第十一章 創世年代
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史瓦西基于這種方法作了計算，發現太陽有一大半物質是純氫，純氦略少于一半，其他元素隻占很少一部分。
對太陽能量産生過程的解釋很容易推廣到其他大部分恒星，結論是：不同質量的恒星有不同的中心溫度，因而有不同的能量産生率。
例如，波江座O2-C的質量約為太陽的1/5，因此其亮度隻有太陽的1%左右；而通常被稱為天狼星的大犬座&alpha大約比太陽重2.5倍，其他亮度比太陽強40倍；還有天鵝座Y380這樣的巨星，它大約比太陽重40倍，亮度是太陽的幾十萬倍。
在所有這些情況下，恒星的質量越大、亮度就越強的關系均可通過中心溫度的升高會增大&ldquo碳循環&rdquo的反應速率而得到令人滿意的解釋。
根據恒星的這種所謂&ldquo主星序&rdquo，我們還發現，恒星的質量越大，半徑也就越大（從波江座O2-C的0.43個太陽半徑到天鵝座Y380的29個太陽半徑），平均密度則越小（從波江座O2-C的2.5，到太陽的1.4，再到天鵝座Y380的0.002）。
圖122列出了屬于主星序的恒星的一些數據。
圖122 屬于主星序的恒星 除了半徑、密度和亮度取決于質量的&ldquo正常&rdquo恒星，天文學家還發現天空中有一些完全不符合這種簡單規則的星體。
首先是所謂的&ldquo紅巨星&rdquo和&ldquo超巨星&rdquo，它們與相同亮度的&ldquo正常&rdquo恒星雖然有相同的質量，尺寸卻要大很多。
圖123繪出了幾顆這樣的異常恒星，包括著名的禦夫座&alpha、飛馬座&beta、金牛座&alpha、獵戶座&alpha、武仙座&alpha和禦夫座&epsilon。
圖123 巨星和超巨星與太陽系尺寸的比較 這些恒星之所以大得幾乎讓人難以置信，似乎是受到了我們尚不能解釋的内部力的作用，這也使其平均密度遠小于任何正常恒星。
與這些&ldquo腫脹&rdquo恒星相反，還有一些尺寸縮得很小的恒星，即所謂的&ldquo白矮星&rdquo91。
圖124畫出了一顆，并與地球進行比較。
這顆&ldquo天狼星的伴星&rdquo的質量幾乎等于太陽，其直徑卻隻比地球大三倍；因此，其平均密度一定比水大50萬倍左右！幾乎可以肯定，白矮星代表着恒星演化的末期階段，此時恒星已經耗盡了所有可用的氫燃料。
圖124 白矮星與地球的比較 如上所述，恒星的生命源自于從氫到氦的緩慢嬗變反應。
年輕的恒星剛剛由彌漫的星際物質凝聚而成，此時恒星中的氫含量超過了其總質量的50%，因此我們可以預期它還有極長的壽命。
例如，由太陽的視亮度可以計算出，它每秒鐘要消耗大約6.6億噸的氫。
太陽的總質量是2×1027噸，其中一半是氫，因此太陽的壽命是15×1018秒即500億年左右！要知道，太陽現在隻有三四十億歲，92因此必須認為它還很年輕，還能以目前的亮度照耀幾百億年。
然而，更大質量因此也更亮的恒星消耗最初的氫的速度要快得多。
例如，天狼星的重量是太陽的2.3倍，因此起初包含的氫燃料也是太陽的2.3倍，但它的亮度卻是太陽的39倍。
在給定時間内，天狼星消耗的燃料是太陽的39倍，而其原有的氫儲量隻有太陽的2.3倍，因此隻需30億年，天狼星就會把燃料用光。
而更亮的恒星，比如天鵝座Y380（質量是太陽的17倍，亮度是太陽的30000倍），其原有的氫儲量最多隻能維持1億年。
氫最終耗盡之後，恒星會變得怎樣呢？ 當維持恒星漫長壽命的核能源耗盡之後，星體必然開始收縮，因而在後續階段，密度會越來越大。
