物理学是研究物质世界最基本的结构、最普遍的相互作用和最一般的运动规律的学科。天文学是研究宇宙中的天体、宇宙的结构和演化的学科。天体物理学属于天文学与物理学的交叉学科，它利用物理学的技术、方法和理论来研究天体的形态、结构、物理条件、化学组成和演化规律。

按照研究对象划分，天体物理学包含太阳物理学、太阳系物理学、恒星物理学、恒星天文学、行星物理学、星系天文学、宇宙学、宇宙化学、天体演化学等分支学科。按照研究方法划分，天体物理学可分为实测天体物理学和理论天体物理学两部分。简单地说，实测天体物理学的任务是利用物理学的技术和方法获取并分析宇宙中的天体信息，而理论天体物理学的任务则是利用理论物理方法研究宇宙中天体的物理性质和物理过程。  

恒星演化是天体物理学的主要研究领域，目标是研究恒星从诞生到成熟，再到衰老死亡的过程。致密星的形成与恒星的衰老死亡密切相关。

近代物理确认各种物质之间的基本的相互作用可归结为四种：即万有引力、电磁力、弱相互作用和强相互作用，其中万有引力和电磁力是长程力，弱相互作用和强相互作用是短程力。虽然电磁力比万有引力强得多，由于天体在总体上是电中性的，在恒星演化过程中起主导作用的是万有引力。恒星从诞生、成长到死亡的一生就是与引力抗衡的过程。恒星演化的过程已有许多专著论及，我们在此只作简要介绍。

恒星演化过程可以用赫罗图（Hertzsprung-Russel diagram）描写。赫罗图是丹麦天文学家赫茨普龙(E. Hertzsprung，1873-1967)及美国天文学家罗素（H. N. Russell，1877-1957）分别于1911年和1913年各自独立提出的。这张图已成为研究恒星演化的重要工具，如图1所示。

 

图1 赫罗图

赫罗图是恒星的光谱类型与光度的关系图，赫罗图的纵轴是光度或绝对星等，而横轴则是光谱类型或恒星的表面温度，从左向右递减。恒星的光谱型通常可大致分为 O，B，A，F，G，K，M七种，其对应的物理性质如表1所示。

恒星的诞生始于宇宙空间中的巨分子云。星系中大多数空间非常稀薄，密度只有每立方厘米大约0.1到1个原子，而巨分子云的密度可达到每立方厘米数百万个原子。一个巨分子云包含数十万到数千万个太阳质量，直径为50到300光年。由于万有引力的大小与物质之间的距离的平方成反比，如果由于某种原因导致分子云的密度发生变化，就可能导致引力坍缩。例如巨分子云的互相冲撞，或巨分子云穿越星系旋臂的稠密部分；还有星系的碰撞或邻近的超新星爆发所抛出的高速物质等原因都可能触发引力坍缩。

表1 恒星的光谱型及物理性质

注：表1中M_⊙ = 1.988×10³⁰千克为太阳质量，L_⊙=3.826×10²⁶ 焦耳/秒为太阳光度。

 

引力坍缩过程中的角动量守恒会造成巨分子云碎片不断分解为更小的片断，质量小于约50个太阳质量的碎片会形成原恒星。在这个过程中气体被释放的势能所加热，而角动量守恒也会造成星云开始产生自转之后形成原恒星。原恒星就是处于慢收缩阶段的恒星。在引力塌缩过程中物质以越来越快的速度向引力中心汇聚，这些物质的引力势能转化为热能，导致原恒星中心的温度持续的升高。当温度达到六七百万度的时候，"质子—质子"的聚变核反应被点燃。当温度升到一千多万度时，氢核聚变为氦核的热核反应持续不断地发生。至此，恒星的原恒星阶段结束，恒星进入一个相对稳定的时期，达到完全的流体静力学平衡状态，这个时期的恒星称为主序星。

原恒星与主序星的区别就是恒星内部是否发生了持续的热核反应。在图1中赫罗图的左上角到右下角分布在一条对角线上，这条对角线的恒星被称为主序星，太阳就是一颗主序星。恒星在主星序上度过一生最长的阶段，主序星抵抗万有引力的能量来源于热核反应。

