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生命之路漫漫
明亮的星啊，我愿像你一样坚定。
——约翰·济慈（JOhn Eeats）
太阳中心释放的能量作为光子（光粒子）辐射出来，然而光子要经过漫长的路程才能到达太阳表面并逃逸到行星际空间，在那里吹动若星的尾巴，加热行星的冰冷外壳。与人们的直觉相反，虽然光子的速度将近30万公里／秒，而太阳的半径是70万公里，从太阳中心发出的光子到达表面的时间却并不是2．3秒。平均说来那些光子得花1000万年才能走完这段路程。我们在地球上现在收到的阳光，是8分钟前离开太阳表面的，但是它从太阳核。已产生之时，猿类和早已灭绝的柱牙象还在非洲行走，而非洲与欧亚大陆还不相连。
理由很简单：光子在恒星内部并不沿直线运动，而是由于与无数电子的碰撞而不断地改变路径（电子与质子同为恒星物质的主要成分）。假如太阳核心现在突然熄灭，阳光在今后1000万年里仍将继续照亮地球。
因此，恒星的生命历程极为规则。天空中的几乎所有星星，无论是用肉眼还是用望远镜看到的，都是与太阳类似的恒星，它们的核心正熊熊燃烧着氢。这种极稳定的状态长达恒星整个核反应寿命的四％，并被称为主序（见附录1）。我们的太阳已经平静地处在主序态上50亿年了，不停地把它的氢转变成氦，它的生命之路正好走了一半。
红色的赞美诗
然而，太阳的“恒定”演化终将结束，熊熊烈火将变为余烬，并完全熄灭。当所有的氢都变成了氦时，核心的火就没有燃料来维持，恒星在主序阶段的平静日子就到了尽头，大动荡的时期来到了。
一巨燃料用光，热核反应的速率立即剧减，引力与辐射压之间的平衡被打破，引力占了上风。有着氦核和氢外壳的恒星，在自身的重力下收缩，压强、密度和温度都随之升高，于是恒星外层尚未动用过的氢开始燃烧，外壳开始膨胀（而核心区在收缩）。
通过自然界精巧的炼金术，许多元素都能由热核反应而变成别的元素。但是，由于较重的核带有更多的正电荷，它们之间的相互排斥就比质子之间要强（质量越大的原子，其核中的质子越多，电荷也就越多。原子核里还有一种不带电的粒子，称为中子，见第6章）。相应地，重核就必须有非常高的速度才能克服电斥力而聚合，也就是说，它们的转变需要的温度高于1500万开氏度。
在1亿度的高温下，恒星核区的氨原子核能聚变成碳原子核，每3个氦核变成1个碳核，碳核又能再捕获别的氦核而形成氧核。这些新反应的速度完全不同于缓慢的氢聚变。它们像闪电一样快地突然起爆（故被称为“氦闪耀”），而恒星不得不尽可能地相应调整自己的结构。大约经过100万年后，核能量的流出稳定下来。在此后的几亿年里，恒星又得到暂时的平稳，核区的氦在消耗，而氢的燃烧则越来越向更外层推进。但是，这个调整是要代价的，这时的恒星将膨胀得极大，远胜过寓言里的怪物，以使自己的结构适应于光度的增大。它的体积将增大10亿倍。在这个过程中恒星的颜色会改变，因为其外层与高温的核心区相距很远，温度就低了下来。这种状态的恒星称为红巨星。
尽管表面温度很低，红巨星却极为明亮，因为它们的体积巨大。肉眼能看到的最亮的星有许多是红巨星，参宿四、毕宿五、大角、心宿工，就是其中几例。太阳自己也将在50记或60亿年里变成一个红色“巨兽”。当核心的氢燃完时，太阳就将开始膨胀，距它20万公里的小行星水星将化为蒸气，金星的大气将被吹光，地球上的海洋都将沸腾。然后太阳还会继续膨胀，并把地球吞没，因为太阳在其红巨星阶段的最大半径将超过目前地球公转轨道半径（1．5亿公里）。地球那被烧焦的残骸将继续在巨太阳灼热而极稀薄的大气里转圈子，红巨星外层物质的密度比地球实验室里能得到的最好真空还要低得多。第五章 灰烬与钻石