天文觀測顯示有大量這樣的&ldquo萎縮恒星&rdquo存在着，它們的平均密度比水大數十萬倍。
這些恒星至今仍然熾熱，由于表面溫度很高，它們會發出耀眼的白光，從而與主星序中發黃光或紅光的普通恒星形成鮮明對照。
但這些恒星的體積很小，它們的總亮度相當低，要比太陽的亮度低幾千倍，因此天文學家把這些處于演化末期階段的恒星稱為&ldquo白矮星&rdquo，其中的&ldquo矮&rdquo字既有幾何尺寸的含義，又有亮度的含義。
随着時間的流逝，白熱的白矮星體将逐漸失去光輝，最終變成普通天文觀測無法發現的一大團冷物質&mdash&mdash&ldquo黑矮星&rdquo。
但要注意，用盡了所有氫燃料之後，這些年邁的恒星發生的收縮和逐步冷卻過程并不總是安靜有序的。
這些&ldquo行将就木&rdquo的垂死恒星往往會發生激變，仿佛在反抗命運。
這些被稱為新星爆發和超新星爆發的災難性事件是恒星研究中最令人激動的話題之一。
短短幾天時間，一顆看起來與其他恒星并無多大不同的恒星，其亮度就增加了幾十萬倍，表面溫度也迅速變得極熱。
研究與亮度的這種顯著增強相伴随的光譜變化，可以看出星體在迅速膨脹，其外層正以每秒鐘2000公裡左右的速度向外擴展。
但這種亮度增強隻是短暫的，達到極大值之後，星體便開始慢慢平靜下來。
恒星爆發後，通常需要一年左右的時間才能恢複其原有亮度，盡管在這之後很長時間，它的輻射還會有一些小的變化。
亮度是恢複正常了，其他性質卻并非如此。
爆發期間随恒星一起迅速膨脹的一部分大氣會繼續往外運動，因此該星被會一層直徑越來越大的發光氣體所包圍。
關于這類恒星本身是否在持續變化，我們還缺乏确鑿的證據，因為隻有一顆新星（禦夫座新星，1918年）的光譜在爆發前被拍攝下來，而且就連這張照片看起來也很不清楚，我們對其表面溫度和原始半徑都很不确定。
觀測所謂的超新星爆發能為這種星體爆發的後果提供更好的證據。
在銀河系，這些巨大的爆發幾個世紀才發生一次（普通的新星爆發則是每年40次左右），爆發時的亮度比普通新星強數千倍。
亮度達到極大時，這樣一顆爆發的超新星發出的光堪比整個銀河系發出的光。
1572年第谷（TychoBrahe）觀測到的晴朗白天亦可看見的星，1054年中國天文學家記載的星，也許還有伯利恒星，都是我們銀河系中超新星的典型例子。
第一顆河外超新星是1885年在臨近的仙女座星雲中觀測到的，其亮度比該星系看到的所有其他新星亮度的總和還要強上千倍。
盡管這些大爆發較少發生，但由于巴德（WalterBaade）和茲維基（FritzZwicky）的觀測工作，近年來我們對這些星體性質的研究已經取得了重大進展。
他們最先認識到了這兩種爆發的巨大差異，并開始對出現在各個遙遠星系中的超新星進行系統研究。
雖然亮度有極大差異，但超新星爆發與普通新星爆發有許多相似之處。
兩者的亮度都會先迅速增強再緩慢減弱，其亮度曲線的形狀幾乎相同（比例尺除外）。
和普通新星一樣，超新星的爆發也會産生一個迅速膨脹的氣體層，但它所占的恒星質量要大得多。
事實上，新星爆發所産生的氣體層會變得越來越稀薄，并迅速消散到周圍的空間中，而超新星釋放的氣體物質卻在爆發的位置周圍形成了廣大而明亮的雲。
例如，在1054年的超新星爆發位置上看到的&ldquo蟹狀星雲&rdquo肯定是由那次爆發時噴出的氣體形成的（見插圖8）。
我們還找到了這顆超新星爆發之後遺迹的證據。
事實上，在蟹狀星雲的正中心可以觀測到一顆暗星，根據觀測到的性質可以判斷，這是一顆極為緻密的白矮星。
所有這些都表明，超新星爆發的物理過程必定類似于新星爆發，隻不過前者的規模在各方面要大得多。
