太陽會變成一個黑洞嗎_風聞

【張天蓉，美國得州奧斯汀大學理論物理博士 科普作家】

黑洞按其質量大小可分為三類：超重黑洞、恆星黑洞、微型黑洞。超重黑洞的質量巨大，可以是太陽質量的幾百萬到幾百億倍。天文觀測資料證明，許多星系的中心，都是一個巨大的超重黑洞。比如説，我們所在的銀河系的中心， 被稱為人馬座A*的位置，就可能是一個質量大約等於400萬個太陽質量的超重黑洞。微型黑洞則恰恰相反，質量很小，小到可以和微觀世界的基本粒子相比較，必須用量子理論來研究它的規律，因而也被稱為量子黑洞或迷你黑洞。恆星黑洞則顧名思義，其質量大小與恆星的質量大小相當。

超重黑洞和恆星黑洞在宇宙中存在，已經被天文觀測所證實。量子黑洞誰也沒見過，還只能算是一種理論假設。科學家們認為它們有可能產生於宇宙大爆炸的初期，或者是大型強子對撞機的粒子反應中，但至今尚未被觀測到，還需等待實驗的證實。

恆星黑洞不僅僅質量與恆星相當，實際上就是恆星經過“引力塌縮”演化的最終結局。太陽也是恆星，那麼，太陽最後會變成一個黑洞嗎？答案是：不會。為什麼呢？我們得從恆星的演化過程慢慢談起。

恆星的生命週期 

星星也和人一樣，有“生老病死”。不過，星星的壽命要比人類個體的壽命長得多，經常都需要以“億年”為單位來計算！人生易老天難老啊。天體物理學家們最感興趣的是恆星的演化。因為從天文觀測的角度看，只有恆星才會主動發光，而行星只是被動地反射或折射恆星發出的光線而已。恆星的質量較大，強大的萬有引力使它們“心中燃着一把火”，也使得它們的生命過程轟轟烈烈、多姿多彩、急遽變化。根據恆星質量大小的不同，它們的演化週期(壽命)也大不相同。一般而言， 恆星的生命週期和演變過程取決於它的質量。大多數恆星的壽命在10億～100億歲之間。初略一想，你可能會認為質量越大的恆星就可以燃燒更久，便意味着壽命更長。事實卻是相反：質量越大壽命反而越短，質量小的( 矮子)命反而更長。比如説，一個質量等於太陽60倍的恆星，壽命只有300萬年，而質量是太陽一半的恆星，預期的壽命可達幾百億年，比現在宇宙的壽命還長。

在恆星的演化過程中，“ 引力”起着重要的作用。引力總是表現為吸引力，但是，在任何一個系統中，如果沒有別的足夠大的斥力來平衡這種吸引力的話，所有的物質便會因為吸引而越來越靠近，靠得越近吸引力又越大，促使它們更靠近，並且，這種過程進行得快速而猛烈，被稱為“引力塌縮”。我們通常所見的物體並不發生引力塌縮，具有穩定的物質結構，那是因為原子中的電磁力在起着平衡的作用。想象宇宙中由氣體塵埃構成的分子星雲，在一定的條件下就會產生引力坍縮，物質越來越緊密地聚集在一起，隨之凝聚成一團被稱為原恆星的高熱旋轉氣體。這一過程也經常被稱作引力凝聚。星雲凝聚成了原恆星之後，再演化到恆星的發展過程，取決於原恆星的初始質量。因為太陽是科學家們最熟悉的恆星，所以在討論恆星的質量時，一般習慣將太陽的質量(M⊙) 看成是1，也就是説，用太陽的質量(M =1.989×1030 kg)作為質量單位，來量度天體的質量。

質量太小，即小於0.08倍太陽質量的原恆星，核心温度累計不到足夠高來啓動氫核聚變，最終就成不了恆星。如果它們的核心處還能進行氘核聚變的話，便可形成棕矮星(或稱褐矮星，看起來的顏色在紅棕之間)。如果連棕矮星的資格也夠不上，便只有被淘汰的命運，無法自立門户，最終只能繞着別的恆星轉，變成一顆行星。

