太阳真的会吞噬掉地球上的一切吗？

“太阳正在急速老化，持续膨胀，一百年后，太阳会膨胀到吞没整个地球，三百年后，太阳系将不复存在。为了让更多的人活下去，人类决定将整个地球推离太阳系，飞向4.2光年的新家园。”——《流浪地球》影片台词

40多亿年前，太阳诞生了，再过40~50亿年，它将要灭亡。恒星是怎么走完它的一生的？它们最终的归宿是什么呢？要想回答这些终极问题，我们先从恒星的能源机制讲起。

是什么让太阳如此耐烧？

恒星的主要组分为氢和氦。以太阳为例，它的总质量为1.9885×1030千克（约33.3万个地球），其中73.46%是氢，24.85%为氦，其余是碳、氮、氧等元素[2]，表面温度大约为6000摄氏度。它的辐射功率达3.828x1026瓦，相当于每秒辐射出三峡大坝10亿年的发电量[1]。按照这样的“花销”，太阳已经燃烧了46亿年，是什么能源机制使得太阳“坐吃而不山空”呢？

历史上有多种恒星能源机制的假说，比如“流星的撞击”“自引力收缩势能”等，最终都难以自圆其说。一直到1905年爱因斯坦提出狭义相对论并推导出著名的质能方程（即E=mc2）之后，经过爱丁顿（A. Eddington）、钱德拉塞卡（S. Chandrasekhar）以及贝蒂（H. Bethe）等科学家的不懈努力，于1938年才基本弄清楚，恒星的能源机制就是核聚变。

图1. 质子-质子链式反应（太阳内部最主要的核聚变模式）

根据粒子的数目统计，恒星有90%以上为氢元素，所以在恒星生命期内，大部分时间是在燃烧氢。

氢熔合为氦主要有两种反应模式:

（1）质子-质子链式反应（简称pp链）。该反应需要恒星的质量不超过2M⊙（M⊙为太阳质量），中心温度在700万到2000万摄氏度之间。反应需多步完成，中间产物可能是氘（氢的同位素）和氦-3（氦的同位素），也可能是锂和铍，或者铍和硼。这些中间产物产生后，又被消耗掉了，最终效果是四个氢核聚变成一个氦核（如图1所示）。由于中间过程的不同，中微子携带走的能量也不同，这就使得最后辐射的能量也有所差异；

（2）碳氮氧（CNO）循环。该反应需要恒星的质量大于2M⊙，温度高于2000万摄氏度。在这种反应过程中，参加核反应的碳、氮、氧在反应前后并没有改变，特别是氮、氧是中间产物，产生了又消失，但一定要有碳存在。

两种聚变反应的发现者之一贝蒂获得了1967年的诺贝尔物理奖。目前太阳中心区域正发生氢-氦核聚变，中心温度约为1500万度，在这样的温度下，有99%以上的能量是通过pp链产生，其余不足1%的能量由CNO循环产生。

恒星核反应的程度取决于它的质量，质量越大，自身引力的“紧箍咒”就越强，中心区域的温度就越高，越重元素的聚变就能发生。原子核的聚变反应主要包括：氢-氦、氦-碳-氧、碳-镁、氧-硅、硅-硫-氩-钙-铬-铁等。

恒星内部热核反应产生的能量是由反应过程中质量的损失换来的，比如，四个氢原子核聚变成一个氦原子核，会有0.7%的质量损失。**太阳每秒大约要损失掉400万吨的物质，才能维持它的正常燃烧。**看似太阳是一个奢侈的“败家子”，其实相对太阳这样的“亿万富翁”来讲，这样的“开销”只是九牛一毛。光子在太阳内部走的向“蜗牛一样”慢，中心区核聚变产生的能量需要1～17万年[2]才能传输到表面，所以太阳是十分“吝啬”的，我们此时此刻享受到的阳光浴，可能是太阳17万年前的“存款”。

图2. 小、中、大三种质量类型恒星的演化历程[4]

恒星的演化与最后结局

恒星的一生就是一部和引力抗衡的“奋斗史”，引力的强弱主要由恒星的质量（即“体重”）决定的，因此，恒星寿命的长短、死亡方式都取决于它生前的质量。总体来讲，越“胖”的恒星寿命越短，死亡的方式越壮烈。