在主序星阶段，恒星内部热核反应所产生的向外的热压力与向内的引力达到平衡，如图2所示。

 

图2 恒星内部的力学平衡

恒星的一生始终处在向内收缩和向外膨胀的矛盾之中。主序星阶段恒星是靠其内部氢核聚变反应提供能源而维持平衡的。由于恒星内部含有大量的氢，氢核聚变反应可进行相当长的时间间，所以恒星在主序星阶段停留时间很长。

质量不同的恒星在主序星阶段的时间很不相同。质量愈大的恒星氢消耗得愈快，在主序星阶段停留的时间就愈短。

§ 2白矮星、中子星与黑洞

经历几百万到几千亿年之后，恒星会消耗完核心氢。大质量恒星比小质量恒星更快地消耗完核心氢。在消耗完核心氢之后，核心部分的核反应会停止，留下一个氦核。失去了抵抗重力的核反应能量后，恒星的外壳开始引力坍缩。核心的温度和压力像恒星形成过程中一样升高，处在更高层次上。一旦核心温度达到了1亿开尔文，核心就开始进行氦聚变，通过氦聚变产生能量来抵抗引力。如果恒星质量不足以产生氦聚变，则这颗恒星会释放热能，逐渐冷却，成为白矮星，如图1赫罗图左下角所示。

1930年，印度年轻的天文学家钱德拉塞卡（S. Chandrasekhar, 1910-1995）通过计算发现：依靠电子简并压力与引力抗衡的白矮星存在一个质量上限，约为太阳质量的1.44倍，这个质量称为钱德拉塞卡上限。

对于质量超出5倍太阳质量的恒星，其外壳膨胀成为红超巨星，其核心开始引力压缩，温度和密度的上升会触发一系列聚变反应。这些聚变反应会生成越来越重的元素，产生的能量会暂时延缓恒星的坍缩。最终，聚变逐步到达元素周期表的下层，硅开始聚合成铁。在这之前，恒星通过这些核聚变获得能量，但是铁不能通过聚变释放能量，相反，铁聚变需要吸收能量。这导致没有能量对抗引力，而核心几乎立刻产生坍缩。恒星演化的下一步演化机制并不明确，但是这会在几分之一秒内造成一次剧烈的超新星爆发。中子星的形成与超新星爆发密切相关。在一些超新星之中，电子被压入原子核，和质子结合成为中子。使得原子核互相排斥的电磁力消失之后，恒星成为一团密集的中子。这样的恒星被称为中子星。形成中子星的条件是塌缩的内核质量超过1.44倍太阳质量(钱德拉塞卡极限)、而小于3.2倍太阳质量(奥本海默极限)。在中子星里压力是如此之大，电子被压缩到原子核中，电子同质子中和为中子，使得原子仅由中子组成。而整个中子星就是由这样的原子核紧挨在一起形成的。可以这样说，中子星就是一个巨大的原子核，中子星的密度就是原子核的密度。银河系中著名的气体星云──蟹状星云的中心星就是一颗中子星（脉冲星）。

 

图3 蟹状星云

并非所有超新星都会形成中子星。如果恒星质量足够大，那么连中子也会被压碎，直到恒星的半径小于史瓦西半径，光也无法射出，成为一个黑洞。形成黑洞的质量要求：塌缩的内核质量超过3.2倍太阳的质量 (大于奥本海默极限)。

§3 白矮星的发现

白矮星的发现要从天狼星的自行谈起。天狼星是全天空中最亮的恒星。早在1718年哈雷通过测量天狼星位置发现它有自行。1836年德国天文学家贝塞尔(F. W. Bessel， 1784-1846）发现天狼星的自行呈波浪式的变化，并由此推断天狼星有一颗看不见的伴星，如图4所示。

 

图4天狼星于1793年到1880年间的运动

1862年进行的天文观测发现，在天狼星附近有一个很小的光点，最后确认它就是天狼星的伴星，称为天狼星B，而天狼星则改称天狼星A。天狼星B是一颗暗星，其亮度比天狼星A差10个星等，光度相差1万倍，而天狼星B的表面温度达到8000K，比太阳的表面温度（约6000K）还要高。

