宇 宙 的 本 質 ( 第 十 六 章大質量恆星之死 )

超 紅 巨 星 及 超 新 星假若恆星的質量超過八個太陽質量的話， 它會怎樣演化呢？由於質量更大， 恆星核心的密度及溫度亦必然比小質量恆星高， 所以熱核反應會以更快速度進行， 產生出更多的熱能， 恆星會更加光亮， 這些恆星通常為O 、 B 或A型恆星。

和其他恆星一樣， 大質量恆星會在主序階段把氫轉化為氦。有趣的是， 恆星質量越大， 壽命越短， 例如一顆相等於15 個太陽質量的恆星， 便只有一千萬年的壽命。由於大質量恆星的核心比一般恆星更熱和有更高的密度， 當走至生命盡頭時， 核心條件足以把氦繼續轉化為碳， 同時在核心外圍形成一個氦殼。在恆星強大質量的約束下， 核心氦聚變成碳的過程能穩定地進行， 在核心高熱的煎熬下， 恆星外殼會極度膨脹﹐ 成為比紅巨星更巨大的 超 紅 巨 星 。

典型的超紅巨星比普通紅巨星大上100 倍， 雖然表面溫度低， 但整體光度仍然非常高， 絕對星等可達-10 ( 太陽的絕對星等只有4.8 ) 。

情況很像燃燒氦， 強大的引力足以在核心燃點起碳， 而同時維持星體穩定。核心物質不斷聚變為更重的元素， 直至成為鐵。我們相信在地球上常見的重元素， 例如氧、 氦、 矽等， 其實是在遙遠的過去， 在一顆恆星的內部以這個機制產生的。鐵 其 實 是 熱 核 反 應 的 終 站 。氫轉化為氦會產生能量， 但要把鐵結合成更重的元素時， 卻反而要吸收能量， 這也是為什麼我們把如鈾等重元素分裂成較輕元素時， 可以產生能量的原因。

由於繼續燃燒鐵的核反應反而需要能量， 所以恆星核心產生能量的能力便會戛然而止， 核心的壓力驟降。當核心積聚了足夠的鐵後﹐ 在百分一秒之內， 核心會毀滅性地猛烈收縮， 同時把核心溫度提高。所有尚未使用的燃料會迅速核聚變成鐵或鎳。核心的外殼會塌縮在核心上， 電子和質子會結合成中子， 並放出 中 微 子 。中微子是亞原子粒子， 它們差不多不會和任何物質產生反應， 所以恆星對它們來說是透明的。大部分塌縮所產生的能量便是由中微子帶走。

由於原子核的天然密度會成為巨大的阻力， 防止核心進一步收縮， 這時核心會猛烈反彈， 以極高速塌縮的核心外殼會和反彈中的核心碰撞， 產生強烈的衝擊波， 同時產生出像鈾等比鐵更重的元素， 並把恆星外殼炸毀， 這便是 II 型 超 新 星 ( I 型超新星其實只是強度足以把中心白矮星炸毀的普通新星爆發) 。

超新星爆發十分激烈， 恆星的亮度可以暴增15 等， 是宇宙中最璀璨的天文現象。近年來可以用肉眼看到的超新星爆發， 發生在一個稱為大麥哲倫雲的小星系內的SN1987A 。可惜的是， 大麥哲倫雲位於南天極附近， 結果住在香港的市民無緣得見。

公元1054 年， 宋朝天文學家目睹在現今金牛座天區出現了一顆客星， 這顆突然出現的星異常光亮， 在隨後兩個月的早上也可以看見， 這顆客星便是我們所說的超新星。

當年超新星爆發出來的殘跡﹐ 還形成了現今用小型望遠鏡都可以看得見的M1 蟹狀星雲。蟹狀星雲仍然在膨脹﹐ 最終會溶入星際物質而消散。

天文學家每年會發現十數至數十顆超新星， 但大部分都位於偏遠而暗淡的河外星系， 這是1994 年在M51 發現的超新星。

恆星在超新星爆發後又如何呢？這便取決於恆星剩餘核心的質量。在大爆炸後， 若剩餘質量少於1.4 個太陽質量， 便會成為白矮星； 若質量介乎1.4 至大約3 個太陽質量， 便會成為 中 子 星 ； 若 質 量 更 大 ， 便 會 成 為 黑 洞 。下圖顯示了不同質量恆星的死亡路徑。

中 子 星 與 脈 沖 星假若在超新星爆發後， 剩餘核心質量介乎太陽質量的1.4 至3 倍， 那麼核心中的電子簡併壓力便再不足以抵抗強大的引力， 恆星會進一步收縮， 直至電子亦被擠壓至原子核內， 和質子結合成為中子。而 中 子 簡 並 壓 力 則足以防止恆星進一步收縮﹐ (同電子簡併壓力一樣﹐ 中子簡併壓力並非來自核子反應﹐ 它可永遠扺抗恆星的引力收縮。 ) 一顆 中 子 星 便 在 宇 宙 中 誕 生 。

中子星中95 - 99% 的成分是中子， 但仍有少量的質子和電子。一般半徑約為8 至16 公里， 和香港島的大小差不多。由於引力場實在太強大， 任何山脈高山皆會被引力蕩平， 所以中子星的表面十分光滑。

我們相信中子星有一層約一公里厚由重原子核組成的外星殼， 之下是一層呈液態的中子流質， 最後可能是一個固體核心。

中子星另一個非常重要的特性是它擁有極強的磁場， 可以比地球磁場強10⁸ 至 10¹⁵ 倍 。當電子以螺旋軌道繞著磁力線移動， 便會沿著兩個磁極向外發射出無線電波。

通常恆星的自轉軸和磁軸並不一致， 中子星亦不例外， 所以沿著磁軸向外發射的無線電波束， 在中子星自轉的帶動下， 便會如燈塔般向宇宙掃射， 這便是著名的 燈 塔 效 應 。當地球位於這些宇宙「 燈塔」 掃過的範圍， 便會收到極端規律的無線電波訊號， 這便是 脈 沖 星 ， 在蟹狀星雲中心便有一顆。

當第一顆脈衝星在60 年代被發現的時候， 天文學家起初誤以為這些訊號來自另一個天外文明﹐ 後來發現不對後便產生了一個更嚴重的問題。有 些 脈 沖 星 稱 為 毫 秒 脈 沖 星 ， 其 自 轉 周 期 可 短 至 0.001 秒 ！有什麼物體可以如此飛快轉動而不會因而解體？中子星的超強引力提供了最佳的解答。

由於中子星非常沉重， 所以它的自轉周期非常規律， 有些中子星的脈衝周期可以準確至小數後十個位， 因此， 就算中子星出現輕微的異動， 天文學家亦可以觀察得到。例如假若有一顆行星圍繞一顆中子星運行， 它會令中子星出現搖動， 引致脈衝的間隔變長或短， 由此我們根據脈衝周期的變化， 可推斷出行星的質量和軌道半徑， 這亦是天文學家找出第一顆地外行星時所用的方法。

以上的討論都是基於單星系統的， 其實宇宙中存在不少有趣的中子星雙星系統。例如假若有一顆中子星的伴星為巨星， 那麼物質便會由巨星流入中子星並放射出X 射線， 成為X 射線脈衝星。