夫极限的情况下）。通过一个尚未完全理解的过程，核心塌陷释放的一些引力势能转换成Ib型、Ic型、或II型超新星。

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蟹状星云是一颗恒星爆炸粉碎成为超新星之后的残骸，它的光在公元1054年抵达地球图源：维基百科
2.3恒星残骸
2.3.1白矮星和黑矮星