如果原恆星的質量大於1/10太陽質量，星體自身引力引起的塌縮將使得核心的温度最終超過1 000 萬度，由此而能夠啓動質子鏈的聚變反應：氫融合成氘，然後再合成氦。這個過程中，大量能量被產生出來，從核心向外輻射。輻射壓力是一種向外的排斥力，逐漸增大並能與星體中物質間的引力達成平衡，使得恆星不再繼續塌縮，進入穩定的“主序星”狀態，如圖1所示。我們的太陽現在便是處於這個階段。

原恆星即使“ 修成正果”， 變成了主序星階段的恆星，也會因其不同的質量而經歷不同的演化路徑，如圖1所示。就我們的太陽而言，其生命週期中的“大事記”可參考圖1下方的時間表。

圖1 不同質量恆星的演化路徑及太陽的生命週期

太陽的歸宿 

圖1 中可見， 太陽是在大約45.7億年前誕生的，太陽的主序星階段很長，有100億年左右，到目前為止，太陽的生命剛走了一半，“正值中年”。

恆星的主序星階段， 就是它們內部的熱核反應而穩定發光的階段。太陽核心球的半徑大約只有整個半徑的1/5到1/4。太陽內部的熱核反應，產生攜帶着大量能量的伽馬射線，也就是一種頻率比可見光更高的光子，同時也產生另外一種叫做中微子的基本粒子[1]。光子和中微子在太陽內部的核反應中被同時產生出來，但它們的旅途經歷完全不一樣。光子是個“外交家”， 與諸多基本粒子都能“交往”，它們一出太陽核心，旅行不到幾個微米便會被核心外的其他粒子吸收，或者是被轉化成能量更低的光子向四面八方散射。

因此，光子的軌跡曲曲彎彎、反反覆覆、曲折迂迴， 平均來説，太陽核心的一個輻射光子，要經過上萬年到十幾萬年的時間，才能到達太陽的表面，繼而再飛向宇宙空間，照耀太陽系大家庭，促成地球上的“萬物生長”。當光子來到太陽表面時，已經不再是能量雖高卻看不見的伽馬射線， 而是變成了我們看得見的“ 可見光”，太陽表面的温度也已大大降低到大約只有6 000 K。中微子的行程則大不相同，是直接往外衝， 它們不怎麼和其他的物質相互作用，因而，它在被核聚變產生出來之後，兩秒鐘左右便旅行到了太陽表面，從太陽表面逃逸到太空中去了。

所以，非常有趣，假設我們在地球上同時接收到從太陽輻射來的光子和中微子時，它們的年齡可是相差太大了：中微子是個太陽核心幾分鐘之前的“新生兒”，產生後直達地球，同時來到地球的光子卻已經是多少萬年之前的“老頭”產物了。

主序星的階段雖然長，但恆星內部的氫，即熱核反應的燃料是有限的，終有被消耗殆盡的那一天。對太陽而言，從現在開始，温度將會慢慢升高，當它100億歲左右時， 核心中的氫被燒完了，但是內部的温度仍然很高，核心中的氦又累積到了一定的比例，在核心處便會進行激烈的氦燃燒，導致失控的核反應(氦融合)，像氫彈爆炸一樣，轟隆一聲巨響，短時間內釋放出大量能量。那時的太陽會經歷一個突然膨脹的階段。

將變成一個大紅胖子( 紅巨星)！這段紅胖子時間雖然也有好幾億年，在天文學家們的眼中卻不算一回事，將這一過程叫做“氦閃”，這一閃就是一百萬年！結果閃出了一個大紅胖子，胖子內部的氦還在繼續燃燒，核心温度達到1億度。待很大比例的核心物質轉換成碳之後，內部温度開始逐漸下降， 隨着外層的星雲物質逐漸被削去， 引力使得星體向核心塌縮，體積逐漸縮小。最後，一個白矮子從紅胖子中脱穎而出，這便是太陽老時的模樣：白矮星！太陽目前的體積等於100萬個地球，但它成為白矮星後，體積將縮小到地球一般大小。因此，白矮星的密度極高，從其中挖一塊小方糖大小(1 cm3)的物質，重量可達到一噸！

