低质量恒星：红巨星和白矮星

本文介绍熟悉的类太阳演化序列：红巨星阶段、核心氦燃烧、第二个巨星阶段，以及裸露的残骸。许多低质量和中等质量恒星都会经历这一过程的不同版本。

这些类别不可互换。一种常见的恒星演化区分方式，是将恒星分为在高度简并核心中点燃氦的恒星，以及更渐进地点燃氦的恒星。初始质量的分界点约为两个太阳质量，但会因成分和内部混合而有所变化。[1], [2]

1. 01 · 红巨星分支

   氢在壳层中燃烧

   富含氦的核心在不断膨胀的包层内部逐渐增大。

2. 02 · 核心氦燃烧

   新的中心燃料

   氦聚变在恒星重新调整自身结构的同时生成碳和氧。

3. 03 · 渐近巨星分支

   壳层包围着核心

   燃烧壳层、物质混合、脉动和恒星风会改变恒星，并移除其包层。

4. 04 · 白矮星演化

   紧凑的内部结构仍然存在

   暴露出的残骸最终会进入一条漫长的冷却序列。

在通常所说的大约八个太阳质量这一上限附近，结果会变得更加复杂。一些恒星会点燃碳并进入超渐近巨星分支阶段。根据核心增长和包层损失的情况，它们可能留下氧氖白矮星，也可能发生电子俘获坍缩。没有一个单一的质量界限能够适用于所有成分和演化历史。[3]

中心氢耗尽后，聚变会在周围的氢燃烧壳层中继续进行。该壳层不断将氦沉积到核心上。核心逐渐增长并收缩，而包层则会膨胀，因为恒星的压力、能量流动和温度结构会重新调整。[2]

外层对流包层可以向下深入此前受氢燃烧影响的区域。这种第一次挖掘会改变表面丰度，在恒星的光谱中留下线索，揭示曾经位于更内部的物质。[1]

在一颗类似太阳的恒星中，压缩会形成一个主要由电子简并压支撑的氦核。这种量子力学压力主要取决于密度，与普通理想气体压力相比，对温度的响应要弱得多。

当氦在接近1亿 K的温度下开始点燃时，加热起初不会产生通常那种强烈的膨胀与冷却响应。聚变速率可能迅速上升，产生氦闪。释放的能量使核心膨胀并重新组织，从而降低其简并度。[5]、[6]

氦燃烧产生碳，继而产生氧

氢燃烧壳层仍围绕着氦燃烧核心。对于一颗类太阳恒星，稳定的核心氦燃烧会持续约1亿年——远短于其约100亿年的主序阶段。一次太阳演化计算给出的持续时间约为1.3亿年；具体时长会因恒星性质和模型假设而异。[1]、[7]

水平支与红团

氦点燃后，类太阳恒星会变得比红巨星支顶端时更加紧致、更加暗淡。核心氦燃烧恒星位于恒星图上的水平支及其较冷、较红的集中区域——红团。

包层质量和成分会强烈影响它们的颜色与分布。在相对富含金属的星族中，红团尤其常见；它并不只是一个用于指代出生质量略小恒星的类别。[2], [5]

当核心中的氦耗尽时，一颗典型的类太阳恒星会包含一个致密的碳氧核心。周围壳层中的聚变仍在继续，恒星膨胀并进入渐近巨星支，通常简称为 AGB。

AGB星还会贡献由慢中子俘获形成的元素，即s过程元素。一些重要的中子生成发生在热脉冲之间，因此化学富集不能只归因于闪焰本身。[1]

包层是如何逃逸的？

恒星通过强烈的恒星风损失质量。在一种主流的物理图景中，与脉动相关的冲击波将气体抬升到较冷的外层，在那里可以形成尘埃。随后，辐射加速尘粒，而尘粒将动量传递给气体。

具体过程取决于化学成分、脉动、尘埃形成以及恒星自身的性质。包层流失会随着时间推移、通过不断变化的恒星风逐渐发生，而不需要一次最终爆炸。[8]

随着包层大部分被移除，残留的恒星发生收缩，其表面温度升高。如果它在周围气体仍足够致密时发出足够的紫外辐射，气体就会被电离并发光，形成行星状星云。在向白矮星阶段过渡的过程中，残余的壳层燃烧仍可继续。[9]

这个历史名称源于早期望远镜观测到的某些星云具有类似行星的外观。这并不意味着发光的壳层由行星构成。[11]

为什么这些星云的形状如此多样？

后期的恒星风可以与早期流失的物质相互作用，而伴星则能改变外流方向并帮助抛出包层。环、瓣状结构和喷流为这些相互作用提供了线索。双星演化对于解释许多高度非球对称的行星状星云尤其重要。[11]

膨胀的气体最终会变得过于暗淡，无法在周围环境中凸显出来。致密恒星仍然存在，在星云消散很久之后继续着自身的演化。

白矮星是恒星经过处理的内部区域所形成的致密残骸，周围包裹着薄得多的外层。一个典型的0.6倍太阳质量模型，其半径可以接近8,900公里。这样一来，其平均密度约为400,000 g/cm³，由该质量和半径计算得出；中心密度更高。[12]

在简并电子气体中，压缩会迫使电子进入动量逐渐更高的量子态，从而产生压力。这种支撑主要取决于密度，因此白矮星在冷却时仍能保持支撑。对于其他条件相近的白矮星来说，质量更大的残骸通常更小。[12]

这些是有用的宽泛类别，但在过渡边界附近还存在更多复杂性。一个普适的碳氧质量分界值会掩盖这种差异。[3], [13]

在其后期演化的大部分时间里，白矮星都会辐射储存在炽热内部的能量。它逐渐变得更冷、更暗淡。然而，它的热历史并不只是简单而恒定的热量损失过程。

这些过程的相对重要性取决于质量、成分、温度以及剩余包层。[13]

恒星内部可能发生结晶化

随着致密的白矮星物质冷却，其中的离子可能排列成固体晶格。这一过程发生时的温度，按日常标准来看仍然极高。结晶化并不意味着寒冷或黑暗。

盖亚观测揭示，在冷却序列中白矮星结晶化会减缓其演化的区域，白矮星数量有所增加。恒星在这一阶段停留的时间更长，因此会聚集在那里。潜热和化学分离有助于解释这种延迟。[15]

遥远、寒冷而暗淡的终极状态通常被称为黑矮星。这是一种假想状态，需经过远远超过宇宙当前年龄的时间才能达到，并非仅在数百亿年后就会出现的残骸。并没有严格要求该天体达到绝对零度。[18]

没有人能够亲眼观察一颗类太阳恒星完成这些阶段。相反，天文学家将处于不同阶段的恒星观测结果与模型结合起来，用模型追踪它们的结构和成分随时间的变化。

冷却年龄只是恒星年龄的一部分

初始质量—最终质量关系将恒星的出生质量与其遗骸质量联系起来。星团中的白矮星有助于约束这一关系，显示恒星损失了多少物质。这一推断取决于星团成员身份、年龄估计以及所采用的恒星模型。[16]

这一大致演化序列得到了多种证据的支持。研究人员仍在不断完善其中较不确定的部分：混合如何改变核心，恒星风如何移除包层，伴星如何改变演化路径，以及致密遗骸如何冷却。