如果接受新星和超新星的&ldquo坍縮理論&rdquo，我們先得問問自己，是什麼原因導緻整個星體猛烈收縮？目前我們已經知道，這些星體由大量熾熱氣體所構成，處于平衡狀态時，星體完全是由其内部熾熱氣體的極高壓力支撐着。
隻要上述&ldquo碳循環&rdquo在恒星中心進行着，恒星表面輻射出的能量就會被其内部産生的原子核能所補充，因此恒星狀态幾乎不發生變化。
然而一旦氫完全耗盡，就再無核能可補充，星體就必然開始收縮，從而将其引力勢能變成輻射。
不過這種引力收縮過程相當緩慢，因為恒星物質的傳導率極低，從内部到表面的傳熱過程非常緩慢。
以太陽為例，要使太陽的半徑收縮到目前的一半，需要1千萬年以上。
任何使收縮加快的因素都會立刻導緻釋放出更多的引力勢能，從而增加内部的溫度和氣體壓力，使收縮速度減慢。
由此可見，要使恒星的收縮加速，使之像新星和超新星那樣迅速坍縮，隻有通過某種機制将收縮時釋放的能量從内部移走。
例如，若将恒星物質的傳導率增大幾十億倍，其收縮速度也會以同樣的倍數增加，這樣幾天之内一顆收縮的恒星就會坍縮。
但這種可能性已被排除，因為目前的輻射理論明确表明，恒星物質的傳導率取決于它的密度和溫度，将它減小百十倍幾乎是不可能的事情。
最近我和我的同事申伯格（Schenberg）博士提出，恒星坍縮的真實原因是形成了大量中微子。
我們曾在第七章詳細讨論過這種微小的核粒子。
從對中微子的描述可以得知，正是它從正在收縮的恒星内部帶走了多餘的能量，因為對于中微子來說，整個星體就像窗玻璃對于日光一樣透明。
但我們還要弄清楚，在熾熱的收縮恒星内部是否會産生中微子，以及中微子的數量是否足夠多。
各種元素的原子核在俘獲高速運動的電子時都會釋放中微子。
當一個高速電子進入原子核時，會立刻釋放出一個高能的中微子。
原子核俘獲電子後，會變成同一原子量的一種不穩定的核。
由于不穩定，這個新原子核存在一段時間之後就會發生衰變，在釋放出電子的同時又釋放出一個中微子。
然後這個過程又從頭開始，發射出新的中微子&hellip&hellip（圖125）。
這種過程被稱為尤卡過程。
圖125 鐵核中的尤卡過程可以源源不斷地産生中微子 如果溫度和密度就像在收縮的星體内部一樣大，因釋放中微子而導緻的能量損失就會極高。
例如，鐵原子核對電子的俘獲和重新釋放會轉化成每克每秒1011爾格的中微子能量。
如果是氧原子核（它所産生的不穩定同位素是放射性的氮，衰變期為9秒），恒星失去的能量甚至可達每克每秒1017爾格。
在這種情況下，能量損失是如此之高，隻需25分鐘恒星就會完全坍縮。
由此可見，中微子輻射從收縮恒星熾熱的中心區域開始産生，這種觀點可以完全解釋恒星坍縮的原因。
不過，雖然釋放中微子所導緻的能量損失很容易計算出來，但要研究坍縮過程本身還有許多數學上的困難，因此我們目前隻能給出某些定性的解釋。
可以設想，由于恒星内部的氣體壓力不夠大，星體外圍的大量物質将在引力的作用下開始落向中心。
但通常情況下，每顆恒星多多少少都在迅速地旋轉，因此坍縮過程發生得并不對稱，極區的物質（即轉軸附近的物質）先落入内部，并把赤道區的物質擠壓出來（圖126）。
圖126 超新星爆發的早期和晚期 這樣便把此前深藏的物質帶了出來，并把它們加熱到幾十億度的高溫，此溫度解釋了恒星亮度為何會驟增。
随着這個過程的進行，原先那顆恒星的坍縮物質将在中心收縮成一顆緻密的白矮星，被排出的物質則逐漸冷卻并繼續擴展，形成蟹狀星雲那種朦胧的東西。
三、原始混沌和膨脹宇宙 若把宇宙看成一個整體，我們立刻就會面臨一些重要問題，涉及宇宙是否随時間而演化。
