恆星的後續演化(一)

上篇文章中聊到恆星的能量來源主要為氫原子核經由兩種程序融合成氦的核融合釋放出光與熱，那這裡就出現一個問題，當核心中的氫消耗殆盡以後怎麼辦？在這裡先談主序星階段的持續時間。

恆星可以經由氫核融合產生的總能量受到核心可以消耗的氫燃料數量的限制。在平衡狀態的一顆恆星，在核心生成的能量必須至少要等於從表面輻射出去的量。

此處的M和L是恆星的質量和光度，M☉是太陽質量，L☉是太陽光度，是估計的恆星主序帶生命期。

雖然質量越大的恆星有越多的燃料可以消耗，並且可能會持續更長的時間，但是它們也隨著質量的增加成比例的輻射出更多的能量。因此，質量最大的恆星停留在主序帶的生命期只有數百萬年，只有十分之一太陽質量的恆星可能會超過數兆年。

精確的質光關係取決於如何有效的將能量從核心傳送到表面。不透光度越高的恆星已保留越多的能量在核心，所以不需要產生太多的能量來維持流體靜力平衡。相較之下，不透明度較低的恆星意味著需要更迅速的燃燒更多的燃料，以保持平衡。但是請注意，過高的不透明度會導致能量改以對流來傳送，這會改變為持平衡所需要的條件。

在高質量的主序星，電子散射主導著不透明度，溫度的增加幾乎是不變的，因此光度只會以恆星質量的立方增加。在10太陽質量以下的主序星，不透明度越來越依靠著溫度，導致恆星的光度大約是隨著質量的四次方而變化。對質量非常低的恆星，大氣層中的分子也有助於不透明度。在0.5太陽質量以下的恆星，光度隨著質量的2.3次方而變，在質量相對於光度的圖上產生的斜率是平坦的。然而，即使做了這些改進，仍然只是近似的質光關係，因為質光關係還與恆星的組成有關。

低質量恆星

迄今尚未直接觀察到低質量恆星在核融合停止後發生的情形，因為宇宙的年齡只有138億年左右，比低質量恆星停止核融合之前所要經歷的時間還要短（在某些情況下，差異達到數個數量級）。

目前的天文物理學模型顯示， 0.1 M☉的紅矮星在主序帶上停留的時間大約是6萬億到12萬億年，而且溫度和亮度都會逐漸增加，進入藍矮星階段，並需要數千億年的時間才會坍縮，慢慢地變成一顆白矮星。這樣的恆星因為整顆都是對流區，也不會演化出簡併態的氦核與燃燒的氫殼層，所以它不會演化成為紅巨星。取而代之的是氫融合會持續進行，直到整顆恆星幾乎都是氦。

質量略大的恆星可以演化成為紅巨星，但它們的氦核心質量不足以達到氦融合所需要的溫度，所以不會到達紅巨星分支的頂端。當氫殼燃燒完成後，這些恆星就像後漸近巨星分支（AGB）的恆星一樣，直接離開紅巨星分支，但是以較低的溫度和光度成為白矮星。初始質量高於0.8 M☉的恆星能夠達到足以融合氦的高溫，而這些"中等大小"的恆星將在紅巨星分支之外進入進一步的演化階段。

中等質量恆星

質量大約在0.8–10 M☉的恆星會成為紅巨星，它們是非主序帶的恆星，光譜類型是K或M。由於它們的紅色和高亮度，紅巨星位於赫羅圖的右側邊緣。例子包括金牛座的畢宿五和牧夫座的大角星。

中等質量恆星演化成的紅巨星會經歷兩個不同階段的後主序星演變：惰性氦的核和氫燃燒殼的紅巨星分支星，以及在氫燃燒殼內有氦燃燒殼和惰性碳組成核心的漸近巨星分支星。在這兩個階段之間，恆星會花一段時間在氦燃燒核心的水平分支上。許多這些氦燃燒的恆星聚集在水平分支的低溫端，成為紅群聚的巨星。

次巨星階段

當恆星耗盡核心中的氫時，它就會離開主序帶，並開始在核心外的殼層將氫融合成氦。隨著外殼產生更多的氦進入核心，核心的氦質量也隨之增加。根據氦芯的質量，這種情況會維持數百萬年至20億年，恆星則已和其在主序帶時相似或稍低的亮度膨脹和冷卻。最終，不是質量與太陽相近的恆星，核心進入簡併態；就是質量更大的恆星，因為外層的冷卻而變得不透明。這兩種變化都會導致氫殼的溫度升高和使恆星的光度增加。此時恆星膨脹到紅巨星分支上。

