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射出能量甚大的一群脉冲，也许是两两相隔10到20秒，停息几分种后又发出新的脉冲群，宇宙中不仅存在沙沙或呼呼的声响，还有滴嗒声和击鼓声，以及嗡嗡声和卡嗒卡嗒声。通过想象中的仪器才使我们的耳朵听到的，反映来自宇宙空间辐射的这种喧闹声，其起因可能还是在于中子星。脉冲星和X射线星是不是为我们揭示了恒星生命的可能结束介段？现在我们是否知道了一切恒星的结局不是中子星就是白矮星？这两种星体的一条奇异特性使人们推测，还存在第三种可能性需要探究。
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11．恒星的结局空中自由而静止地悬浮着一个黑色的圆形物体。实际上，这个东西看起来一点也不像一个球，它给人的印象倒像一处无底洞。是的，这不是别的什么东西，这是一个词。刹时间刮起一阵鳆狂啸，愈来愈响，因为厅内的空气正被吸入球中，小纸片、手套，妇女面纱——统统被卷了进去。一个民兵把军刀插进这可帕的洞中，兵器竟然像融化掉似地失踪了。古斯塔夫·迈林克（GustavMeyrink）“黑球”，1913年脉冲星和X射线源告诉我们，自然界存在着中子星。蟹状星云那里的超新星爆发就遗留下一颗中子星。可是1054年的那次爆发是怎样发生的①呢？总有一天会在我们银河系内再出现一次超新星，那时我们就有可能查明究竟是什么东西爆炸了；因为我们可以在以前拍摄的天文底片上去寻找，是哪一颗星在一片烟云中崩散而留下一颗像陀螺般自转的微小中子星②。在这样的时机尚未来临之前，我们只好局限于推测。我们可以重新认识由计算机所得出晚期演化恒星的模型，并且提出问题：恒星向其大灾难演变的过程是否可以预测？大质量恒星的铁心灾变超过10倍于太阳质量的大质量恒星演化得极快。只要几百万年，氢就消耗完了。其后是氦燃烧成为碳，不久碳原子又转化为更重的原子核。所有这些核反应都放出能量，但是这些过程的产能程度一个不如一个。它们必须一个比一个更快地推进，以维持恒星的辐射功率不减。愈来愈复杂的原子核接踵而生，难道这种过程就没有个尽头吗？自然界在元素铁处设置了一种极限。我们已经知道，核反应的参与元素愈重，产能愈少。恒星中的核反应堆到铁原子核就停产了。对于铁原子①说到在近处出现一次超新星，恐怕我们要有所戒备才行。纽约哥伦比亚大学的梅尔文·A·鲁德曼（MelvinA·Ruderman）曾估计说，在大约30光年以内发生超新星爆发会造成致命的后果。由这种爆发射来的高能粒子流将破坏地球大气的臭氧屏障，太阳的紫外辐射将不受阻挡地闯到地球表面，迟早会毁灭地球上的生命。②1987年2月24日，人们在大麦哲伦云中发现了一颗超新星。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