红巨星远不是恒星一生的终结。引力现在变得比以往更为重要。一个恒星的命运是完全由其质量决定的（至少对单颗星是如此，双星的情况则还有别的因素起作用，这将在以后讨论），质量越大的恒星演化得越快，核燃料也就消耗得越快。太阳的整个热核反应阶段约是120亿年，质量10倍于太阳的恒星，核阶段就要短1000倍。另外，核反应的产物也不一样。质量最大的恒星里产生出最重的元素，这一点将在下一章 中再谈。现在先来看看像太阳这样质量较适中的恒星的命运。
红巨星的碳一氧核不再发生热核反应。外壳的重量不足以使这个核受到充分的压缩，但是核的周围仍然活跃。氢层和氨层先后燃烧，一点一点地耗掉恒星的储备，一步一步地延伸到外壳。这种很节约的“蚕食”所产生的能量仅能断断续续地支撑外层的重量。这种痛苦挣扎的恒星不能再稳定自己，而是开始脉动。这种状态持续数千年。以前曾是极为稳定的恒星现在不顾一切地背道而驰，它像孩子们的气球一样一胀一缩，每次都喷出一团气体。最后，它的外层全都脱落，只剩下一个裸露的碳一氧核。
被抛出的气体，也就是灰烬，形成一个行星状星云，那萎缩的残骸则注定成为一块钻石，这就是白矮星。
行星状星云
行星状星云那洋洋大观的外流气体不仅将是太阳，也是所有质量在1到8倍太阳质量（记为Mal之间即中等尺度恒星的产物（以后用Mgh示太阳质量2。id3克，这是常用的天文质量单位）。更小的恒星却如此节俭，以至于自诞生以后几乎不怎么演化；而更大的恒星则高速燃烧，最后以雄壮的爆发来结束自己的存在。
第～个行星状星云是安东尼·达古尔（Antoine Darguier）于门对年在天琴座发现的，他找到一个看似行星并“像木星一样大”的天体。类似的星很快又被陆续看到。威廉·赫歇尔（William Herschel），音乐家和天王星的发现者，把这一类新的天体起名为“行星状星云”，一半是因为它们是星云，一半是因为他认为能从中得到对行星形成的解释。这后一半他是搞错了，但“行星状”这个词却作为一个将错就错的天文词汇沿用下来。就是“星云”一词，虽然稍好一点，也只是反映了当时观测仪器的能力。那时的天文学还处在～种仅凭表现形态收集天体标本的水平，即把那个人们难以觉察的世界里的东西尽量罗列出来，这有点像植物学。查尔斯·梅西叶（Charles Messier）就是这样一个大“植物学家”，他的主要兴趣是在香星上（路易十四称他为“参星雪貂”）。
1781年他编制了一份有103个星云的表，那些星云看似童星，但不在天空中运动。有了这个表，香星“猎手”们就不再会把自己的目标与这些模糊的、不动的神秘斑块相混淆。
梅西叶表在今天仍对业余天文学家很有帮助。它实际上包含了许多不同类型的天体，有行星状星云（夫琴座的那一个在表中被列为第57号），有由亿万恒星组成的遥远星系，也有属于我们银河系的星际云和星团。
画家的调色板
为什么行星状星云，这种从正在死亡的小型恒星中喷出的气体的遗迹，会成为最引人注意的星体之一呢？这是因为星云的气体能拦截来自中心星炽热表面的辐射。中心星表面温度有2万开氏度，其主要辐射就不是可见光，而是紫外线。这种辐射携带的能量比可见光大（见表1），因而能够激发星云中的原子。在这些光子的连续轰击下，电子跳跃到更高的轨道，然后再落回原来的轨道，并发出一种特征颜色的辐射，这种现象称为气体发荧光。气体中的每种原子（氢、碳、氧）都吸收紫外辐射并再发出其他波长的辐射，其颜色就成为该种元素的标志。