紅巨星分支階段

恆星膨脹的外殼是對流的，從融合的區域到表面都由湍流一直混合著。在這之前，除了質量最低的恆星之外，所有恆星的融合物質一直深埋在恆星內部，因此對流包絡使融合的物質首次可以在恆星表面觀測到。在這個階段的演化結果是難以捉摸的，最大的影響是改變在之前不能觀測到的氫和氦同位素。在第一次上翻，表面出現碳氮氧循環的影響，12C/13C 的比率降低，碳和氮的比例也發生變化。這些都可以通過光譜檢測到，並且在很多已經演化的恆星中觀測到。

氦芯繼續在紅巨星分支成長，無論是簡併態或超過申貝格-錢德拉塞卡極限，它都不再處於熱平衡的狀態，因此它的溫度升高， 導致氫殼中的融合速率增加， 恆星在朝向紅巨星支尖演化時光度會增加。具有簡併核的紅巨星分支星都有非常相似的核心質量和非常相似的尖端光度，然而質量較高的紅巨星在到達這一點之前就已經熱到可以點燃氦融合。

水平分支

質量在0.8–2.0 M☉之間的恆星核心中，其氦核主要是由電子簡併壓力支撐著，氦融合在氦閃的時間刻度上點燃。在質量較大恆星非簡併態的核心中，不會發生氦閃，但氦融合燃燒的速度相對較氦閃為慢。氦閃過程中釋放的核能非常大，在幾秒鐘內釋出的能量相當於太陽在幾天之內釋放出的能量，數量級大約是太陽光度的數億倍至數百億倍（大致是銀河系的光度）。然而，能量會由最初是簡併態的核以熱膨脹消耗掉，因此從恆星外面觀測不到。而由於核心的膨脹，覆蓋在上層的氫融合速率降低，總能量的產生減少。於是恆星收縮，它雖然遷移到赫羅圖上的水平分支，但不會是所有的路徑都朝向主序帶，半徑在逐漸縮小，並提高其表面溫度。

核心氦閃的恆星結束紅巨星的演化進入水平分支的紅端，但在獲得簡併的碳-氧核心並開始氦殼燃燒之前，不會遷移到更高的溫度。

漸近巨星分支階段(AGB)

恆星消耗了核心中的氦之後，氫和氦的核融合繼續在炙熱的碳和氧核心周圍的殼層中進行。這顆恆星遵循赫羅圖上與原來的紅巨星分支平行的漸近巨星分支演化，但能量產生的速率更快（持續的時間更短）。雖然氦也在一個殼層內燃燒，但大部分的能量是來自離核心較遠的殼層中的氫燃燒。氦從這些氫燃燒殼層朝恆星的中心沉降，並且週期性的使氦殼層輸出的能量急遽增加。它們發生在漸近巨星分支階段的末端，稱為熱脈衝。熱脈衝有時甚至會進入後漸近巨星分支的階段。依據質量和成分的不同，可能會有數次到數百次的熱脈衝。

在漸近巨星分支的上升過程中，有一個階段會形成可以將核心的碳帶到表面的深對流帶。這是所謂的第二個上翻，在一些恆星中甚至可能有第三個上翻。這樣，就形成了非常低溫、強烈紅化的碳星，在光譜中會顯示出強烈的碳線。一個稱為熱底燃燒的過程可以將碳轉化成氧和氮，然後才上翻到表面。這些過程之間的交互作用決定了在特定星團中觀測到的碳星光度和光譜。

另一種著名的漸近巨星分支星是米拉變星，它的脈動週期為數十至數百天，振幅高達10星等（在視覺上，總光度的變化量小很多）。在質量更高的恆星中，恆星會更為明亮，脈動週期更長，導致質量的損失增加，在可見光的波長上被嚴重的遮蔽；這些恆星是觀察到的OH/IR星，在紅外波段上脈動，並顯示羥基（OH）邁射的活動。這些恆星顯然富含氧，與碳星形成鮮明對比』，但兩者都必須通過上翻產生。

後漸近巨星分支

這些中等質量的恆星最終會抵達漸近巨星分支的頂端，並且耗盡了在殼層中的核燃料。但它們沒有足夠的質量全面性的啟動碳燃燒，所以它們會再收縮，再經歷一段後漸近巨星分支階段：中心恆星吹出強烈的恆星風，形成一個有著極高溫中心恆星的行星狀星雲。然後，中心的恆星會冷卻成為白矮星。依據恆星的類型，被逐出的氣體有在恆星內部創造相對豐富的重元素，尤其是豐富的氧或碳。這些氣體在恆星周圍建立起被稱為星周包層的膨脹殼層，殼層在離開恆星後會逐漸冷卻，這讓塵埃顆粒和分子形成。來自中央恆星的高紅外線能量輸入，是這些星周包層形成邁射激發的理想條件。

由上面可知，低質量恆星基本上氫消耗殆盡就結束其生命了，中等質量恆星則是會先點燃核外殼層的氫，待核心溫度達到時(約一億度)開始氦燃燒產生碳與氧而令外層膨脹形成紅巨星，那質量超過10M☉的恆星巨獸又是如何演化的呢？下次再聊。