不同质量的恒星的演化和最终结局如下（如图2所示）：

1. 小质量（M <2.3M⊙）恒星

小质量恒星一生中大规模的核聚变反应不超过两次。死亡的方式较为平稳，结局是白矮星加上一片硕大而稀薄的星云－－行星状星云。

太阳属于小质量恒星，已有近50亿年的历史，寿命约100亿年，意味着再过40-50亿年，随着核反应的进行，核心区的氢元素丰度逐渐减小，直至枯竭，全部转变成氦。氦核聚变要求更高的温度，由于温度不够，热核反应暂时停止，没有辐射，辐射压大大降低，导致引力大于向外的压力，太阳将会因抗衡不住引力而收缩。

收缩的结果导致中心温度大增，使氦能发生聚变反应（生成碳和氧），加热中心区的外围大气，使外层向外膨胀。太阳中心部分以外的区域由于温度的增高又开始氢核聚变反应，并且核反应迅速向外层转移，推动外层膨胀，使得太阳体积很快增大上千倍上。由于温度下降，颜色变红，太阳就变成又大又红的红巨星。变成红巨星的太阳将吞没地球轨道（如图3所示），所以在科幻电影中展现的是地球人必须要提前逃离太阳系。

图3. 40-50亿年后，太阳将变成一颗红巨星，吞噬地球上的一切（BBC Earth）

如果红巨星中的氢和氦全部消耗完毕，碳和氧原子核虽然也在引力驱使下强烈塌缩，但因总质量不足，引力束缚不够，中心区域的温度无法启动下一轮热核反应，进而塌缩成碳-氧白矮星。如果恒星的质量太小（0.1M⊙<M <0.5M⊙），恒星的寿命可达千亿年，远超宇宙的年龄，最终演化为氦白矮星，白矮星颜色发白，温度偏高，体积很小但密度很大（可达10吨/厘米3），发光能力较弱。外围物质扩散成体积庞大的行星状星云，密度稀薄到几乎透明无物，属于气体星云，中心大都有一颗高温白矮星，由中心星的紫外线激发发光，如图4所示。迅速向外扩散的趋势使其内部物质稀薄、边缘稠密，数万年之后外围物质散去，只剩下孤灯独影的白矮星。

因为没有能量供给，白矮星经过长时间冷却，光辉殆尽后将变成黑矮星[3]，然而科学家至今还没有发现黑矮星的存在[5]，这主要是因为白矮星冷却至黑矮星需要的时间超过了宇宙的年龄。

图4 行星状星云（左：指环星云；右：猫眼星云）--恒星死亡前的精彩亮相，死亡后漂亮的”寿衣”（NASA）

2．中等质量（2.3M⊙<M <8.5M⊙）恒星

中等质量恒星的寿命约在5千万至12亿年之间[6]，它的最终结局有两种可能：一种是十分剧烈的爆炸式死亡，这就是超新星爆发；另一种是类似小质量恒星较为平稳地演化成一颗白矮星。两种方式都会留下一片硕大且不断扩散的遗迹星云。

当中等质量恒星中心的热核反应把氦原子核全部变成碳、氧原子核之后，氦燃烧停止，压力顿失，碳、氧核心猛烈收缩，导致新一轮聚变爆发，生成氖、钠、镁、硅等元素，短时间内释放出巨大能量引发超爆，将所有物质全被炸飞，恒星彻底毁灭。

如果该过程没能引发超爆，那么恒星的结局与小质量恒星类似，外围氢聚变并把大部分外围物质抛出，核心部分快速形成碳-氧白矮星。质量小于6M⊙的恒星演化为白矮星的概率较大，而质量为8M⊙左右的恒星发生超爆的可能比较大。中等质量恒星的超爆属于I型超新星爆发，一般会使自己“粉身碎骨”。

宇宙中大多数恒星处于双星或多星系统中，如果其中一颗子星先演化成白矮星，那么它有可能像“吸血鬼”一样吸汲？伴星的物质（如图5所示），当达到白矮星质量上限（1.44M⊙）时，它会因为“吃得太撑”而发生剧烈坍塌式超爆，天文学中称这类超爆为Ia型超新星。

Ia型超新星在爆发时的质量为定值（即1.44M⊙），光度也为定值，因而它们被称为宇宙中的“标准烛光”。在星际消光已知或可忽略的情况下，它们的视亮度主要由距离决定。它们通常十分明亮，易于观测，故常被做为宇宙深处天体距离的指示器。1998年，天文学家索尔·珀尔马特、布莱恩·施密特与亚当·里斯通过观测遥远Ia超新星而发现了宇宙加速膨胀，他们由此共同荣获2006年邵逸夫天文学奖与2011年诺贝尔物理学奖。