白矮星的光譜屬於“ 白” 型，白而不亮，因為這時候聚變反應已經停止，只是靠過去積累的能量發出一點餘熱而已。老恆星也明白“細水長流”之道理，它們發出的光線黯淡不起眼，將剩餘的能量慢慢流淌，直到無光可發，變成一顆看不見的，如同一大塊金剛石(鑽石)形態的“黑矮星”為止！目前在宇宙中觀察到的白矮星數目已經可以説是多到“不計其數”， 據估計銀河系就約有100億顆。但是，黑矮星卻從未被觀測到，科學家們認為其原因是因為從白矮星變到黑矮星需要幾百億年，已經超過了現在估計的宇宙年齡。

​因此，太陽最後的結局是白矮星，或者再演化到黑矮星。從圖1 可見，主序星階段之後，恆星的演化過程因為質量的不同而產生了分岔。質量大於8倍太陽質量的恆星，紅巨星(或紅超巨星)之後，還將會經歷一個超新星爆發的階段，最後變成中子星或黑洞；而質量小於8倍太陽質量的恆星，其歸宿便和太陽一樣，成不了黑洞，最後成為白矮星。

錢德拉塞卡極限 

綜上所述，太陽成不了黑洞， 是因為質量不夠大，需要質量超過某個極限值的恆星，才有可能成為黑洞。這個極限值——“8倍太陽質量”——與“錢德拉塞卡極限” 有關。

在恆星演化中起着重要作用的是所謂“引力塌縮”。一個星體能夠在一段時期內穩定地存在，一定是有某種“力”來抗衡引力。像太陽這種發光階段的恆星，是因為核聚變反應產生的向外的輻射壓強抗衡了引力。但到了白矮星階段，核聚變反應停止了，輻射大大減弱，那又是什麼力量來平衡引力呢？

20世紀初發展的量子力學對此給出了一個合理的解釋。根據量子力學， 基本粒子可以被分為玻色子和費米子兩大類，電子是費米子，光子是玻色子。電子遵循泡利不相容原理而玻色子不遵守[2]。

圖2 矮星中的電子簡併壓來源

這個原理的意思是説，不可能有兩個費米子處於完全相同的微觀量子態。打個比方説，許多光子可以以同樣的狀態同住在“一個房間”，但電子堅持它們只能“獨居”的個性，見圖2(a)。當大量電子在一起的時候，這種獨居個性類似於它們在統計意義上互相排斥，因而，便產生一種能抗衡引力的“費米子簡併壓”，見圖2(b)。

可用一個通俗的比喻來簡單説明“電子簡併壓”的來源：一羣要求獨居的人入住到一家不太大的旅店中，每個人都需要一個單獨的房間，如果旅館的房間數少於入住的人數，一定會給旅店管理人造成巨大的“壓力”吧。

白矮星的主要成分是碳。白矮星的中心温度高達107 K，如此高温下，原子只能以電離形態存在。也就是説，白矮星可以看成是緊緊聚集在一起的碳離子以及遊離在外的電子構成，就像是一堆密集的原子核，浸泡在電子“氣”中。原子核提供了白矮星的大質量和高密度，遊離電子氣則因為遵循泡利不相容原理而產生了抗衡引力塌縮的“費米子簡併壓”，如圖2(b)所示。

錢德拉塞卡(Chandrasekhar，1910-1995年)是一位印度裔物理學家和天體物理學家。他出生於印度，大學時代就迷上了天文學和白矮星。1930年，錢德拉塞卡大學畢業，從印度前往英國準備跟隨當時極富盛名的亞瑟•愛丁頓(Sir Arthur Eddington，1882-1944年)做研究。他在旅途中根據量子統計規律計算與白矮星質量有關的問題，得到一個非常重要的結論：白矮星的穩定性有一個質量極限，大約是1.4倍太陽質量。

當恆星的質量大於這個極限值時，電子簡併壓力便不能阻擋引力塌縮。那時會發生什麼呢？ 錢德拉塞卡暫時不知道結論，但恆星應該會繼續塌縮下去。這個概念與理論相沖突，因為當時大家認為，白矮星是穩定的，是所有恆星的歸屬。

