恒星简史让我们一同感受恒星炫彩夺目的一生

　　恒星的寿命很长，但终有一天它们会走向衰亡。我们曾经研究过最庞大的天体，构成这些恒星的能量源于单个原子之间的相互作用。因此，想要弄懂宇宙中最宏伟壮阔的天体，我们必须从基本的原子出发。随着恒星生命的终结，那些最基本的原理将再次发挥作用来预测恒星接下来会发生的事情。
　　恒星的诞生
　　恒星的形成需要很长的时间，像宇宙中缥缈的气体被引力牵引到一起。这种气体大多为氢气，因为它们是宇宙中最基本而又最为丰富的元素，即便许多气体是由其它元素构成的。充足的气体在引力场的作用下聚集在一起，每一个原子对其它原子也同样有引力作用。
　　这种引力驱动足以令原子之间互相碰撞，从而产生热量。实际上，当原子之间相互碰撞时，它们的振动和平动速度加快（毕竟热能的本质是分子平动和转动的动能），最终，它们变得十分炽热，单个原子具有很大的动能，以至于它们与另一个同样具有很大动能的原子碰撞时，不只是会发生相互反弹。
　　在充足能量的作用下，两个原子相互碰撞，这些原子的核心聚集在一起。请记得，这些原子大部分是氢原子，氢原子的原子核内只有一个质子。当两个原子核聚集在一起（是我们已知的过程，称为核聚变），所产生的原子核拥有两个质子，这样的新原子叫氦。恒星也可以将较重的原子（如氦）融合在一起，形成更大的原子核（这个过程称为核合成，被认为是宇宙中元素的形成方式）。
　　恒星的燃烧
　　因此，恒星内部的原子（通常是氢）相互碰撞，经历核聚变过程，产生热量、电磁辐射（包括可见光）和其他形式的能量，如高能粒子。这一段核聚变的时期是我们大多数人所认知的恒星的生命。我们在天空中所看到的大多数恒星也正处在这一阶段。
　　恒星的这种热量会产生压力，将原子推开。粗略地类比来说，就像在气球内部加热空气，对气球表面产生的压力。但请记住，引力试图将它们压缩到一起。最终恒星内部的引力和排斥的压力相互平衡，在此期间，恒星得以以相对稳定的方式燃烧，直到燃料耗尽为止。
　　恒星的冷却
　　当一个恒星的氢燃料转化成了氦或其它更重的元素，这些元素需要更多的热量才能引发核聚变。质量大的恒星消耗燃料速度更快，这是由于它需要更多的能量来抵消更大的引力（换句话说，更大的引力会使原子的碰撞更剧烈）。虽然我们的太阳可能会持续约五十亿年，但更多大质量的恒星可能会在耗尽燃料之前只持续短短一亿年。
　　当恒星的燃料开始耗尽时，恒星产生的热量变少。没有热量形成的压力来抵消引力，恒星开始在引力作用下坍缩。
　　然而，一切都还没有完。请记得这些原子是由质子、中子和电子组成，它们是费米子（即自旋为半奇数、服从费米狄拉克统计的粒子）。泡利不相容原理是支配费米子的原则之一，该原理表明没有两个费米子可以占据相同的状态，可以用一种更奇妙的说法来解释，即在同一个地方做同样的事的人只能有一个。（另一方面来说，玻色子就不会遇到这样的问题，这也是光子激光器能够运作的理由。）
　　泡利不相容原理所造成的结果是在电子间产生了另一种轻微的排斥力，这有助于抵消恒星的引力坍缩，使其成为白矮星。这是印度物理学家苏布拉马尼扬钱德拉塞卡（SubrahmanyanChandrasekhar）于1928年发现的。
　　当恒星剧烈坍缩直至电子并入质子转化成中子，中子间的斥力（强相互作用的核力）抵消了引力坍缩，另一种类型的星体中子星就会出现。然而，并非所有的恒星最终都会成为白矮星或中子星。钱德拉塞卡认为一些恒星会有着非同寻常的命运。
　　恒星的死亡
　　钱德拉塞卡断定任何比太阳质量约1。4倍大的恒星（称为钱德拉塞卡极限）不能支撑自身以抵抗它的引力从而坍缩成白矮星。距离太阳约3倍（质量约太阳3倍）的恒星将成为中子星。
　　除此之外，恒星的质量太大以至于无法通过泡利不相容原理的斥力来抵消引力牵拉，有可能的是，当恒星衰亡时，它会经历超新星阶段，将足够质量的物质抛散到宇宙中，从而使其质量低于极限，并成为这些类型恒星中的一种但如果没有超新星阶段，将会发生什么呢？
　　在那种情况下可能的回答是：质量会在引力作用下继续坍缩，直到形成黑洞。
　　这就是人们所认知的恒星的死亡。
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