摆在天文学家面前的问题是：天狼星B的天狼星B的温度如此之高，而亮度又如此之低。由于恒星的光度是和恒星的表面积成正比的，由此推断，天狼星B的表面积特别小，计算表明，天狼星B的密度大得不可思议！1924年，英国天文学家爱丁顿首先提出一种解释：天狼星B内部的温度非常高，原子都被电离成电子和原子核，这些粒子的体积比原子小得多。因此恒星的直径变得比行星天王星要小，密度却非常高。表面积太小，往外辐射的总能量也少。他称这样的恒星为“白矮星”，但是这个看法未能得到当时的天文学家的认可。

二十世纪以来，作为近代物理学的两块基石的相对论和量子论逐步建立起来。1900年德国物理学家普朗克(M. Planck, 1858-1947)提出能量量子化假设；1905年和1915年爱因斯坦先后发表了狭义相对论和广义相对论；1911年，新西兰物理学家卢瑟福(E. Rutherford, 1871-1937)提出了原子的核式结构模型；1925年，奥地利物理学家泡利(W. E. Pauli，1900-1958)提出不相容原理：一个原子中没有任何两个电子可以拥有完全相同的量子态。1926年英国物理学家福勒(R. H. Fowler, 1889-1944)提出：白矮星内部电子气的简并压力可以抗衡引力，维持白矮星的稳定结构。

§4 中子星的发现

说到中子星，先要谈谈中子是怎么发现的。中子的发现是与人们对原子核的结构的探索分不开的。1932年，英国物理学家查德威克（J. Chadwick, 1891-1974）用钋加铍作为放射源，使用这种新射线去轰击氢、氦、氮等元素，结果发现这种射线的性质与通常的射线有所不同，通常的射线照射到物质上，物质密度越大，对射线吸收的就越厉害。而这种射线的性质刚好相反，密度越小的物质越容易吸收它。查德威克用这种射线去轰击氢原子时发现，氢原子核被弹射出去，这说明这种射线是具有一定质量的粒子流。由于这种粒子流不带电，电场和磁场对它不起作用，所以不能利用它在磁场或电场中的径迹来计算它的质量。查德威克认为，这种粒子穿过物质时它将与物质中的原子核发生弹性碰撞，从而把能量传递给原子核，使被碰撞的原子核运动，测出被碰原子核的速度，就可根据动量守恒和能量守恒把这种粒子的质量算出来。通过对氢原子和氮原子的轰击，他算出这种粒子的质量与质子的质量近乎相等，根据卢瑟福的建议，他把这种射线的粒子称为“中子”。

中子发现的意义远远超出原子物理学的范围，很快就向天体物理学提出挑战：在宇宙中有没有“完全由中子组成的恒星”？

    1931年当前苏联物理学家朗道（L. D. Landau，1908-1968）知道中子发现后，仅过了几个小时就提出中子星的概念。他指出中子星非常小，非常致密，辐射非常微弱。

    1934年，在美国威尔逊山天文台工作的两位天文学家沃尔特·巴德(W. H. W. Baade，1893-1960)和弗里茨·兹威基(F. Zwicky, 1898-1974)发表文章称，中子简并压力能够支持质量超过钱德拉塞卡极限的恒星，预言了中子星的存在。为寻找超新星爆炸的解释，他们提议中子星是超新星爆炸后的产物。超新星是突然出现在天空中的垂死恒星，在出现后的几天或整个星期内，在可见光的亮度上可以超越整个星系。巴德和茨威基指出：产生中子星时释放出的重力束缚能，供给了超新星的能量：“在超新星形成的过程中大量的质量被湮灭”。如果在中心的大质量恒星在崩溃之前的质量是太阳质量的3倍，那么在中心可能形成一颗2倍太阳质量的中子星。按照相对论的质能公式，E=mc²，被释放出来的束缚能相当于一个太阳的质量全数转化成能量，这足以作为超新星最后的能量来源。

