太阳成为面冷心热的红巨星后，核心是怎么变成一颗白矮星的？

我们知道像太阳这样的低质量恒星，最后都会成为一颗发着荧荧白光的白矮星，而在成为白矮星之前，太阳核心的变化，像极了一个历经风雨之人的心境。 恒星，宇宙中最古老的家族，最早可追溯至大爆炸后3亿年的黑暗时代末期。 这是一个驱赶黑暗的家族，是夜空里被簇拥的明星，是万千宇宙子民的心之所向。然而耀眼的恒星绝非恒古长存，像人类一样，恒星也有诞生、衰老和死亡。 只不过恒星的衰老不是萎靡，而是膨胀成为一颗巨大的红巨星（red giant star），这意味着星光即将熄灭，一颗千锤百炼的核心即将出世。

01 宇宙诞生之初，就给恒星家族施加了一条诅咒：质量越大，就越耀眼，寿命也越是短暂。 在银河系偏安一隅的太阳，如今46亿岁，正值壮年。此刻，它正以每秒亏损430万吨质量的代价，为整个太阳系供能，成为地球上每一个生命的黎明。 随着太阳年龄的增长，核心处的氢消耗得越来越多，然而由于1500万开的核心温度还不足以点燃由氢聚变出来的氦，所以氦会堆积在核心，形成一个氦核。随着氦核变大，核心处的氢减少，氢聚变的速度会逐渐下降，核心也将无法产生足够的能量以对抗重力。因此，恒星的内核会缓慢塌陷，压缩氦核使更多的氢进入核心参与核聚变，同时也迫使核心持续升温。

赫罗图：恒星的光谱类型与光度之关系图 一般来说，当内部10%的氢被消耗完时，恒星就走完了主序星阶段（Main sequence stage）。 此时，核心温度会从1500万开飙升至约1亿开，核心处停止的氢聚变，将在被加热至1500开的氢壳中重启，这标志着恒星主序星阶段的结束，以及红巨星阶段的开始。 对于太阳来说，也就是50亿年后，而且它会在红巨星阶段停留约10-20亿年。 到那时，氢壳燃烧产生的能量会比太阳目前主序星阶段产生的能量更多，但外层离子体的氢会阻碍光子的运动。当光子在氢离子介质中移动困难时，便会形成向外推的辐射压力。 这些额外的辐射压力，会使恒星的半径增加到原来的10到100倍。在膨胀的过程中，外层氢持续降温，最终表面的温度降到原来的1/2。由于恒星表面的温度降低，使得它看起来比主序星阶段更红。 宇宙中的红，意味着低温，而不是我们日常认知的高温。

02 恒星表面亮度的变化和形态变化，都是恒星内部剧烈运动的结果。 在看不见的恒星内部，随着氦核收缩，核心变得非常致密，神奇的量子效应就会出现。

致密的氦核是氦原子核与电子的混合物。电子遵循量子力学中的“泡利不相容原理”而相互排斥。泡利不相容原理表示，一旦太多的电子被挤进一个狭小的空间，它们就会相互排斥，这种排斥力被称为电子简并压力，它与带电粒子之间的排斥作用不同，且强烈得多。也就是说，在恒星的核心中，看似不起眼的电子云就成为了抵抗重力的主要力量。 在炽热且致密的氦核中，简并压力与热压力并存。当简并压力大于热压力时，物质形态将开始发生改变，气体发生简并成为一种简并气体（Degenerate Gas）。