星云的内区最靠近中心星，因而最大程度地暴露在紫外辐射下，氧和氮被激发并辐射它们的特征颜色——绿色。在星云外区，紫外辐射由于被吸收而减弱，因而只能使氢激发，并发射出红光。
行星状星云演化得很快，其最大直径从不超过1光年。它的气体以10到30公里／秒的速度膨胀，越来越稀薄，在不到10万年的时间内完全消失在星际空间。这在天文尺度上是段很短的时间，由此可以估计出银河系中总共存在2万至5万个行星状星云，每年形成一到二个。其中只有大约1000个能看得到，其余的都被银河系盘的尘埃所遮掩。
白矮星之园
奇怪的天体，固执地显示一种与其光度不符的光谱，最终能告诉我们的会比那些按常规辐射的天体要多。
——阿瑟·爱T顿（1922）
行星状星云的灰烬之所以使天文学家感兴趣，是因为它们把碳、氮和氧散布在星际媒质中，然而，无论是在观测还是在理论的意义上，那颗残存的中心星的命运则更为诱人。
在恒星大膨胀成为红巨星，热核反应速率也不可逆转地衰减之后，恒星吹出气体并收缩到地球那样大小，即几千公里直径。物质的浓缩使得星体表面温度大为升高，以至真正成为白热。小尺度和高表面温度这两个特征使这种星得名为白矮星。
白矮星首次在天文学里出现是在1834年，那时弗里德里希·贝塞尔（FriedrichBessel）正在对天空中最亮的恒星——天狼星本动进行仔细研究。这颗星除了绕银河系中心缓慢运动外，还有一个微小的周期性扰动。这表明它属于一个双星系统，那个伴星的质量与太阳相似。这样质量的恒星在这个距离上应该是看得见的，但却看不到。这颗神秘的星被叫作天狼B星，30年后才被阿尔文·克拉克（Alvan Clarke）找着。它的光度比天狼星弱1万倍，就像是耀眼阳光下的烛焰。
天狼星的光度这样弱，其表面温度似乎就应该很低。1917年瓦尔特·亚当斯（Walter Adams）拍摄了它的光谱，发现它很白（表明温度在开氏8000度以上），而不是原来预期的红色（约1300开氏度）。怎么才能把低光度和高温度相调和呢？决定恒星光度的因素不仅是温度，还有尺度，于是最可能的解释就是天狼B星的半径极小，跟地球差不多。
这里出现了科学研究中的典型情况（这使得研究更有刺激性）：一个问题刚解决，另一些原来没想到的问题就出现了。对天狼B星来说，光度问题可以由要求其尺度与行星相当来解决。但是，一个尺度像行星那么小而质量像太阳那么大的恒星，其平均密度必然达到800于克／立方厘米，比地球上已知密度最高的金属（例如金或钻）还要高4万倍。这样的密度相当于把埃菲尔铁塔压缩到30立方厘米的体积内。
这些数字使对年代的物理学家大为惊讶，阿瑟·爱丁顿自己都说是“荒唐”，然而这是事实，而理论必须与观测证据相符。而且天狼B星也不是第一个不守常规的星，波江座40的伴星已经显示其表面温度不遵守与光度的通常关系。在后来的几年中，白矮星的名单迅速增长，紧迫地需要回答的问题是：白矮星是由什么组成的？
简并物质
直到20世纪初，物理学家还从来没有想象过能有比地球上可见到的物质更密集的物质状态存在。水、岩石、木材和人体的密度全都在同一量级，即每立方厘米1克至见克。只是由于星子力学理论的发展，科学家才得以理解为什么这些常见物质都具有这样的性质。