脉冲星是二十世纪六十年代天文学的四大发现(脉冲星、类星体、微波背景辐射、星际分子)之一，是1974年度诺贝尔奖金的获奖项目。脉冲星的发现证实了中子星的存在。中子星具有和太阳相当的质量，但半径只有10千米。因此具有非常高的密度，成为一种典型的致密星。脉冲星的发现过程是一段有趣而又发人深省的故事。

1967年，英国天文学家休伊什(A. Hewish，1924-)和他的研究生乔瑟琳·贝尔女士(J. Bell，1943-)找到了物理学家和天文学家梦寐以求的中子星。剑桥大学卡文迪许实验室的休伊什教授安排当时只有24岁的硕士生乔瑟琳·贝尔观测射电望远镜接收的信号，其实就是一堆长长的纸带。有一天，做事认真细致的贝尔发现：一些脉冲信号每隔1.337秒就非常有规律地发送，跟人体脉搏跳动一样。于是，她马上报告给休伊什教授。这位天文学家亢奋得心脏都要跳出来了：难道传说中的“外星小绿人”真的被我发现了？产生这种联想是很自然的，因为在20世纪60年代，西方弥漫着太空竞赛和外星科幻的味道。

 

图5 1967年8月6日乔瑟琳·贝尔发现脉冲星的纪录

贝尔发现的那颗脉冲星是人类发现的第一颗脉冲星：PSR1919+21，它位于狐狸座方向，周期为1.337秒。后来她又从过去多达5000米记录纸所记录下的资料中，又找到3个脉冲星。其中一颗名叫PSR0950＋08的脉冲周期仅0.25秒。这里以PSR1919+21为例，说明一下脉冲星的命名规则：Pulsar本身是脉冲（Pulse）和恒星（Star）构成的组合词，PSR是取Pulsar中的P，S，R三个字母得到的缩写，1919表示这个脉冲星的赤经是19小时19分，+21表示脉冲星的赤纬是北纬21度。       

脉冲星的发现证实了中子星的存在。物理学家和天文学家对脉冲星给出的理论解释是：脉冲星就是旋转的磁化中子星。

 

图6 脉冲星就是旋转的磁化中子星

如图6所示，中子星有很强的磁场，一般情况下，磁轴和中子星自转轴不重合，沿着磁轴发射的辐射束随着中子星自转，就像灯塔的光束扫射那样，当它扫过地球方向时，就观测到一个脉冲，中子星每自转一周，辐射束扫过地球一次，因此脉冲周期就是中子星的自转周期，这就是脉冲星的磁极冠模型。

休伊什由于和贝尔一起发现了脉冲星，并把它证认为30多年前物理学家预言的中子星，这个成果意义非凡，震惊了科学界，因此休伊什获得了1974年诺贝尔物理学奖。但是科学界认为1974年的诺贝尔物理学奖忽视了贝尔的贡献是不公正的，后来在1980年国际天文学会脉冲星会议上贝尔和休伊什同被誉为 “脉冲星发现者”。 2019年贝尔又获得全世界奖额最高的物理学大奖——基础物理学特别突破奖。

§5 黑洞概念的提出

早在1795年法国物理学家拉普拉斯(P.-S. de Laplace, 1749-1827) 根据牛顿引力论和牛顿关于光的微粒学说计算出：“如果一颗发光的星球，其密度和地球相等，其直径比太阳大250倍，那么由于星球的引力，它的光线将不能到达我们这里。因此,宇宙间最大的一些发光的星球有可能是看不见的。”尽管拉普拉斯的观点预示了黑洞存在的可能性，但是并没有引起人们的注意。

1915年12月，在爱因斯坦发表他的广义相对论的系列论文之后还不到一个月，德国天文学家卡尔·史瓦西(K. Schwarzschild, 1873-1916)导出关于球形质量的引力场的广义相对论的第一个解析解。史瓦西把他的论文寄给爱因斯坦，由他转呈柏林科学院。在给史瓦西的回信中，爱因斯坦写道：“我没有料想到此问题会有精确解。你对此问题的解析处理对我来说真是妙极了。” 尽管这一结果对这两位物理学家都很重要，但是在当时他们都没有认识到史瓦西解包含了对一个球形的，不带电也不旋转的黑洞的外部场的完全描写。为纪念史瓦西的巨大贡献，今天人们把这种黑洞叫做史瓦西黑洞。