这开始于红巨星早期，大概当太阳核心温度达到2000万开，密度到达10^6kg/m³，即水密度的1000倍时，氦核就开始了气体简并。 简并气体与理想气体有很大不同，理想气体压力取决于密度和温度，简并气体压力只取决于密度。 简并是一种量子效应，从微观来说，它是由于缺乏空间造成的。要使分子气体简并，每个分子的“大小”必须大于近邻之间的距离。这意味着分子重叠，因此产生了一大堆无法区分的分子，在那里不可能分辨出一个分子的末端和另一个分子的起始点。 有两种方法可以使分子简并。第一种方法是把分子挤在一起，使它们被迫重叠，这就像致密核心中发生的事情；另一种方法是冷却分子，从而扩大它们的量子尺寸，就像玻色-爱因斯坦凝聚态(BEC)。 03 由于简并气体与温度无关，试想一下，在这样的气体中发生核反应，会是怎样的后果？ 核反应释放巨大的能量，加热简并气体，但密度不改变，再高的温度也不会增加简并气体的压力，内核也就不会膨胀。 但温度的升高，会使得核反应越发容易发生，进而产生爆炸性的急速反应。在几秒内，大量的氦还会与二次聚变产生的碳结合在一起，发出剧烈的闪光，科学家称为氦闪（Helium flash）。 事实上，天文学家们至今还未观测到过氦闪，氦闪很可能是不可观测的，因为闪光发生在阻挡光子传播的氢层中。 氦闪持续不了多久，因为堆积大量热能后，简并气体会变回理想气体状态。氦闪结束后，恒星外层缩小，亮度下降，核反应开始在理想气体中发生，以缓慢且稳定的速度进行着。

这种稳定的氦聚变周期在赫罗图上，呈现水平分布，位于红巨星与主序星之间，称为水平分支（Horizontal branch），是质量与太阳相近的恒星，紧接在红巨星后面的一个恒星演化阶段。 04 在太阳这种低质量恒星生命的最后阶段，燃烧的氦会在核心留下碳的“灰烬”（Carbon core），外面裹着一层氦壳（Helium shell），再外面还有一层氢壳（Hydrogen shell）。

核心由于达不到碳聚变所需要的温度（大约需要达到6亿开，水密度的20万倍），会开始继续塌陷并升温，氦与碳融合再次发出一系列的闪光，氢壳开始熔化，并再次被点燃使恒星膨胀，变得更红，这是第二次红巨星阶段，又称渐近巨星支（Asymptotic giant branch, AGB）。这个阶段太阳的体积将达到峰值，不过不会持续很久，大约只有一百万年的时间。 根据重力加速度公式（g=GM/r^2）可知，半径越大重力加速度越小。在巨大化的红巨星表面，重力加速度将非常低，外层气体就很容易从恒星中逃逸，产生强劲的恒星风，将太阳的外层物质全部吹散到太空中，形成炽热而美丽的行星状星云。只留下中心的一颗碳（+氧）核，发着萤萤白光的白矮星。

从里向外，蓝色，来自氦的辐射（最热区域）；绿色，来自氧的辐射；红色，来自氮的辐射（最冷区域）。 这是一张环形星云的照片，显示了一颗像太阳一样大的恒星的结局。中心一个小小的白点，就是白矮星，它发出强烈的紫外线将周围的星云气体电离。当电子与周围的正离子重新结合时，它们通常会进入一个激发态，然后退激发跳回基态，发出可见光子。这个过程被称为荧光（fluorescence）。 05 为什么白矮星会发出强烈的紫外线？ 白矮星可以说是红巨星的核心，虽然已经不再进行热核反应，但还留有一点恒星生前的余温。 一颗白矮星表面温度可达20万开，因此它会发出蓝白色的光。随着时间的推移，白矮星会逐渐变冷，所以它也会变红，变暗，甚至变成一颗毫无光芒的黑矮星。宇宙中，一颗典型的白矮星质量和太阳差不多，但体积只有地球一般大。 虽然太阳最终会成为一颗碳和氧构成的白矮星，但中等质量的恒星还允许熔合反应产生氧、氖、钠和镁，形成由较高质量元素组成的白矮星。不过碳依然是白矮星的主要成分。白矮星是碳离子和电子组成了一个等离子体。电子遵循海森堡的不确定原理，使得电子不会塌缩到中心。 碳是理想气体，因此碳引起的气体压力会随着碳的冷却而降低。最终白矮星靠着电子简并压力的力量才平衡了白矮星的重力。即便当白矮星冷却，内部压力依然保持不会改变。 恒星的演化是不平衡的，虽然核心温度一直在缓慢上升，但表面温度却有起伏，经历着复杂的变化。就像人的面子和里子，要想在社会的压力环境下立得住，甚至发光发热，就必须不停的淬炼内心，面子带来的光芒终有一天会被吹散。 在享受过红巨人的舞台后，恒星能留下的也只有一颗千锤百炼的心！ www.dushu263.com 爱读书