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第四章 宇观世界学 145

星变得更为明亮（比原来亮 1000~10000 倍）并使体积膨胀。体积膨胀的程度超过
发光能力的增加，因此表面的有效温度下降，使得恒星的颜色倾向红色。理论上，

恒星光谱从 A~K 的主序星会演化成为红巨星及红超巨星，而 O 与 B 型的恒星会成
为蓝超巨星（与红巨星演化有很多不同处）。

当恒星的核心持续收缩到足以点燃 3 氦过程的密度和温度条件，氦融合就会
启动。

对质量小于 2.5 倍太阳的恒星而言，氦核心需要持续收缩以对抗越来越多的核
心的氦积聚，对抗重力的唯有电子简并压力。所以，当温度上升到 ~1 亿度的点燃

温度时，早已是类似“白矮星”一般的简并态致密核。这样的氦燃烧无法及时通过
热膨胀把能量传输出去，就会出现热失控的氦闪，大约在 1min 内，氦核的大部分
都聚变为碳核（以及后续的氧核），并向恒星外层传输出巨量的能量，导致恒星突

然性变亮，并持续一个短周期。然后，核心又不再产生能量，外层的氢在较浅的位
置上以较复杂的方式继续聚变成氦。恒星核心再次缓慢积聚氦，较长的一段时间后，

类似的氦闪又在富含碳 - 氧内核外的氦包层中再次发生。这时的恒星就位于赫罗图
上的渐近巨星分支上，每次氦闪后，从一个红巨星分支进入另一个分支。

当红巨星中的氦耗尽时，剩下碳和氧，这时恒星也会像之前一样，在重力作用
下急剧收缩。但是恒星质量不够大，引力无法使得核心温度升高引发碳燃烧和氧燃

烧。这样收缩只能让碳 - 氧核心外围的氦继续燃烧。这一状态维持不了多久。在恒
星彻底丧失活力之后，整个恒星的不稳定性增加，引力作用导致核心密度越来越高。
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当密度达 6×10 g/cm 时，由于泡利不相容原理，电子产生简并压力，使得物质不
再被压缩，而温度维持在 5 万开，体积很小，此时核心就形成了一颗白矮星。与此
同时，恒星壳层脱离了束缚，扩展到很大的范围，形成了行星状星云。行星状星云

演化很快，它以 10~30km/s 的速度膨胀，越来越稀薄，约 5 万年后，行星状星云就
会被吹散。

如果一颗恒星质量在 2.3~8.5 倍太阳质量，核心的氢燃烧完毕后，核心少许收缩，
但是由于其质量很大，核心可以平稳地进入氦燃烧阶段。如果恒星质量接近 3 倍太

阳质量或更小，那么其表面温度为 5000K，为红巨星；如果质量超过 7 倍太阳质量，
表面温度将达到 10000K，此时是巨星但并非红色。中心的氦燃烧完毕后，核心再
次收缩。由于质量大，引力势能产生的温度和密度足够引发碳燃烧，核心温度再一