在钱德拉塞卡于1930年提出白矮星的质量存在上限后，他的导师爱丁顿(A. S. Eddington, 1882-1944)立即认识到，如果接受钱德拉塞卡的分析，那么更大质量恒星演化将不可避免地导致无限塌缩的命运。爱丁顿在1935年1月写道：“显然，恒星会不断地辐射，不断地收缩直到其半径变得只有几千米，这时引力强大到足以使得辐射不能逃逸，于是恒星处于平静状态。”爱丁顿不相信万有引力会导致这种塌缩状态发生，他认为“各种偶然事件可能会介入其间以挽救恒星的最后命运。我想应该有某种自然规律阻止恒星出现如此荒谬的行为。”尽管爱丁顿是最早理解并赞赏广义相对论的少数几个人之一，但他从未接受钱德拉塞卡关于冷简并恒星存在质量上限的结果。

除了爱丁顿对大质量恒星演化的最后结果会不可避免地导致星体的坍缩感到忧虑之外，1935年前苏联物理学家朗道在导出质量极限的同一篇文章中也承认，对于质量超过这一上限的恒星“在整个量子理论中不存在阻止系统坍缩到一个点的理由。”

1939年美籍犹太裔物理学家奥本海默(J. R. Oppenheimer, 1904-1967) 及其合作者用广义相对论计算了无压力气体组成的均匀球的坍缩。他们发现球体不可避免地会切断与外部世界的一切通信联系，这是证明黑洞形成的第一个理论计算。

历史上，第一个意识到一个致密天体密度可以大到连光都无法逃逸的人是英国的自然哲学家约翰·米歇尔(John Michell)。他在1783年写给亨利·卡文迪什(H. Cavendish, 1731-1810)一封信中提出这个想法的，他认为一个和太阳同等质量的天体，如果半径只有3公里，那么这个天体是不可见的，因为光无法逃离天体表面。1796年，法国物理学家拉普拉斯曾预言：“一个质量如250个太阳，而直径为地球的发光恒星，由于其引力的作用，将不允许任何光线离开它。由于这个原因，宇宙中最大的发光天体，却不会让我们看见”。拉普拉斯依据牛顿万有引力定律求得黑洞半径为,R=2GM/c²。拉普拉斯描述的这种天体，是表面的逃逸速度大于光速的天体。任何运动物体如果小于此速度，最多只能绕星体旋转而不能到远方去，如果表面逃逸速度大于光速，那么光线就不能传到远方去，远方得不到它的光线，它就成了完全黑暗的天体。

黑洞概念更早起源于牛顿在《自然哲学的数学原理》中缩写的一个思想实验：即所谓“牛顿大炮”，如图7所示。

 

图7《自然哲学的数学原理》（第 3 卷，第 6 页）中牛顿大炮的插图

 

为了表述方便，我们重新画出牛顿大炮的示意图，如图8所示。

 

图8 牛顿大炮的示意图

 

由图8可以看出，如果炮弹的发射速度比较低，就会直接掉在地球上；如果炮弹的速度达到了所在海拔的第一宇宙速度，炮弹将会沿着一个固定的环形轨道环绕地球，就像月球一样；如果速度大于第一宇宙速度，但小于第二宇宙速度的话，炮弹会沿着一个椭圆轨道环绕地球；如果速度非常快，炮弹将会沿着一个抛物线（当速度恰好为第二宇宙速度）或者双曲线（当速度大于第二宇宙速度）轨道逃离地球。现在把炮弹换成光子，根据牛顿力学容易算出对应于光速的圆轨道半径就是史瓦西黑洞的半径，R_S=2GM/c²，这就是光子不能逃逸的黑洞视界面。

