恆星

恆星是大質量、明亮的等離子球體。太陽是離地球最近的恆星，也是地球能量的來源。白天由於有太陽照耀，無法看到其他的恆星；只有在夜晚的時間，才能在天空中看見其他的恆星。恆星一生的大部分時間，都因為核心的核融合而發光。核融合所釋放出的能量，從內部傳輸到表面，然後輻射至外太空。幾乎所有比氫和氦更重的元素都是在恆星的核融合過程中產生的。

恆星天文學是研究恆星的科學。天文學家推斷在已知的宇宙當中約有7×10²²顆（70 000 000 000 000 000 000 000）恒星。

天文學家經由觀測恆星的光譜、光度和在空間中的運動，可以測量恆星的質量、年齡、金屬量和許多其他的性質。恆星的總質量是決定恆星演化和最後命運的主要因素。其他特徵，包括 直徑、自轉、運動和溫度，都可以在演變的歷史中進行測量。描述許多恆星的溫度對光度關係的圖，也就是赫羅圖(HR圖)，可以測量恆星的年齡和演化的階段。

恆星誕生於以氫為主，並且有氦和微量其他重元素的雲氣塌縮。一旦核心有足夠的密度，有些氫就可以經由核融合的過程穩定的轉換成氦。恆星內部多餘的能量經過輻射和對流組合的攜帶作用傳輸出來；恆星內部的壓力則阻止了恆星在自身重力下的崩潰。一旦在核心的氫燃料耗盡，質量不少於0.4太陽質量的恆星，將膨脹成為紅巨星，在某些情況下更重的化學元素會在核心或包圍著核心的幾層燃燒。這樣的恆星將發展進入簡併狀態，部分被回收進入星際空間環境的物質，將使下一代恆星誕生時正元素的比例增加。

恆星並非平均分佈在星系之中，多數恆星會彼此受引力影響而形成聚星，如雙星、三合星、甚至形成星團等由數至數百萬計的恆星組成的恆星集團。當兩顆雙星的軌道非常接近時，其引力作用或會對它們的演化產生重大的影響，例如一顆白矮星從它的伴星獲得吸積盤氣體成為新星

白矮星(恆星死忙的終結－１）

白矮星（white dwarf），也稱為簡併矮星，是由電子簡併物質構成的小恆星。它們的密度極高，一顆質量與太陽相當的白矮星體積只有地球一般的大小，微弱的光度則來自過去儲存的熱能。在太陽附近的區域內已知的恆星中大約有6%是白矮星。這種異常微弱的白矮星大約在1910年就被亨利·諾利斯·羅素、愛德華·皮克林和威廉·佛萊明等人注意到，白矮星的名字是威廉·魯伊登在1922年取的。

白矮星被認為是低質量恆星演化階段的最終產物，在我們所屬的星系內97%的恆星都屬於這一類。中低質量的恆星在渡過生命期的主序星階段，結束以氫融合反應之後，將在核心進行氦融合，將氦燃燒成碳和氧的3氦過程，並膨脹成為一顆紅巨星。如果紅巨星沒有足夠的質量產生能夠讓碳燃燒的更高溫度，碳和氧就會在核心堆積起來。在散發出外面數層的氣體成為行星狀星雲之後，留下來的只有核心的部份，這個殘骸最終將成為白矮星。因此，白矮星通常都由碳和氧組成。但也有可能核心的溫度可以達到燃燒碳卻仍不足以燃燒氖的高溫，這時就能形成核心由氧、氖和鎂組成的白矮星。同樣的，有些由氦 組成的白矮星是由聯星的質量損失造成的。

白矮星的內部不再有物質進行核融合反應，因此恆星不再有能量產生，也不再由核融合的熱來抵抗重力崩潰；它是由極端高密度的物質產生的電子簡併壓力來支撐。物理學上，對一顆沒有自轉的白矮星，電子簡併壓力能夠支撐的最大質量是1.4倍太陽質量，也就是錢德拉塞卡極限。許多碳氧白矮星的質量都接近這個極限的質量，通常經由伴星的質量傳遞，可能經由所知道的碳引爆過程爆炸成為一顆Ia超新星。

白矮星形成時的溫度非常高，但是因為沒有能量的來源，因此將會逐漸釋放它的熱量並解逐漸變冷 (溫度降低)，這意味着它的輻射會從最初的高色溫隨着時間逐漸減小並且轉變成紅色。經過漫長的時間，白矮星的溫度將冷卻到光度不再能被看見，而成為冷的黑矮星。但是，現在的宇宙仍然太年輕 (大約137億歲)，即使是最年老的白矮星依然輻射出數千度K的溫度，還不可能有黑矮星的存在 。 

超新星(恆星死忙的終結－２)

超新星是某些恆星在演化接近末期時經歷的一種劇烈爆炸。這種爆炸都極其明亮，過程中所突發的電磁輻射經常能夠照亮其所在的整個星系，並可持續幾周至幾個月才會逐漸衰減變為不可見。在這段期間內一顆超新星所輻射的能量可以與太陽在其一生中輻射能量的總和相媲美。恆星通過爆炸會將其大部分甚至幾乎所有物質以可高至十分之一光速的速度向外拋散，並向周圍的星際物質輻射激波。這種激波會導致形成一個膨脹的氣體和塵埃構成的殼狀結構，這被稱作超新星殘骸。