宇宙是一直大緻處于我們目前看到的這個狀态，還是在不同的演化階段中不斷變化？ 根據從各種科學分支收集到的經驗事實，我們得出了非常明确的回答。
是的，我們的宇宙在不斷變化。
它在遠古過去、當下現在和遙遠未來的狀态是三種非常不同的存在狀态。
由各門科學搜集來的無數事實還表明，我們的宇宙有一個開端。
正是從這個開端開始，宇宙逐漸演化成為現在的狀态。
如上所述，我們的太陽系已經有幾十億歲了，從各個方向對這個問題所作的許多獨立研究中都會出現這個數字。
月亮也應該形成于幾十億年前，它似乎是被太陽發出的強大吸引力從地球上扯下來的一塊物質。
對恒星演化的研究（見上節）表明，我們看到的星星大都也有幾十億年了。
通過一般地研究恒星的運動，特别是雙星、三星以及更複雜的銀河星團的相對運動，天文學家們斷言，這些構形的存在時間不會長于幾十億年。
各種化學元素的相對豐度，特别是钍、鈾等緩慢衰變的放射性元素的量，可以提供一些非常獨立的證據。
如果這些元素在不斷衰變的情況下仍然存在于宇宙中，我們就隻能認為，要麼這些元素目前還在由其他更輕的原子核不斷産生，要麼就是大自然在遙遠過去所形成産物的遺存。
我們目前對核嬗變過程的了解迫使我們放棄第一種可能性，因為即使在最熱恒星的内部，溫度也從未達到&ldquo炮制&rdquo放射性重原子核所需的極高程度。
事實上，從上節我們已經看到，恒星内部的溫度有幾千萬度，而從輕元素的原子核&ldquo炮制&rdquo出放射性原子核則需要幾十億度的溫度。
因此必須假設，這些重元素的原子核是在宇宙演化的過去某個時期形成的，那時所有物質都受到極高溫和極高壓的作用。
我們也能估算出宇宙的這個&ldquo煉獄&rdquo階段的大緻時間。
我們知道，钍和鈾238的平均壽命分别為180億年和45億年，而它們至今尚未大量衰變，因為它們目前還幾乎和其他穩定的重元素一樣多。
而鈾235的平均壽命隻有5億年左右，其豐度比鈾238少
對太陽能量産生過程的解釋很容易推廣到其他大部分恒星，結論是：不同質量的恒星有不同的中心溫度，因而有不同的能量産生率。
例如，波江座O2-C的質量約為太陽的1/5，因此其亮度隻有太陽的1%左右；而通常被稱為天狼星的大犬座&alpha大約比太陽重2.5倍，其他亮度比太陽強40倍；還有天鵝座Y380這樣的巨星，它大約比太陽重40倍，亮度是太陽的幾十萬倍。
在所有這些情況下，恒星的質量越大、亮度就越強的關系均可通過中心溫度的升高會增大&ldquo碳循環&rdquo的反應速率而得到令人滿意的解釋。
根據恒星的這種所謂&ldquo主星序&rdquo，我們還發現，恒星的質量越大，半徑也就越大（從波江座O2-C的0.43個太陽半徑到天鵝座Y380的29個太陽半徑），平均密度則越小（從波江座O2-C的2.5，到太陽的1.4，再到天鵝座Y380的0.002）。
圖122列出了屬于主星序的恒星的一些數據。
圖122 屬于主星序的恒星 除了半徑、密度和亮度取決于質量的&ldquo正常&rdquo恒星，天文學家還發現天空中有一些完全不符合這種簡單規則的星體。
首先是所謂的&ldquo紅巨星&rdquo和&ldquo超巨星&rdquo，它們與相同亮度的&ldquo正常&rdquo恒星雖然有相同的質量，尺寸卻要大很多。
圖123繪出了幾顆這樣的異常恒星，包括著名的禦夫座&alpha、飛馬座&beta、金牛座&alpha、獵戶座&alpha、武仙座&alpha和禦夫座&epsilon。
圖123 巨星和超巨星與太陽系尺寸的比較 這些恒星之所以大得幾乎讓人難以置信，似乎是受到了我們尚不能解釋的内部力的作用，這也使其平均密度遠小于任何正常恒星。