在原子中，带负电的电子被带正电的核以电引力所束缚，并不停地绕核旋转。正如气体分子对容器壁的不断撞击造成压力一样，被核束缚的电子也能产生一种压力以防止物质的收缩超过一定限度。这个限度是由沃尔夫冈·泡利（WolfgangPauli）于1925年提出的不相容原理来决定的。
形象地说，这条基本物理原理规定了基本“居室”的存在，每个“居室”最多只能容纳两名居民。在“常见”物质中（即密度与水相似），大多数“居室”都是空着的。正由于这个道理，我们说常见物质中有着大片真空：原子核集中了原子的绝大部分质量，而电子运转的轨道是如此之远，假如核的大小如一粒弹子，则电子轨道亦即整个原子的尺度就伸到两公里外。
重要的是，在解释这种早已司空见惯的物质性质的同时，量子力学还预言了物质的所谓简并态的可能存在，其特征就是所有基本“居室”都被粒子充满。
并不是任何种类的物质都能成为简并态。基本粒子按其在高密度或低温度时集体行为的不同可以分成两大类：一是费米子，得名于意大利物理学家恩里科·费米（EnricoFermi）二是玻色子，得名于印度物理学家萨迪恩德拉·玻色（SatyendraBose），他在这个问题上与爱因斯坦合作。区分这两类粒子的重要特征是自旋。自旋是基本粒子的一种与其角动量（粗略地讲就是半径与转动速度的乘积）相联系的内禀性质。鼻子力学所揭示的一个重要之点是，自旋是量子化的，这就是说，它只能取一定的分离值，即一个被称为“正则普朗克常数”的基本常数h的整数或半整数倍。在日常生活中，自旋的分离值完全不可觉察，因为h是如此之小，宏观物体具有庞大的自旋。一只小孩玩的陀螺的自旅大到矿哈。因此，只有在原子尺度上自旋的不连续性才变得显著，其他量子化的物理量也是如此，例如能量。
赛米于与玻色子的不同在于，前者具有半整数目旋。而后者具有整数目旋门h，lh，Zh 等等）。原子的基本组分质子、中子和电子，都是自旋为＊h的费米子，光子是自旋为lh的玻色子。泡利得出了一条基本原理：任何两个费米子都不可能具有同样的量子态（这条规则不适用于玻色子）。这条非常重要的原理排除了很紧密地挤在一起的费米于群的可能性，让我们更进一步看看这是为什么。
在原子里，一个电子的量子态是由其能量（是电子轨道的函数）和自旋取向来确定的。自旅只能取两个方向之一，要么“朝上”，要么“朝产，这取决于自旋是与轨道同向还是反向。由泡刮不相容原理就可得出，一个能量已定的轨道至多只能被两个电子占据，它们的自旋方向相反。任何第三个电子在这个轨道上的存在是被自然界禁止的。
现在来考虑一个盒子里的电子气。一个电子的量子态由其能量、线动量（质量与速度的乘积）和自旋来确定。按照量干力学，能量和动量也是量子化的物理量，只能取分离的值。因此，如果电子气被压缩到越来越小的体积里，那么终将达到这样一个限度，即所有的能量和动量级都被具有所有可能自旋取向的电子所占据。这时不相容原理起作用，阻止电子气进一步变稠密。电子产生出一种巨大的内部“量子”压力，称为简并压，以反抗任何再缩小体积的企图。简并压的特征是与温度无关，不像通常的气体压强那样与气体温度成正比。
白矮星揭秘
我处在压力下，然而我能承受。
——位世界网球明星
英国科学家拉尔夫·富勒（RalPh Fowler）第一个把量子力学应用于天体物理。他在1925年提出，一个没有内部辐射压的恒星的引力收缩能够迫使所有电子占据所有可能的鼻子态，因而白