已知存在的超新星有幾種不同類型，但其形成機制都來自兩種情形之一：通過核聚變產生能量的過程終止或突然啟動。當一個衰老的大質量恆星核無法再通過熱核反應產生能量時，它有可能會通過重力塌縮的過程塌縮為一個中子星或黑洞。重力塌縮所釋放的重力勢能會加熱並驅散恆星的外層物質。另一種形成機制為一顆白矮星可能會從其伴星那裡獲取並積累物質（通常是通過吸積，少數通過合併）從而提升內核的溫度，以至能夠將碳元素點燃並由此導致熱失控下的核聚變，最終將恆星完全摧毀。當質量超過錢德拉塞卡極限（約為1.38倍太陽質量）的恆星內部的核聚變爐無法提供足夠的能量時，恆星將走向塌縮；而當吸積過程中的白矮星質量達到這一極限時它們將會質量過高而燒毀。需要注意的是，白矮星還會通過碳氮氧循環在其表面形成一種與上述有所不同的並且規模小很多的熱核爆炸，這被稱作新星。一般認為質量小於9倍太陽質量左右的恆星在經歷重力塌縮的過程後是無法形成超新星的。

根據估算，在如銀河系大小的星系中超新星爆發的機率約為50年一次，它們在為星際物質提供豐富的重元素中起到了重要作用。同時，超新星爆發產生的激波也會壓縮附近的星際雲，這是新的恆星誕生的重要啟動機制。

超新星的英文名稱為supernova，nova在拉丁語中是「新」的意思，這表示它在天球上看上去是一顆新出現的亮星（其實原本即已存在，因亮度增加而被認為是新出現的）；前綴super-是為了將超新星和一般的新星相區分，也表示了超新星具有更高的亮度，以及更稀少的分佈和不同的形成機制。根據韋氏詞典，supernova一詞最早在1926年見於出版物中。

黑洞(恆星死忙的終結－３)

黑洞是根據現代的物理理論和天文學理論所預言的，在宇宙空間中存在的一種質量相當大的天體。黑洞是由質量足夠大的恆星在核聚變反應的燃料耗盡而死亡後，發生引力塌縮而形成。黑洞質量是如此之大，它產生的引力場是如此之強，以至於任何物質和輻射都無法逃逸，就連光也逃逸不出來，故名為黑洞。

歷史上，法國物理學家拉普拉斯曾預言：「一個質量如250個太陽，而直徑為地球的發光恆星，由於其引力的作用，將不允許任何光線離開它。由於這個原因，宇宙中最大的發光天體，卻不會被我們看見」。

現代物理中的黑洞理論建立在廣義相對論的基礎上。由於黑洞中的光無法逃逸，所以我們無法直接觀測到黑洞。然而，可以通過測量它對周圍天體的作用和影響來間接觀測或推測到它的存在。比如說，恆星在被吸入黑洞時會在黑洞周圍形成吸積氣盤，盤中氣體劇烈摩擦，強烈發熱，而發出X射線

藉此對這類X射線的觀測，可以間接發現黑洞並對之進行研究。迄今為止，黑洞的存在已被天文學界和物理學界的絕大多數研究者所認同

黑矮星

黑矮星是假想中的恆星殘骸，是當一顆白矮星的溫度低到不再能發出可以被偵測到的光或熱的狀態。由於一顆白矮星要達到此種狀態所需要的時間遠高過當前137億年的宇宙年齡，因此在現今的宇宙中不可能存在著黑矮星，而溫度最低的白矮星將會是宇宙年齡的一個觀測極限。

白矮星是由主序帶上中或低質量的恆星（質量上限在9或10倍太陽質量），在它擁有的溫度能使用的元素都在融合中耗盡或驅逐之後的殘骸。一個高密度的電子簡併物質除了緩慢的熱輻射之外，還能留下什麼？最終將成為一顆黑矮星。如果真有黑矮星存在，它也很難被偵測到，因為依照定義，它們只有很少的輻射。一種理論認為可以利用重力的擾動來檢出。

由於白矮星未來的演化還有物理學上的問題，像是暗物質的性質和質子衰變等的可能性和速率等，我們的理解依然很貧乏；也不知道需要多久的時間白矮星才會冷卻成黑暗無光的狀態^.。Barrow和Tipler 估計需要10¹⁵年白矮星才能冷卻到5K；然而，如果大質量弱相互作用粒子存在，可能會因為粒子的這種作用，使白矮星變得更溫暖，而需要大約10²⁵年^.。如果質子不穩定，白矮星會因為質子衰變而維持住溫度。理論上質子的生命期長達 10³⁷年，Adams和Laughlin計算質子衰變會使一顆年老的、質量為太陽質的恆星的表面有效溫度升高大約0.06K。雖然很冷，但仍比未來10³⁷年後的宇宙背景輻射要高^.。

黑矮星這個名稱也曾被用在次恆星天體，是指那些沒有足夠的質量，大約0.08太陽質量以下，維持氫燃燒的核融合。 這種天體目前通通稱為 棕矮星，這是在1970年代提出的名詞 同樣的，黑矮星也不能與黑洞或中子星混為一談

 

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