这个问题在天文学里确实非常基础的,问了这么长时间没什么人答也许会出于如下因素:随手拿起一本天文学的科普读物,都会涉及这一方面,大家也自以为都懂,没啥好说的,看书就是了。事实上,我在编小宇宙百科http://www.xyzpedia.org/时,发现此问题并非就知道钱德拉塞卡极限和奥本海默极限那么简单。此外,@向 的那幅图也远不够完整,同时@向 的第一句表述似乎有问题。

注意到提问者是女生,已经读大学了,可能是文科生,对这一方面可能兴趣不足,了解不多。但是读读《普通天文学》,《大众天文学》和《千亿个太阳》什么的应该没啥问题,实在不济《文科天文》可以一看,以上书籍一般高校图书馆如果有天文相关书籍的话应该都会有。但如果什么问题都让别人去看书,再列个书单,知乎也就不是知乎了。

大致搜索未在知乎找到相关话题,就,就,就。。。下面开始进入正题(我保证在那些书上看不到这么清晰的):

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无需先证明一条引理神马的,但必要的脑补还得有:
1.赫罗图
赫罗图之于天文的意义相当于元素周期表之于化学,故著名的某子(咳咳,纯属扯淡)曾经曰过:唔知图之赫罗,则弗知天文也。

最通俗地说,赫罗图是恒星的光度和表面温度的关系图,纵轴表示光度,横轴表示温度(图中为绝对星等与光谱型,几乎等效于光度和温度)。约90%的恒星位于图中那条最长的带上(因为恒星生命周期大部分时间都停留在主序期),称为主序带,位于主序带上的恒星称为主序星(如太阳)。其它几条带大多是主序星进一步演化的结果。

2.恒星光谱型和质光关系:
目前通用的恒星光谱型分类法是摩根-肯那光谱分类法,依据恒星表面温度由高至低排序,通常可大致分为O.B.A.F.G.K.M七种(暂忽略上图中的L和T),因此也就不难理解为什么说上图中横轴为温度了。几种光谱型可以这么记:Oh! Be A Fine Girl.Kiss Me!(基佬走开!)
此外,恒星的光度与质量之间存在着质光关系,对于主序星,质量越大则光度越大。大质量主序星一般位于主序带左上部分,太阳大致在中间。还有个结论:质量越大的恒星一般寿命越短。

下面给出结论:
恒星的最终命运极大程度地取决于其质量,因此讨论恒星的命运一般是就其质量进行分类。
先讨论单星,物理双星及更复杂系统只举典例。
M⊙表示一太阳质量,约为2.0×10^30千克。

0.004M⊙(约4倍木星质量)以下的矮次棕矮星,
0.013M⊙及以下的次褐矮星和
0.013—0.08M⊙的褐矮星无法像正常恒星那样通过氢核聚变维持光度,是“失败的恒星”,在相当长的时间里它们可能一直如此,因此不在通常的考虑范围之内。(恒星能发光发热除取决于质量外,也包括其内含的化合物,因此以上的质量上下限并不绝对,下面的上下限也非绝对,部分还存在分歧和争议。)

0.08—0.5M⊙的M型主序星(红矮星),它们的寿命比现今宇宙的年龄还长得多,
0.5—0.8M⊙的K型主序星(橙矮星 ),停留在主序带上稳定的时间稍短,也达150亿至300亿年。直到现在,最早的质量在0.8M⊙以下的恒星还停留在主序星阶段。这其中,质量低于0.35M⊙的红矮星不会膨胀成红巨星而将稳定存在极长时间,逐步收缩。质量稍大的,在经历比宇宙年龄长得多的时间里或许也将同下面一种情形。

0.8至1.0M⊙的G型主序星(黄矮星,包括太阳)渡过主序星阶段,耗尽核心的氢燃料之后,将进行氦融合,将氦燃烧成碳和氧,并膨胀成一颗红巨星,碳和氧会在核心堆积起来。最后,这颗红巨星会抛掉外层的气体,成为行星状星云,裸露出来的核心便是一颗体积小、密度高的白矮星。白矮星的内部不再有物质进行核融合反应,不再有能量产生,也不再由核融合的热来抵抗引力塌缩;而是是由极端高密度的物质产生的电子简并压力来支撑(高中化学会学泡利不相容原理吧,这个简并压力可以用它解释)。对没有自转的白矮星,电子简并压力能够支撑的最大质量是1.4M⊙,即钱德拉塞卡极限。随后将经历持续的降温与压缩。最终,也许将变成黑矮星:一种理论中的天体,由白矮星冷却而成,不过所需时间又远远大于宇宙年龄。

