二、恒星的一生

所有的恒星都起始于星云——一種氣體塵埃云。因其相對密度較大，星云會不斷吸積周圍密度較小區(qū)域的物質(zhì)。隨著吸積物質(zhì)越來越多、質(zhì)量越來越大、溫度越來越高，其核心開始發(fā)生聚變，進而開始發(fā)光發(fā)熱。如此一來，真正意義上的恒星誕生了。

這樣一顆所謂的孤立恒星，其演化的快慢、軌跡完全取決于初始的質(zhì)量。太陽這樣的中小質(zhì)量的恒星，首先會燃燒內(nèi)部的氫，氫燃燒完之后會燃燒氦。燃燒氦階段的太陽，就成為所謂的紅巨星，會變得非常大。在其內(nèi)部的核聚變最終停止后，太陽會變成白矮星。當(dāng)然，一些質(zhì)量非常大的恒星，到了這一步仍不會停下來，會進一步反應(yīng)其中的碳、氧、硅，最后形成鐵核心。之后，鐵核心會不斷發(fā)生塌縮，導(dǎo)致超新星爆發(fā)。超新星爆發(fā)后，恒星剩下的一部分就會形成中子星或黑洞。此外，還有一種紅矮星，是比太陽的質(zhì)量還要小一些的恒星，其亮度不是特別亮、燃燒得也非常慢，比如距離太陽4光年的最近恒星——比鄰星。相對而言，大質(zhì)量的恒星壽命是短暫的，而太陽已經(jīng)形成了46億年，仍處于氫燃燒階段并將持續(xù)50億年。此外，宇宙中還存在一些“失敗的”恒星，也就是那些質(zhì)量非常小，以至于不能引發(fā)核心內(nèi)部聚變、不會發(fā)光發(fā)熱的恒星。

大質(zhì)量恒星演化到末期塌縮成的神秘天體有二：中子星的密度是非常大的，以至于僅飯勺大小的其中物質(zhì)就能如大山般重；而黑洞的密度則較中子星更大。黑洞的中心區(qū)域是我們看不到的區(qū)域，其邊界被稱為視界，也就是再往里面就看不到了，因為這一區(qū)域的引力非常強，強到連光都跑不出來。關(guān)于黑洞的發(fā)現(xiàn)與研究，我們主要是通過其周圍的物質(zhì)特點來進行的。

除了孤立恒星，宇宙中也存在著雙星系統(tǒng)。顧名思義，雙星系統(tǒng)就是由兩顆距離較近的恒星組成的系統(tǒng)。兩顆恒星會相互影響對方的演化，恒星之間的物質(zhì)也會共享，比如密度較大的恒星會從密度較小的，特別是氣體的恒星上吸引物質(zhì)。兩顆密度都很大的恒星組成的雙星系統(tǒng)，在其演化中會形成圍繞著對方不斷接近的過程，期間會放出引力波。近年來，我們觀測到了雙黑洞并合發(fā)出的引力波，也觀測到了雙中子星并合發(fā)出的引力波，同時發(fā)現(xiàn)了很多電磁信號。

此外，宇宙中還存在著三顆及以上的恒星組成的聚星系統(tǒng)。這一系統(tǒng)可能是非常不穩(wěn)定的，比如《三體》就以半人馬座的三合星為原型設(shè)計了一個極不穩(wěn)定的聚星系統(tǒng)。距離太陽系4光年的半人馬座的三合星，就是一顆氣態(tài)巨行星圍繞著三合星中最大的恒星旋轉(zhuǎn)。

太陽的光和熱滋潤了萬物生長。太陽對我們極為重要，即使它表面的一點漣漪——太陽黑子，也會給我們的生活帶來影響。自古以來，人們始終好奇一個問題：太陽發(fā)光發(fā)熱的巨大能量從何而來？這個問題使得眾多科學(xué)家困惑不已并投身其中，力圖解開這個謎團。在古代，人們盡管還未掌握足夠多的科學(xué)知識，但已經(jīng)意識到，太陽也許是一個熊熊燃燒的大火球。但是，太陽究竟在燃燒什么東西，可以如此經(jīng)久不息？人們猜想著各種各樣樸素的可能，比如燃燒樹枝枯草，但這些東西太不經(jīng)燒了。后來，人們發(fā)現(xiàn)了煤以后，就想象太陽可能是個大煤球，但經(jīng)過簡單計算就能發(fā)現(xiàn)，大煤球用不了2000年也就燒完了，而太陽的歷史顯然比2000年長得多。

19世紀(jì)50年代，能量守恒定律發(fā)現(xiàn)者、德國物理學(xué)家赫爾姆霍茨嘗試用萬有引力解釋太陽的能量來源，即如果物質(zhì)落到太陽表面就將獲得一定的勢能，而太陽則通過吸引星際氣體和塵埃的方式獲得能量。于是，人們通過這一方式測算出太陽的壽命大概是3000多萬年。19世紀(jì)末，法國物理學(xué)家貝克勒爾和居里夫婦發(fā)現(xiàn)了天然放射性，使得人們第一次能夠測定地球以及太陽系隕石的年齡，進而推斷出太陽的年齡大約為50億年，遠(yuǎn)遠(yuǎn)超過前者推導(dǎo)出來的3000多萬年，也就證明引力不是太陽能量的主要來源。

20世紀(jì)20年代，英國天文學(xué)家愛丁頓提出，恒星能量可能來源于其內(nèi)部的原子核的聚變反應(yīng)。他估算的太陽中心溫度必須達到4000萬度，而這沒有被認(rèn)可。1928年，蘇聯(lián)物理學(xué)家伽莫夫提出了放射性元素衰變時存在的“隧道效應(yīng)”，并認(rèn)為核反應(yīng)也有可能會存在這樣一個“隧道效應(yīng)”。1929年，英國天文學(xué)家阿特金森和核物理學(xué)家豪特曼斯利用伽莫夫的“隧道效應(yīng)”，解釋并證實了愛丁頓關(guān)于聚變反應(yīng)的猜測。他們認(rèn)為，雖然核聚變在理論上需要4000萬度的溫度才能發(fā)生，但借助“隧道效應(yīng)”完全可以在低于2000萬度的溫度下發(fā)生，太陽就是這樣發(fā)光發(fā)熱的。盡管當(dāng)時這二人并未提出恒星內(nèi)部發(fā)生的具體是什么聚變反應(yīng)，但他們的工作為后來徹底解答太陽及其他恒星的能量來源問題奠定了重要基礎(chǔ)。

1939年，美國物理學(xué)家貝特系統(tǒng)地發(fā)展了核反應(yīng)理論，分析了氫聚變生成氦的可能過程，提出了兩種可能發(fā)生在恒星內(nèi)部的產(chǎn)生能量的過程：一是質(zhì)子-質(zhì)子反應(yīng)鏈，是質(zhì)量像太陽這樣的恒星的主要能量來源；二是碳氮氧（CNO）循環(huán)，是質(zhì)量更大的恒星的主要能源。至此，恒星能源謎團終被解開，貝特也因此獲得1967年的諾貝爾物理學(xué)獎。

恒星能源的研究歷史表明：科學(xué)探索未知世界的過程充滿樂趣，也存在不確定性，大科學(xué)家也可能犯錯誤；但是，基于科學(xué)方法的探索總是有意義的，即使當(dāng)時沒有完全解答某個問題，也可以為后人提供極為重要的借鑒。如果沒有前人排除眾多猜想，那么貝特解開恒星能源的謎團也許將花費更多時間。