到了英國之後， 錢德拉塞卡重新審核並仔細計算了這個問題後將結果報告給艾丁頓，卻沒有得到後者的支持。據説艾丁頓諮詢過愛因斯坦，當年的愛因斯坦不相信有什麼“引力塌縮”。因此，艾丁頓在聽了錢德拉塞卡的講座後當場上台撕毀了講稿，並説他是基礎錯誤，一派胡言。恆星怎麼可能一直塌縮呢？一定會有某種自然規律阻止恆星這種荒謬的行動！錢德拉塞卡由此受到極大的打擊，從此走上了一條孤獨的科研之路。他的論文最終在美國的一份雜誌發表。多年之後，他的觀點被學術界承認，這個白矮星的質量上限後來以他命名，被稱為錢德拉塞卡極限。當他73歲的時候，終於因他在20歲時旅途上的計算結果而獲得了1983年的諾貝爾物理學獎。

其實， 錢德拉塞卡的計算並不難理解，圖3可以直觀地説明。

圖3 使白矮星穩定的錢德拉塞卡極限

圖3中畫出了電子簡併能及引力勢能隨着恆星半徑r而變化的曲線。圖3(a)、3(b)、3(c)分別表示恆星的質量小於、等於、大於1.44太陽質量時的三種情況。電子簡併能曲線不受恆星質量的影響，在三種情形是相同的；引力勢能則不同， 與恆星質量大小密切相關。引力勢能為負值表明是互相吸引，電子簡併能的正值表示電子之間統計意義上的“排斥”。三個圖中均以紅色曲線描述總能量，是由電子簡併能和引力勢能相加而得到的。

從圖3(a)中可見，恆星的質量小於錢德拉塞卡極限時，總能量在R處有一個最小值，能量越小的狀態越穩定，説明這時候恆星是一個半徑為R的穩定的白矮星。當恆星的質量等於或大於錢德拉塞卡極限時，半徑比較小的時候總能量曲線一直往下斜(從右向左看)，沒有極小值， 因為系統總是要取總能量最小的狀態，就將使得恆星的半徑越變越小而最後趨近於零，也就是説，產生了引力塌縮。這三種情形可以類比於圖右下方所畫的小球在地面重力勢能曲線上滾動的情況。只有在第一種情況下，小球才能平衡並達到靜止。

以上分析所確定的錢德拉塞卡極限等於1.44倍太陽質量，但在圖1中我們所説的分界線是8個太陽質量，這是怎麼一回事呢？後者是主序星階段的質量界限，而錢德拉塞卡極限指的是白矮星的穩定質量值。從主序星到白矮星，經過了紅超巨星及超新星爆發等過程。在這種急劇爆發的階段，突然放出大量的輻射能量，同時也將一切能拋出的物質全部甩掉，只剩下了星體的核心部分。這就是“8個太陽質量” 變成了“1.44個太陽質量”的原因。

中子星和黑洞

難怪艾丁頓對錢德拉塞卡的“繼續塌縮”會惴惴不安，他無法理解密度已經如此之大的白矮星塌縮的結果會是什麼？塌縮到哪裏去呢？星體半徑怎麼可能趨於0？物理上太不可思議了！當時中子還剛剛被發現，艾丁頓不見得知道。據説發現中子的消息傳到哥本哈根， 量子力學創始人波爾(1885－1962 年)召集大家討論，蘇聯著名物理學家朗道(1908-1968年)正好在那裏訪問， 聽到這個消息後立即發言，預言了中子星存在的可能性。

朗道認為如果恆星質量超過錢德拉塞卡極限，也不會一直塌縮下去，因為電子會被壓進氦原子核中，質子和電子將會因引力的作用結合在一起成為中子。中子和電子一樣， 也是遵循泡利不相容原理的費米子。因此，這些中子在一起產生的“中子簡併壓”力，可以抗衡引力使得恆星成為密度比白矮星大得多的穩定的中子星。

