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新星。虽然它并不处在银河系内，可是它与我们的距离只有哈特维希1885年在仙女座星系中所发现超新星的大约1/10。这一次，人们似乎可能在以前的照相底片上辨认出它在爆发前留下的踪影。由此而来，超新星研究也许就会在近几年内面目一新。
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核，如果人们用恒星中存在的别的原子核去加以熔炼，非但不会产生能量，相反地还要为此耗费能量。即使要把它打碎，人们也必须给它输送能量。这是由于原子核的一种特性所致。重核，例如铀原子核是在裂变时产能，反应所得原子核的重量更接近于较轻元素铁原子核的重量；轻核则是在聚变时产能，即所生新核的重量更接近于铁原子核的重量。唯独由铁本身来提取核能是不行的。■当大质量恒星中元素聚变的过程进行到中心区成为气态铁组成的一个球体时，将会发生什么变化呢（参见图11…1左方）？铁原子核会捕获气体中来回飞驰的电子，铁球就收缩。这是因为其中重力与气体压力本来相互平衡，电子是形成气体压力的主因。当电子被捕消失在原子核中时，重力对比气体压力就占上风，直到恒星中心区的气态铁球终于崩陷坍缩。人们推测，认为铁球中的物质积聚到约为太阳质量的1．5倍时就开始了这种演变，它一直持续下去，直到在极高密度条件下各种基本粒子充分挤压，终于使所有的质子和电子都合并成了中子，于是只剩下了中子物质：恒星内部的高密气态铁球变成了中子星。这种事件所释放的惊人能量可能把该星的外壳物质以巨大的速度抛向空间。恒星爆炸了，烟云向各方飞散，当中留下一颗中子星。这颗星以一次超新星爆发结束了它的一生。在一些地方，像美国芝加哥和利弗莫尔（加利福尼亚州）以及慕尼黑，人们试图用计算机探明这种事件。这种计算尽管比那种恒星正常缓变演化阶段的计算要难得多，却是特别吸引人，因为人们推测，存在于自然界的许多化学元素会在这种爆炸时所发生的核反应中形成。很可能比氦更重的所有元素都是从前某些时候，不是在恒星平静聚变时期，就是在超新星爆发的短促瞬间产生出来的。上面所讲的推理只适用于大质量恒星。小于太阳质量10倍的恒星在聚变过程中决不会达到铁核心的阶段，它们在此以前就陷入困境，这可能使它们也得经历超新星爆发。这种演变的原因就在于它们内部会形成白矮星（第7章讲过），而白矮星具有一种与平衡相关的十分奇特的性能。白矮星假想实验人类的生活归功于太阳和地球中的引力与压力平衡。一般情况下人们可以信赖这种平衡。作为一种假想实验，如果把太阳稍加压缩，那么由于其中物质相互挤压，引力就会变大，但是内部的压力也就升高，甚至超过引力，因而会使太阳恢复故态。反之，如果太阳受某些干扰，而体积暂时变得稍大，那么膨胀会使引力减小，因为相互吸引的质点之间的距离拉大了一些；然而压力随之降低，比引力更甚，这就会促成太阳回到原状。所
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以我们说过，人们可以对太阳内的平衡局面放心。科学地说这就是：这种平衡是稳定的。但是并非所有的恒星都处在这样牢靠的状态。白矮星虽然也算稳定，但很容易转化为不稳定。早在人们了解恒星如何演化之前，比人们知道恒星内部氢变为氦的核反应还早好几年，而且，在人类尚未使用计算机模拟恒星以前，就有一位24岁的印度人在英国剑桥解出了反映白矮星结构的方程组。他名叫萨布拉曼扬·钱德拉塞卡，1910年生于拉合尔。当他还是马德拉斯大学的一个年轻学生时，就已才华出众，他的一篇论文在一次竞赛中得奖，获得的奖品是爱丁顿的名著《恒星的内部结构》。看来这影响了他此后的全部生涯。至今他已经在天体物理学的许多分支领域作出了重要贡献。由于他在白矮星理论方面所取得的成就，1983年钱德拉塞卡荣获了诺贝尔物理学奖。是他指出了白矮星不能由任意多的物质来构成。下面用假想实验的方式来讲讲这件事。让我们假想自己是某种庞然大物，能够拿恒星来作实验。我们能够轻而易举地从一颗星取出物质并把它注入另一颗星。白矮星天狼B绕天狼A运行，现在就让我们飘浮在天狼这对双星的附近某处。天狼B星质量接近太阳而比太阳小，它的半径只有太阳半径的7‰。假设我们存有大量白矮星物质，并且会慢慢地把这种物质移至这颗白矮星表面上使它的质量增大，我们就会看到它的体积由于质量增大而缩小。当我们注上去的物质多到了使这颗白矮星达到太阳质量的1．33倍时，它的半径就会缩到只有太阳半径的4‰。不管我们加注物质有多么小心，随着质量的增大而体积缩小的势头愈来愈猛，白矮星内部压力对引力的抗衡能力愈来愈差。