图5. “吸血鬼”白矮星正吸汲伴星的物质（NASA）

3．大质量 (M >8.5M⊙ ) 恒星

大质量恒星内部可以沿着元素周期表持续进行核聚变反应，且从外向内不断“换挡提速”，越靠近核心区温度越高，核反应越深入、越强烈。氢-氦聚变反应之后元素的燃烧都非常迅速。大质量恒星的寿命只有几千万年或更短，临终之时，将发生更猛烈的超新星爆发。除遗迹星云外，残留的核心物资塌缩为一个新的天体：如果残留质量小于3M⊙，塌缩为中子星（完全由中子构成的致密天体，可达8亿吨/厘米3[7]****）；如果大于3M⊙（中子星的质量上限），塌缩为宇宙怪兽——黑洞。

比如一颗25M⊙的恒星，氢燃烧持续的时间大约为700万年，氦燃烧约为50万年，碳燃烧约为600年，而氧和硅的燃烧分别只有1个月和1天左右的时间。在所有化学元素中，铁原子核的结合能最大，所以核心区聚变到铁就不能再进行下去了。此时，恒星的体积膨胀到比土星轨道还大，内部形成“巨型洋葱头”结构（如图6所示）。表面温度较低，颜色发红，成为又红又大的红超巨星。

图6 超爆之前的超红巨星的内部结构——“巨型洋葱头”（From Chaisson & McMillan, Astronomy Today）

当核心区燃料全部转化为铁元素后，因为没有新一轮热核反应的支撑，辉煌一世的恒星迅速剧烈坍塌。中心区带负电的电子被压缩到铁原子核内，中和核内带正电的质子，使中心区变成完成由中子构成的铁核。外围向中心塌缩的物质与坚硬无比的铁核碰撞、反弹，再与向内塌缩的外层物质相遇，形成强大的激波，释放出巨大的能量会将恒星的大部分物质炸的粉碎，成为壮烈的II型超新星。超爆后的外围物质向外膨胀扩张，形成气体和尘埃遗迹星云（如图7所示），核心物质坍塌为宇宙中最为致密的天体——中子星或者黑洞。

结语

除了宇宙极早期形成的氢和氦外，元素周期表中铁以前的元素都是在恒星内部的大熔炉中通过热核聚变形成，而铁元素以后的元素（人工合成元素除外）大都是在恒星死亡时超新星爆发或中子星并合过程中产生的。地球上所有的重元素都源于太阳系前几代大质量恒星的超爆。也就是说，宇宙至少要“报废”一颗8M⊙以上的恒星，才有可能使我们披金戴银。

超新星爆发是一颗大质量恒星走向尽头的精彩亮相，同时也是新一代恒星诞生的动力。超爆产生的强大激波和星风提供了近邻星云的引力扰动，使弥散星云物质聚集，云核碎裂，迈向新一代恒星诞生的历程。

图7 距地球约6500光年的“蟹状星云”[HST，NASA]，它是公元1054年一颗明亮超新星遗迹。我国北宋的天文学家在《宋会要》中清晰地记录了这颗大质量恒星死亡引发的超新星爆发，经过近千年的演化，依然可以看到这颗恒星死亡后的壮观景象。1968年，人们首次在射电波段观察到其中正高速旋转的中子星（即脉冲星）

参考文献：

[1] 1031亿千瓦时，三峡电站创单座水电站年发电量世界纪录，人民网，2020年11月19日，http://ccnews.people.com.cn/n1/2020/1119/c141677-31937520.html.

[2]https://encyclopedia.thefreedictionary.com/sun.

[3]Richmond, M. "Late stages of evolution for low-mass stars". Lecture notes, Physics 230. Rochester Institute of Technology. Archived from the original on 4 September 2017. Retrieved 3 May 2007.

[4]苏宜，《文科天文》，科学出版社，2010.

[5]Johnson, J. (2007). "Extreme Stars: White Dwarfs & Neutron Stars". Lecture notes, Astronomy 162. Ohio State University. Archived from the original on 31 March 2012. Retrieved 17 October 2011.

[6]http://hyperphysics.phy-astr.gsu.edu/hbase/Astro/startime.html.

[7]https://encyclopedia.thefreedictionary.com/neutron+star.

（作者：田海俊，杭州电子科技大学教授，湖北省杰出青年基金获得者，近年专注于天体的自行测量、宽距双星及银河系结构与演化等方向的研究，获湖北省自然科学奖二等奖1项。）