中子星的密度大到我們難以想象：每立方厘米一億噸到十億噸！

恆星塌縮的故事還沒完！ 後來在二戰中成為與原子彈有“曼哈頓計劃”領導人的奧本海默，當時也是一個雄心勃勃的年輕科學家。他想：白矮星質量有一個錢德拉塞卡極限，中子星的質量也應該有極限啊。一計算，果然算出了一個奧本海默極限。不過當時奧本海默計算結果不太正確，之後，奧本海默極限被人們矯正為2～3倍太陽質量。

超過這個極限的恆星應該繼續塌縮，結果是什麼呢？ 基本粒子理論中已經沒有更多的東西來解釋它，也許還可以説它是顆“夸克星”？但大多數人認為它就應該是廣義相對論所預言的黑洞了。那麼，史瓦西在1916年從理論上算出來的黑洞，看起來就是(核心)質量大於3倍太陽質量的恆星的最後歸宿， 它很有可能在宇宙空間中存在！這個結論令人振奮。

中子星雖然密度極大，大到難以想象的程度，但它畢竟仍然是一個由我們瞭解甚多的“中子”組成的。中子是科學家們在實驗室裏能夠檢測得到的東西，是一種大家熟知的基本粒子，在普通物質的原子核中就存在。黑洞是什麼呢？就實在是難以捉摸了。也可以説，恆星最後塌縮成了黑洞，才談得上是一個真正奇妙的“引力塌縮”。

恆星的生命週期長達數十甚至上百億年，比我們個人的壽命不知道大了多少倍。恆星的進化過程緩慢，我們看到的太陽天天如此，年年如此， 世世代代也都似乎如此。如果僅僅從太陽這一個恆星的觀測數據，如何驗證我們對太陽生命週期(大約140億年)的描述呢？任何人的一生中，都無法觀察到太陽過去的誕生過程，也無法看到它變成紅巨星以致白矮星時候的模樣，我們所能看到的，只不過是太陽生命過程中一段極其微小的窗口。

然而， 宇宙中除了太陽之外，還有許多各種各樣的恆星，有的與太陽十分相似，有的則迥然不同。它們分別處於生命的不同時期，有剛剛誕生的“嬰兒”，有和太陽類似的青年、中年或壯年恆星，也有短暫但發出強光的紅巨星和超新星，還有走到了生命盡頭的“老耄之年”：白矮星、中子星、黑洞。觀測研究這些形形色色的處於不同生命階段的恆星，便能給予我們豐富的實驗資料，不但能歸納得到太陽的演化過程，還可用以研究其他星體的演化、星系的演化，以致於宇宙的演化。

比如，地球夜空中最亮的天狼星，人類遠在公元前對它就有所記載。中國人給它起名“天狼”，西方文化中，它被稱為“犬星”。稱呼相似，但人們對其寄託的想象和徵兆迥然不同。我們的祖先認為這顆星帶着一股“殺氣”，象徵侵略。“青雲衣兮白霓裳，舉長矢兮射天狼。”是屈原《九歌》中的句子；蘇軾的詩中也用“會挽雕弓如滿月，西北望，射天狼”來表白自己欲報國立功的信念[3]。

天狼星最亮眼， 早就被人類觀測到，但直到1892年，人們才知道它並非“單身”，而是有一個時時不離的“伴侶”，因為觀測者研究天狼星的運動時，發現它總是在轉小圈圈。為什麼轉圈？繞着誰轉？後來人們才認識到天狼星原來是一對雙星(天狼星A和B)。伴星B 的質量約為一個太陽質量，大小卻只與地球相當。它的表面温度也不低(25 000 K)，但發出的光度只有天狼星A的萬分之一，因而，它在亮麗的“女伴”旁邊，不容易被人發現。最後確定這顆距離我們大約8.5光年的伴星是離地球最近的一顆白矮星，這顆天狼星B，就是我們的太陽老耄之年的樣子。

[1]   GRUPEN C. Astroparticle physics [M].Springer, 2006: 123-148.

[2]   張天蓉. 電子, 電子!誰來拯救摩爾定律

[M].北京: 清華大學出版社, 2014, 41-60.

[3]   江曉原. 中國古籍中天狼星顏色之記載[J]. 天文學報, 1992, 33 (4): 408-412.