PS:钱德拉塞卡极限的1.4M⊙指的是坍塌核心的质量,不可与恒星的原质量混为一谈,下面提到的托尔曼-奥本海默-沃尔科夫极限亦然。

1.0—1.4M⊙的F型主序星(黄-白矮星 )同上,
1.4—2.1M⊙的A型主序星(橙矮星 )同上。

2—16M⊙的B型主序星以8M⊙(有时认为为9M⊙,10M⊙)为分水岭分为两种结局:
2—8M⊙的B型主序星同上。
8—16M⊙的B型主序星衰老时,核心无法再通过热核反应产生能量,会发生引力坍缩,由于大量质量损失,坍塌核心质量不会大于3M⊙的奥本海默极限,内核的温度和密度急剧增长,原子的电子被压入原子核转化为中子,最终坍缩为一个中子星,与引力抗衡的力称为中子简并压。外围则发生爆炸和辐射激波,即超新星爆发,这种爆炸都极其明亮,突发的电磁辐射经常能够照亮整个星系,并可持续几周至几个月。在这段期间内,超新星所辐射的能量可与太阳一生中辐射能量的总和媲美。激波导致膨胀的气体和尘埃构成壳状结构,即超新星遗迹,如著名的蟹状星云。

15—90M⊙的O型主序星以20M⊙和50M⊙(或40M⊙)为分水岭。
15—20M⊙的O型主序星同上。
20—50M⊙的O型主序星,大致同上,不过坍塌核心剩余质量由于超过奥本海默极限会继续坍缩为一个黑洞。
50—?M⊙的O型主序星(O型主序星一般为50—90M⊙),一般认为会跳过超新星爆发的过程而直接坍缩为黑洞。

接下来呢?What’s this?恒星中的战斗星?

据信宇宙早期应该普遍存在质量极端大的恒星,称为第三星族星典型质量是数百M⊙,远大于现有的恒星,虽然未曾被直接观测到。对此类恒星的研究恐怕要靠詹姆斯·韦伯望远镜了。

不过大于90M⊙的恒星还是有的,如海山二,手枪星的质量均高达150M⊙。R136a1是目前已知质量最大的恒星,估计目前质量是为265M⊙,它诞生时的质量更高达320M⊙,以此为上限,我们继续。

?—130M⊙的恒星,极超新星爆发,威力比起一般的超新星要大得多,留下黑洞。

130至250M⊙且拥有中等金属量的恒星,将发生不稳定对超新星爆发。在原子核和高能的伽玛射线碰撞下生产出自由电子和正电子,减弱了核心内部产生的热压力,压力减弱导致局部的崩溃,大量快速的燃烧造成热失衡的热核爆炸,将恒星完全吹散而不留下黑洞的残骸,核心数十M⊙的铁被抛射入星际物质成为超新星残骸,终成空。

250M⊙—?M⊙的恒星,将发生光致蜕变(极端高能量的γ射线和原子核发生交互作用,使原子核进入受激态,立刻衰变成为两或更多个子核的物理过程)。当这种恒星到达生命的结束时,它产生的温度和压力被光致蜕变的能量吸收消耗掉,暂时减轻了恒星核心的压力和温度。 当能量被光致蜕变吸收掉,造成了恒星的核心开始塌缩,并且塌缩的核心会导致黑洞的形成。这种中级的能量吸收造成恒星连续塌缩成为黑洞而不会产生热核爆炸。但当核心形成黑洞后,吸积盘和黑洞喷流还可能造成恒星的超新星爆发。

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物理双星及更复杂系统实难以穷尽,举几个典例:
上面提到,质量越大的恒星一般寿命越短,所以很有可能双星中主星先演化为白矮星,中子星,黑洞等,甚至彻底毁灭等。

新星
如果白矮星在伴星的洛希半径内,将可以从伴星的外层大气增生气体(主要是氢和氦)于表面。吸积在白矮星表面的气体因为重力被压得更紧密,压力使得温度变得非常的高。氢气不断在表面增长,继续压缩,表面温度和压力就继续增加,当温度达到2,000万K时,就会发生核融合反应,迅速将大量的氢转换成其他元素,放出大量的能量,发生极端明亮的爆发,并将表面剩余的气体吹散。新星所抛出的质量大约只有万分之一M⊙,相较于白矮星的质量是非常小的。这一过程若反复进行,则称为“再发新星”。

一种Ia超新星
一种Ia超新星的可能是:两颗白矮星发生合并机制(几率极小),合并后的质量超过钱德拉塞卡极限,并立刻开始坍缩,因而再度提高温度至超越核聚变所需要的燃点,极大比例的质量就会生热失控的反应,成为一颗超新星。

黑洞的吸积盘与喷流
主星先坍塌为黑洞,当伴星演化到红巨星阶段时,可能进入主星的洛希瓣,发生质量转移。伴星的表面气体落向主星,假如气体的角动量足够的大,物质向中心以盘旋的方式掉落,环绕中心高速旋转,则会形成吸积盘(吸积盘在事件世界以外),并产生辐射,我们可以通过观测这些辐射“看到”黑洞。
吸积盘表面的磁场沿着星体自转轴的方向扭曲,相对论性粒子加速后被发射出去形成喷流。这些喷流是一种有效的损失角动量的方式。喷流是从整个吸积盘上,而不是从黑洞的事件视界之内出来。有理论认为类星体便是正对着观察者的喷流。

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最后感谢Wikipedia的赞助,包括三张图片。

— 完 —

本文作者:吉翔

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