與這些&ldquo腫脹&rdquo恒星相反，還有一些尺寸縮得很小的恒星，即所謂的&ldquo白矮星&rdquo91。
圖124畫出了一顆，并與地球進行比較。
這顆&ldquo天狼星的伴星&rdquo的質量幾乎等于太陽，其直徑卻隻比地球大三倍；因此，其平均密度一定比水大50萬倍左右！幾乎可以肯定，白矮星代表着恒星演化的末期階段，此時恒星已經耗盡了所有可用的氫燃料。
圖124 白矮星與地球的比較 如上所述，恒星的生命源自于從氫到氦的緩慢嬗變反應。
年輕的恒星剛剛由彌漫的星際物質凝聚而成，此時恒星中的氫含量超過了其總質量的50%，因此我們可以預期它還有極長的壽命。
例如，由太陽的視亮度可以計算出，它每秒鐘要消耗大約6.6億噸的氫。
太陽的總質量是2×1027噸，其中一半是氫，因此太陽的壽命是15×1018秒即500億年左右！要知道，太陽現在隻有三四十億歲，92因此必須認為它還很年輕，還能以目前的亮度照耀幾百億年。
然而，更大質量因此也更亮的恒星消耗最初的氫的速度要快得多。
例如，天狼星的重量是太陽的2.3倍，因此起初包含的氫燃料也是太陽的2.3倍，但它的亮度卻是太陽的39倍。
在給定時間内，天狼星消耗的燃料是太陽的39倍，而其原有的氫儲量隻有太陽的2.3倍，因此隻需30億年，天狼星就會把燃料用光。
而更亮的恒星，比如天鵝座Y380（質量是太陽的17倍，亮度是太陽的30000倍），其原有的氫儲量最多隻能維持1億年。
氫最終耗盡之後，恒星會變得怎樣呢？ 當維持恒星漫長壽命的核能源耗盡之後，星體必然開始收縮，因而在後續階段，密度會越來越大。
天文觀測顯示有大量這樣的&ldquo萎縮恒星&rdquo存在着，它們的平均密度比水大數十萬倍。
這些恒星至今仍然熾熱，由于表面溫度很高，它們會發出耀眼的白光，從而與主星序中發黃光或紅光的普通恒星形成鮮明對照。
但這些恒星的體積很小，它們的總亮度相當低，要比太陽的亮度低幾千倍，因此天文學家把這些處于演化末期階段的恒星稱為&ldquo白矮星&rdquo，其中的&ldquo矮&rdquo字既有幾何尺寸的含義，又有亮度的含義。
随着時間的流逝，白熱的白矮星體将逐漸失去光輝，最終變成普通天文觀測無法發現的一大團冷物質&mdash&mdash&ldquo黑矮星&rdquo。
但要注意，用盡了所有氫燃料之後，這些年邁的恒星發生的收縮和逐步冷卻過程并不總是安靜有序的。
這些&ldquo行将就木&rdquo的垂死恒星往往會發生激變，仿佛在反抗命運。
這些被稱為新星爆發和超新星爆發的災難性事件是恒星研究中最令人激動的話題之一。
短短幾天時間，一顆看起來與其他恒星并無多大不同的恒星，其亮度就增加了幾十萬倍，表面溫度也迅速變得極熱。
研究與亮度的這種顯著增強相伴随的光譜變化，可以看出星體在迅速膨脹，其外層正以每秒鐘2000公裡左右的速度向外擴展。
但這種亮度增強隻是短暫的，達到極大值之後，星體便開始慢慢平靜下來。
恒星爆發後，通常需要一年左右的時間才能恢複其原有亮度，盡管在這之後很長時間，它的輻射還會有一些小的變化。
亮度是恢複正常了，其他性質卻并非如此。
爆發期間随恒星一起迅速膨脹的一部分大氣會繼續往外運動，因此該星被會一層直徑越來越大的發光氣體所包圍。
關于這類恒星本身是否在持續變化，我們還缺乏确鑿的證據，因為隻有一顆新星（禦夫座新星，1918年）的光譜在爆發前被拍攝下來，而且就連這張照片看起來也很不清楚，我們對其表面溫度和原始半徑都很不确定。
觀測所謂的超新星爆發能為這種星體爆發的後果提供更好的證據。
