随着科学技术的发展，我们在宇宙中发现了越来越多的星体，它们的数量多到难以想象。相信很多人都思考这么一个问题，它们每一个体积都那么巨大，并且数量这么多的星星一定不是凭空出现的，那它们都是怎么产出的呢？它们为什么有的会发光，而有的又不会发光呢？这些问题从古至今，一直困扰着人们。古人们为了解释这些问题，创造出了很多美丽的故事。直到上个世纪30年代，物理学家们才解释了，星星的产生是由于星际空间中的气体和尘埃因重力作用相互吸引而逐渐聚集起来的。而当人类了解了原子核内部的物理规律之后，才揭开了星星的发光之谜。同时发现了星星并不是永恒的发光，而是阶段性的。星星是有生命的，只有在特定的生命周期内才会发光，它们也会慢慢的走向死亡。

发光发热的太阳

恒星为什么会发光发热

太阳是我们最熟悉的会发光的星体，正因为它源源不断的发光发热才有了我们的生命。在19世纪末，德国的亥姆霍兹和苏格兰的威廉·汤姆生都认为星体是由一堆气体组成的，它之所以会发光发热是由于它们之间的引力作用相互摩擦而产生的。经过计算，如果太阳是通过这种方式发光发热的，那么太阳只能维持2000万年。但是地质学家十分确认地球的寿命已经几十亿年了，太阳不可能比地球的寿命小这么多，这个问题依然困扰着人们。

之后英国一位名叫亚瑟·爱丁顿的天文学家提出了他的观点，他猜想太阳是通过氢燃烧成氦产生的能量，但是他无法解释其中的缘由。他十分认可爱因斯坦的成就，所以这个猜想极有可能是相对论给他的启发。这个问题直到20世纪30年代才被德国的物理学家汉斯·贝特和卡尔·维茨塞克解决，他们是通过核物理的角度解决这个问题的。

太阳的结构

他们通过研究发现：最开始无数个氢原子核在太阳内部来回运动相撞，经过上亿年的时间，某些特别的原子核冲破了它们之间的库伦排斥力，在弱力的作用下融合在一起了。虽然发生这种情况的概率及其小，但是太阳具有数量巨大的氢原子核，同时又经过了漫长的岁月，导致这种情况多次发生。几次聚合下来，就产生了氦核。两个氢原子核在高温下聚合，开始点火，经过几十亿年的历程，这些氢原子核一方面因正电斥力而互相“躲闪开”，另一方面，它们又有可能聚合在一起，聚合后变成氦原子核，它的质量小于两个氢原子核的质量之和。根据爱因斯坦的质能公式，这个聚合反应放出大量的能量。

恒星聚变示意图

两个氢原子核在高温（10^7K）、高压（10^11atm）下聚合成重氢2^H并放出正电子和中微子等。H+H->2^H+（e+）+V，释放能量Q=0.42MeV

重氢和氢原子核聚合成3^He，2^H+H->3^He + γ，释放能量Q=5.49MeV

两组3^H聚合4^H和两个质子。3^He+3^He->4^He+H+H，释放能量Q=12.86MeV

整个过程共释放出能量26.7MeV。太阳通过不断的重复上述过程来释放能量。

现在这种热核反应向外喷发的压力与太阳的引力旗鼓相当，使太阳是稳定的。当太阳的热核反应原料耗尽时，太阳会由于压力重力的作用开始坍缩。46亿年来，太阳每秒钟要消耗掉10亿吨的氢。不过不用紧张，太阳的质量约为2*10^27吨，按照每秒10吨的速度消耗，还要再经历46亿年才会耗尽。

恒星的生命历程

我们已经了解星星是如果发光的，现在再来探讨一下星星是如何产生的，它是如何从出生到死亡的，它都经历过了哪些阶段，它的生命是一个怎样的历程？

银河系中的恒星大多数都是起源于银河系银道面内密集的气体和尘粒。它们的质量不同，生命轨迹也会截然不同。我们可以根据恒星质量（M1）与太阳质量（M2）的对比，分成四个不同的生命轨迹：

M1>30M2：红超巨星->蓝超巨星->最强超新星爆发->形成黑洞并喷发残骸->遗迹为恒星原始物质

30M2>M1>8M2：红超新星->超新星爆发->脉冲星、中子星；M1>3.2M2会形成黑洞。

M1约等于M2的恒星：红巨星->行星状星云->白矮星；3.2M2>M1>1.4M2会形成中子星。

M1

可见，一个恒星的命运是由它的质量的决定的。类似太阳大的恒星，当它能量耗尽开始坍缩时，它内部的温度会越来越高，当温度达到一定程度，使原来热核聚变的灰烬“氦”聚合成了碳，同时又释放出了大量的能量，这一部分能量使它的体积急速增大，能够膨胀到原来的数百倍。由于这些能量比之前的热核聚变产生的能量小了很多，而且辐射能散布在一个大得多的表面积上，导致它看起来色泽暗淡，成为了红巨星。这个阶段就是恒星临死前的回光返照。

在猎户座中就有着几个红超巨星，他们特别亮，是太阳亮度的60000倍。当红巨星内部的燃料耗尽时，脆弱的外壳就会破碎，它会向太空中喷发千百万吨的物质。这些物质会形成行星状星云，我们已经观测到了大量的行星状星云。

猎户座中的红巨星

在距离我们500光年处的旋涡星云就是其中一个，它现在还以30km/s的速度向外扩张着。它中间空的区域原来是星体，现在已经缩成了质量很大但是体积很小的白矮星。这颗白矮星体积与地球差不多，但是质量是地球的100万倍。

旋涡星云

质量更大的超红巨星到晚年时的温度能够达到几百亿摄氏度，之后继续的聚变生成了比碳更重的物质以致超新星爆发，它的核心就形成了中子星。

恒星生命的进一步完善

20世界初期，天文学家们一致认为所有的恒星最终都会变成白矮星。直到1930年时，一位名叫萨拉马尼安·昌德拉塞卡的印度天文学家提出，一个1.5倍太阳质量的恒星燃料即将耗尽时，引力还是会超过电子因不相容原理而产生的斥力，并预示出在白矮星死亡之前，当它的尺寸萎缩到约太阳的1.5倍极限值时，其所剩余的物质会是超新星爆发的原料。经过他缜密的思考和长时间的计算，他在1935年将白矮星寿命上限的理论值公布了出来，结果却得到了很多人的质疑。在之后的30年里，他提出的理论才被观察验证，得到了人们的认可。因此他获得了1983年的诺贝尔物理学奖，此时，他已经70多岁了。