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2013 年 3 月 21 日

太陽系的前世今生 (80):星球演化的奧秘 ─ 演化路徑

提供者 : 陳輝樺 (NMNS )  

說明 : 決定恆星一生的演化過程最重要的因素是它的 質量 (Mass)。基本上, 恆星一生的演化路徑大致上可分成兩條, 一條是質量比 4 倍 太陽質量 (Solar mass)小的恆星,它們大多是由太空中的雲氣受重力吸引聚集收縮而誕生, 而且慢速地演化到 主序帶 (main sequence)上呈黃色星體,然後可在主序帶上穩定停留數百億年之久。 等到星球中心的氫經氫融合成氦的速率不足以抵擋向內壓的 重力 (Gravitational force),接續的氦融合成碳的核反應階段, 星球外層會膨脹而成 紅巨星 (red giant)。 若質量比太陽小的甯P進行氫融合後,就無法再產生能量而逐漸冷卻成小「白矮星 (white dwarfs)」。 介於 1.4 倍和 4 倍太陽質量間大小的甯P,在紅巨星階段將反覆收縮、膨脹成為「變星 (variable stars)」, 且會有一部份能量以反彈波的形式向外傳遞,而在短時間內將外層雲氣向外高速散逸,發出極大的能量和亮光, 被向外推擠高速散逸的雲氣會形成明顯對稱外觀的「行星狀星雲 (Planetary Nebulae)」。 星球演化在此階段失去足夠質量,最後星球中心質量會剩下不到 1.4 倍太陽質量 (或稱為 Chandrasekhar limit錢德拉塞卡極限), 而成「白矮星」,再冷卻成灰矮星,最後以無法發熱的黑矮星 (black dwarfs) 終其一生。 至於比太陽質量小很多的星球,或許它鄰近沒有足夠的雲氣可供它繼續進行造星, 而呈現出暗紅外觀的「棕矮星 (brown dwarfs)」。所謂的「棕矮星」其恆星質量大小仿若恆星但沒有足夠質量 (僅有 0.0125 - 0.084 個太陽質量) 來誘導產生核融合反應的低溫 (約攝氏 400 - 700 度) 的星體。

            另一條演化路徑是針對比 4 倍太陽質量大的星體,它們誕生後大多是快速地演化到主序帶上呈偏藍色的星體, 然後在主序帶上穩定停留數千萬年至數十億年。等到星球中心的氫經氫融合成氦的速率不足以抵擋向內壓的重力, 接續的短暫氦融合成碳的核反應階段後,經「超新星爆發 (Supernova)」的過程後的星球中心繼續收縮而成 「中子星 (Neutron Star)」, 被向外推擠高速散逸的雲氣會形成各個不同形狀外觀的星雲。大致上約小於 8 倍太陽質量的較重星體會留下 中子星 為殘骸。 質量大於太陽 8 倍以上的重型恆星,可能僅有數百萬年的壽命, 然後會在一次的「伽瑪射線暴發 (gamma-ray burst)」中瞬間地塌陷將質量集中於極小的空間, 因為此區域重力極強致使連光都無法逸出而顯得黑暗,這種星體連同附近極暗區域稱為 「黑洞 (black hole)」。所謂的「伽瑪射線暴」是來自天空中某一方向的 伽瑪射線 (gamma-ray) 強度在短時間內突然增強,隨後又迅速減弱的現象,持續時間在 0.1 ~ 1000 秒,輻射主要集中在伽瑪射線波段。伽瑪射線暴的質量比太陽重不了多少,可是它在幾十秒的時間內能釋放出來的伽瑪射線能量卻比 太陽 在 100 億年內放出的總能量還要大幾百倍。

            那些因歷經恆星的融合反應過程、紅巨星階段超新星爆發階段而散佈於星際間的雲氣命運將會如何呢? 它們因為歷經了「第一代恆星」的融合反應過程,所以雲氣裡離子成份已不限於原子序較低的元素, 原子序比鐵高的元素比例大大提高。再混合了原有在地的雲氣,它們有可能將會進入下一個生命周期階段, 成為另一顆「第二代恆星」誕生的造星素材。


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