在銀河系，這些巨大的爆發幾個世紀才發生一次（普通的新星爆發則是每年40次左右），爆發時的亮度比普通新星強數千倍。
亮度達到極大時，這樣一顆爆發的超新星發出的光堪比整個銀河系發出的光。
1572年第谷（TychoBrahe）觀測到的晴朗白天亦可看見的星，1054年中國天文學家記載的星，也許還有伯利恒星，都是我們銀河系中超新星的典型例子。
第一顆河外超新星是1885年在臨近的仙女座星雲中觀測到的，其亮度比該星系看到的所有其他新星亮度的總和還要強上千倍。
盡管這些大爆發較少發生，但由于巴德（WalterBaade）和茲維基（FritzZwicky）的觀測工作，近年來我們對這些星體性質的研究已經取得了重大進展。
他們最先認識到了這兩種爆發的巨大差異，并開始對出現在各個遙遠星系中的超新星進行系統研究。
雖然亮度有極大差異，但超新星爆發與普通新星爆發有許多相似之處。
兩者的亮度都會先迅速增強再緩慢減弱，其亮度曲線的形狀幾乎相同（比例尺除外）。
和普通新星一樣，超新星的爆發也會産生一個迅速膨脹的氣體層，但它所占的恒星質量要大得多。
事實上，新星爆發所産生的氣體層會變得越來越稀薄，并迅速消散到周圍的空間中，而超新星釋放的氣體物質卻在爆發的位置周圍形成了廣大而明亮的雲。
例如，在1054年的超新星爆發位置上看到的&ldquo蟹狀星雲&rdquo肯定是由那次爆發時噴出的氣體形成的（見插圖8）。
我們還找到了這顆超新星爆發之後遺迹的證據。
事實上，在蟹狀星雲的正中心可以觀測到一顆暗星，根據觀測到的性質可以判斷，這是一顆極為緻密的白矮星。
所有這些都表明，超新星爆發的物理過程必定類似于新星爆發，隻不過前者的規模在各方面要大得多。
如果接受新星和超新星的&ldquo坍縮理論&rdquo，我們先得問問自己，是什麼原因導緻整個星體猛烈收縮？目前我們已經知道，這些星體由大量熾熱氣體所構成，處于平衡狀态時，星體完全是由其内部熾熱氣體的極高壓力支撐着。
隻要上述&ldquo碳循環&rdquo在恒星中心進行着，恒星表面輻射出的能量就會被其内部産生的原子核能所補充，因此恒星狀态幾乎不發生變化。
然而一旦氫完全耗盡，就再無核能可補充，星體就必然開始收縮，從而将其引力勢能變成輻射。
不過這種引力收縮過程相當緩慢，因為恒星物質的傳導率極低，從内部到表面的傳熱過程非常緩慢。
以太陽為例，要使太陽的半徑收縮到目前的一半，需要1千萬年以上。
任何使收縮加快的因素都會立刻導緻釋放出更多的引力勢能，從而增加内部的溫度和氣體壓力，使收縮速度減慢。
由此可見，要使恒星的收縮加速，使之像新星和超新星那樣迅速坍縮，隻有通過某種機制将收縮時釋放的能量從内部移走。
例如，若将恒星物質的傳導率增大幾十億倍，其收縮速度也會以同樣的倍數增加，這樣幾天之内一顆收縮的恒星就會坍縮。
但這種可能性已被排除，因為目前的輻射理論明确表明，恒星物質的傳導率取決于它的密度和溫度，将它減小百十倍幾乎是不可能的事情。
最近我和我的同事申伯格（Schenberg）博士提出，恒星坍縮的真實原因是形成了大量中微子。
我們曾在第七章詳細讨論過這種微小的核粒子。
從對中微子的描述可以得知，正是它從正在收縮的恒星内部帶走了多餘的能量，因為對于中微子來說，整個星體就像窗玻璃對于日光一樣透明。
但我們還要弄清楚，在熾熱的收縮恒星内部是否會産生中微子，以及中微子的數量是否足夠多。
各種元素的原子核在俘獲高速運動的電子時都會釋放中微子。
當一個高速電子進入原子核時，會立刻釋放出一個高能的中微子。
原子核俘獲電子後，會變成同一原子量的一種不穩定的核。
由于不穩定，這個新原子核存在一段時間之後就會發生衰變，在釋放出電子的同時又釋放出一個中微子。