星体继续缩小，可是，由于引力不断增强，一切变得更糟。质量大到太阳的1。4倍时，引力终于占了上风，星体失去平衡。这一临界质量称为钱德拉塞卡极限质量。一经超过这个极限，天体就在几秒种内崩溃坍缩。原来由电子与氦原子核组成的气体密度增高，我们已知的一种过程随即开始：飞近原子核的电子闯了进去，把其中的质子中和成中子，原子核发生裂变。于是中子构成了坍缩中的物质。同时坍缩速度不断增长，中子以高速射向中心。一直要到星体物质压缩到半径只有大约10公里时，中子气体的压力才会增强到足以抵挡引力，使坍缩止住，星体物质的宏观向心运动停息。这种运动的能量变成辐射外逸，出现一个平衡态天体。既然它主要由中子组成，它就是一颗中子星。这就是我们的假想实验。我们把物质人为地移到白矮星上，但是这种实验并不是那样彻底地违反自然规律。我们已知白矮星会在红巨星内部形成，构成白矮星的物质业已经历了氢聚变，可能也已经历了氦聚变。这种白矮星的表面附近的氢还在聚变为氦。外围的未耗物质愈来愈大量地发生氢聚变，可能还有氦聚变，产物不断并入高密度白矮星核心区，使白矮星质量增大。就像我们的假想实验那样，物质一批又一批地添加上去，为白
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矮星所积聚（参见图11－1右方）。当它的质量超过太阳的1．4倍时，即它达到钱德拉塞卡极限，行将坍缩成中子星时，究竟会发生什么样的变化呢？有的学者认为，在这种情况下完全不会产生中子星，因为在此以前有可能发生一次碳爆炸。人们对碳爆炸暂且还所知甚少。假定我们讨论的红巨星的白矮星核心区主要由碳组成，那么早在中子星形成以前，可能等不到白矮星坍缩，碳就点燃，发生爆炸而使整颗星破碎。在这种超新星的爆炸烟云中人们不会找到中子星，由彼处传到我们这里来的不会有什么脉冲星信号。事实上人们既没有能在第谷超新星处也没有能在开普勒超新星处找到脉冲星，尽管这两处的爆云都比蟹状星云更为年轻。围绕地球运行的人造卫星“爱因斯坦天文台”在仙后星座测得一颗超新星爆发后的残余，爆发于仅仅300年前的这一事件由于吸光尘云的遮挡而没有被人类所注意。爆云之中看来并没有中子星，那里是否就是一颗星发生了碳爆炸而崩毁了？所有质量较小恒星的结局都是一次碳爆炸吗？当前还没有人能作出确切的回答。也还有另外一种可能，碳点燃后相当平稳地进行核反应，恒星并不碎裂。那么恒星中心区的白矮星质量会愈来愈大，直至达到其极限质量而像我们的假想实验那样坍缩成一颗中子星。如同铁心灾变的情形一样，这时所释放的能量用来安排一次超新星爆发将会绰绰有余。也许正是这种过程造就了1054年的中国超新星，进而形成了蟹状星云。它的演变史可能是这样的：从前有一颗5倍于太阳质量的恒星，氢聚变于其中心区；在该处的核燃料耗尽后，它演变成一颗红巨星。后来它的中心部分氦点燃起来，直至耗完，并形成了一个碳中心区。恒星的内部有一碳核被氦核壳层所包围，碳核的物质密度高如白矮星。氦壳层表面附近氢聚变为氦，而氦碳交界面附近氦聚变为碳。作为核心的碳球实质上已是白矮星，它的质量在这样的环境中不断增长，同时红巨星中心区这个碳球又不断缩小；当它的质量在1054年增长到约为太阳的1。4倍时就发生坍缩，即使碳聚变也不能顶住，巨额能量释放出来，外层物质在这次爆炸中向各方飞散，成为现在还位于该处天空的蟹状星云。至于那颗白矮星，它在一分钟内就已转变为一颗中子星，至今还发射着蟹状星云脉冲星信号。那么造成超新星爆发的真正原因究竟是这三种可能方式中的哪一种呢？是恒星内部形成的铁核心发生了猛烈坍缩，还是星内的白矮星像恶性肿瘤似地不断并吞恒星物质，直到跨越临界质量而突然坍缩呢？或是在白矮星还没有来得及变成中子星之前恒星破碎于碳爆炸呢？人们在河外星系中观测到两类超新星，亮度爆发情况有所不同。有可能这些现象涉及到上面所讲的所有各种作用过程，也许大质量恒星是由于铁心灾变而爆毁，而1。4到10倍太阳质量之间的恒星则由于内部增生白
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矮星，后来因为发生碳爆炸或者形成中子星而崩溃。只有质量不到太阳的1。4倍以及那种发出星风或喷出一个行星状星云，及时解脱过剩质量的恒星，才可能有平静的结局：演变成为没有核反应而保持稳定平衡的白矮星。中子星假想实验中子星也不是就没有平衡问题。让我们再来作一次假想实验。蟹状星云脉冲星也许是由1个太阳质量的中子物质所组成。我们就以它为对象，并且假定在一次宇宙空间实验中我们能够小心地把中子物质移到它的表面上，使这颗中子星的质量增长。那么，这颗星的半径又会随着质量的增加而缩小，这种现象就是引力大大超过压力的反映。