比起中子星来，有关黑洞及引力坍缩的问题起初并不受公众的重视，直到20世纪60年代这种局面才有所改变。在20世纪50年代末，美国物理学家惠勒(J. A. Wheeler, 1911-2008)及其合作者开始对坍缩问题作认真的研究，惠勒在1963年指出：“引力坍缩为奇点，是当代基础物理的最大危机。” 惠勒于1968年给这种完全引力坍缩的星体取名为黑洞（black hole）。

恒星演化的决定性因素是万有引力，而万有引力与恒星的质量以及致密程度直接相关，在表2.2中显示了不同质量范围的恒星具有不同演化结果。具体描述如下：

（1）原恒星的质量要求大于太阳质量的0.08倍，否则引力不足以导致核聚变发生；

（2）主序星的质量不能太大，例如不超过太阳质量的100倍，因为质量太大的主序星是不稳定的；

（3）白矮星的质量至少是太阳质量的0.17倍，如果小于这个质量就不能演化为白矮星，可能演化为红矮星或褐矮星；白矮星质量的上限是太阳质量的1.44倍，这就是钱德拉塞卡极限：利用量子力学的泡利不相容原理，通过电子简并压力与引力的平衡计算得到的；

（4）中子星的质量下限就是钱德拉塞卡极限，而它的质量上限大约是太阳质量的2~3倍。中子星的平衡也是遵循泡利不相容原理，由中子简并压力与引力抗衡。

（5）如果恒星演化的最后阶段，质量大于太阳质量的3倍，就不可避免地塌缩为黑洞，这是广义相对论的结论。

表2 恒星演化不同阶段各种力与引力的抗衡

演化阶段	抗衡力	物理模型	m=M/M⊙
原恒星	向外的热压力	在引力作用下，物质聚集导致密度增大，温度升高，压力增大	0.08<m
主序星	核聚变产生向外的热压力	在引力作用下，高度聚集的等离子体达到核聚变要求的临界密度和温度	0.08<m<100
白矮星	电子简并压力	量子力学的泡利不相容原理	0.17<m<1.44
中子星	中子简并压力	量子力学的泡利不相容原理	1.44<m<2~3
黑洞	无抗衡力	广义相对论，时空极度弯曲	3<m<20

说明：表2中M/M_⊙代表恒星质量与太阳质量之比

§6 几点启示

启示1. 观测和实验是科学发现的基础

对恒星演化的认识就是物理学家和天文学家理解天体内各种向外的作用力与引力塌缩的抗衡，整个过程遵循科学发现的基本特征，即观测与实验提出问题，推动理论模型的建立，深入认识恒星演化的物理本质。

启示2. 科学发现需要有强烈的好奇心，细致入微的观察力以及锲而不舍的探索精神

贝尔发现周期性的射电脉冲信号似乎是个偶然事件，但是如果没有她细致入微的观察和强烈的好奇心就可能与发现脉冲星失之交臂。如果没有在此之前中子星的发现以及其他天文学家和物理学家对中子星的预言，也不可能如此完美地构建脉冲星的理论模型：脉冲星就是旋转的中子星。

启示3. 理论在科学发现中的先导作用

在科学发现中，理论和实验（观测）是互相促进的，二者不可或缺。有时候是实验（观测）走在前头，提出问题，促使理论给予解释，例如脉冲星的发现就是如此；有的时候是理论走在前头，预言一种新的现象，等待实验（观测）与证实，例如电磁波的发现就是如此。人类对黑洞这个神秘的天体的认识也是先有理论预言，然而通过观测寻找黑洞存在的证据，目前，科学家已完成数次对引力波的直接探测，并公布了银河系中心的超大质量黑洞照片。这些激动人心的进展表明：人类最后证实黑洞的存在已指日可待。

 

参考文献

1. 英国奥菲斯公司, 英国少儿插画百科. 北京： 恒星与行星, 机械工业出版社, 2015

2. C·弗拉马里翁，李珩 译. 大众天文学. 北京：北京大学出版社，2013  

3. 吴鑫基，乔国俊，徐仁新. 脉冲星物理. 北京：北京大学出版社，2018