然後這個過程又從頭開始，發射出新的中微子&hellip&hellip（圖125）。
這種過程被稱為尤卡過程。
圖125 鐵核中的尤卡過程可以源源不斷地産生中微子 如果溫度和密度就像在收縮的星體内部一樣大，因釋放中微子而導緻的能量損失就會極高。
例如，鐵原子核對電子的俘獲和重新釋放會轉化成每克每秒1011爾格的中微子能量。
如果是氧原子核（它所産生的不穩定同位素是放射性的氮，衰變期為9秒），恒星失去的能量甚至可達每克每秒1017爾格。
在這種情況下，能量損失是如此之高，隻需25分鐘恒星就會完全坍縮。
由此可見，中微子輻射從收縮恒星熾熱的中心區域開始産生，這種觀點可以完全解釋恒星坍縮的原因。
不過，雖然釋放中微子所導緻的能量損失很容易計算出來，但要研究坍縮過程本身還有許多數學上的困難，因此我們目前隻能給出某些定性的解釋。
可以設想，由于恒星内部的氣體壓力不夠大，星體外圍的大量物質将在引力的作用下開始落向中心。
但通常情況下，每顆恒星多多少少都在迅速地旋轉，因此坍縮過程發生得并不對稱，極區的物質（即轉軸附近的物質）先落入内部，并把赤道區的物質擠壓出來（圖126）。
圖126 超新星爆發的早期和晚期 這樣便把此前深藏的物質帶了出來，并把它們加熱到幾十億度的高溫，此溫度解釋了恒星亮度為何會驟增。
随着這個過程的進行，原先那顆恒星的坍縮物質将在中心收縮成一顆緻密的白矮星，被排出的物質則逐漸冷卻并繼續擴展，形成蟹狀星雲那種朦胧的東西。
三、原始混沌和膨脹宇宙 若把宇宙看成一個整體，我們立刻就會面臨一些重要問題，涉及宇宙是否随時間而演化。
宇宙是一直大緻處于我們目前看到的這個狀态，還是在不同的演化階段中不斷變化？ 根據從各種科學分支收集到的經驗事實，我們得出了非常明确的回答。
是的，我們的宇宙在不斷變化。
它在遠古過去、當下現在和遙遠未來的狀态是三種非常不同的存在狀态。
由各門科學搜集來的無數事實還表明，我們的宇宙有一個開端。
正是從這個開端開始，宇宙逐漸演化成為現在的狀态。
如上所述，我們的太陽系已經有幾十億歲了，從各個方向對這個問題所作的許多獨立研究中都會出現這個數字。
月亮也應該形成于幾十億年前，它似乎是被太陽發出的強大吸引力從地球上扯下來的一塊物質。
對恒星演化的研究（見上節）表明，我們看到的星星大都也有幾十億年了。
通過一般地研究恒星的運動，特别是雙星、三星以及更複雜的銀河星團的相對運動，天文學家們斷言，這些構形的存在時間不會長于幾十億年。
各種化學元素的相對豐度，特别是钍、鈾等緩慢衰變的放射性元素的量，可以提供一些非常獨立的證據。
如果這些元素在不斷衰變的情況下仍然存在于宇宙中，我們就隻能認為，要麼這些元素目前還在由其他更輕的原子核不斷産生，要麼就是大自然在遙遠過去所形成産物的遺存。
我們目前對核嬗變過程的了解迫使我們放棄第一種可能性，因為即使在最熱恒星的内部，溫度也從未達到&ldquo炮制&rdquo放射性重原子核所需的極高程度。
事實上，從上節我們已經看到，恒星内部的溫度有幾千萬度，而從輕元素的原子核&ldquo炮制&rdquo出放射性原子核則需要幾十億度的溫度。
因此必須假設，這些重元素的原子核是在宇宙演化的過去某個時期形成的，那時所有物質都受到極高溫和極高壓的作用。
我們也能估算出宇宙的這個&ldquo煉獄&rdquo階段的大緻時間。
我們知道，钍和鈾238的平均壽命分别為180億年和45億年，而它們至今尚未大量衰變，因為它們目前還幾乎和其他穩定的重元素一樣多。
而鈾235的平均壽命隻有5億年左右，其豐度比鈾238少