太陽是太陽系中存在了約45.7億年之久的恒星，對于人類而言，太陽的重要性不言而喻。然而，人類歷史相對于地球歷史乃至太陽的悠長歷史來說只不過是微不足道的一小段。在人類的未來里，太陽將繼續燃燒或是逐漸熄滅？要想尋求這一答案，需得先了解恒星發光發熱原理和演化歷程。
一、發熱原理
太陽主要由氫組成，氫占太陽質量的70%以上。在太陽內部高溫（1000萬k以上）、高壓（約為2500億個大氣壓）的條件下，氫原子會發生“熱核反應”，由4個氫原子核合成為1個氦原子核。在這個反應中，有一部分質量轉化為能量，放出大量的熱量。太陽內部的熱核反應，類似于地面上的氫彈爆炸。正因為在太陽核心區不斷地發生無數的“氫彈爆炸”過程，所以源源不斷地供應了太陽輻射出的光和熱。
氫彈爆炸想象圖 圖源：百度百科
太陽分為內部的核反應區（0~0.25太陽半徑）、輻射區（0.25~0.86太陽半徑）和對流層（十幾萬千米）以及大氣層的光球、色球（約500千米）和日冕。太陽核心處溫度高達1500萬度，壓力相當于3000億個大氣壓，隨時都在進行著熱核反應。
太陽由于放出光而慢慢地在收縮，而在收縮過程中，中心部分的密度就會增加，壓力也會升高，使得氫會燃燒得更厲害，這樣一來溫度就會升高，太陽的亮度也會逐漸增強。太陽自從45億年前進入主序星階段到如今，太陽光的亮度增強了30%，預計今后還會繼續增強，使地球溫度不斷升高。
地球被膨脹的太陽吞噬假想圖 圖源：百度百科
二、恒星演化歷程
一般認為，恒星演化的四個階段分為引力收縮階段（幼年期）、主序星階段（成年期）、紅巨星階段（中年期）和晚期階段（衰退期）。
恒星演化各個時期示意圖 圖源：百度百科
2.1恒星的誕生
2.1.1原恒星
所有的恒星都從通常被稱為星云或分子云的氣體和塵埃坍縮中誕生。典型的巨大分子云直徑大約100光年，并且包含高達6,000,000個太陽質量（1.2×1037千克）的質量。當它崩潰時，一個巨大分子云會分裂成越來越小的碎片。在每一個碎片中，坍縮的氣體都會釋放重力勢能轉化成熱能。隨著溫度和壓力的升高，碎片凝聚成被稱為原恒星的超熱的氣體旋轉球。
星云 圖源：百度百科
在巨分子云環繞星系旋轉時，一些事件可能造成它的引力坍縮。例如：巨分子云可能互相沖撞，或者穿越旋臂的稠密部分。鄰近的超新星爆發拋出的高速物質也可能是觸發因素之一。最后，星系碰撞造成的星云壓縮和擾動也可能形成大量恒星。
貓眼星云，由質量與太陽相當的恒星死亡而形成的行星狀星云 圖源：維基百科
2.1.2褐矮星和次恒星天體
質量少于大約0.08個太陽質量（1.6×1029千克）的原恒星，核心永遠不會達到足夠高的溫度，無法開始氫的核聚變，這樣的天體被稱為褐矮星。國際天文學聯合會將褐矮星定義為在其生命的某個時刻，其質量（超過13木星質量）足以燃燒氘的天體。質量小于13個木星質量的天體歸類為次褐矮星（但如果它們繞著另一顆恒星運行，它們就歸類為行星）。這兩種類型，無論是燃燒或是不燃燒氘，發出的光都很黯淡，在數億年的時間內會逐漸冷卻而慢慢消失在可見光中。
褐矮星 圖源：維基百科
2.1.3主序帶
在幾百萬年的過程中，原恒星達到平衡的狀態，安頓下來成為所謂的主序星。恒星大部分的生命期都在以核聚變產生能量的狀態。
質量更大的原恒星，核心溫度最終將達到1,000萬K，啟動質子-質子鏈反應，先將氫融合成氘，然后再融合成氦。在質量略高于1個太陽質量（2.0×1030千克）的恒星，碳、氮、氧（碳氮氧循環）參與的氫融合反應在能量產生中占很大的比例。核聚變的開始導致相對較快達到流體靜力平衡，在這種情況下，核心釋放的能量維持著較高的氣體壓力，平衡了衡星物質的重量，阻止了進一步的重力塌陷。因此，恒星迅速演化到穩定的狀態，開始了在主序帶演化的主序星階段。
赫羅圖（Hertzsprung–Russell diagram）是以恒星的絕對星等或光度相對于光譜類型或有效溫度繪制的散布圖。更簡單地說，它將每顆恒星繪制在一張圖表上，可以測量它的溫度（顏色）和光度，而它與每顆恒星的位置無關。圖源：維基百科
初始質量不同的恒星，在赫羅圖上演化的軌跡也不同。軌跡從恒星演化到主序帶開始，并結束在融合停止，并且是在紅巨星分支。太陽的演化以黃色軌跡顯示，它在離開主序階段之后，先沿著紅巨星分支膨脹，經歷次巨星、巨星，在氦閃之后進入水平分支（圖中未呈現），再沿著漸近巨星分支繼續膨脹成為紅巨星，這將是太陽經歷核聚變的最后階段。
一顆新恒星將位于赫羅圖主序帶上的特定點，主序星的光譜類型取決于恒星的質量。小的、相對較冷、低質量的紅矮星，將氫緩慢地融合成氦，并將在主序帶上停留數千億年或更長的時間，而大質量、炙熱的O型恒星在主序帶上停留的時間只有短短的幾百萬年。中等質量的黃矮星，例如太陽，在主序帶上停留的時間大約是100億年。太陽被認為正處于其主序列生命期的中間。
主序星內部的結構。對流層以回轉的箭頭符號表示，輻射層以紅色的閃電符號表示。左邊是低質量的紅矮星，中間是中等質量的黃矮星，右邊是大質量的藍色主序星。圖源：維基百科
2.2恒星的成熟
2.2.1低質量恒星
迄今尚未直接觀察到低質量恒星在核聚變停止后發生的情形，因為宇宙的年齡只有138億年左右，比低質量恒星停止核聚變之前所要經歷的時間還要短。
目前的天文物理學模型顯示，0.1個太陽質量的紅矮星在主序帶上停留的時間大約是6萬億到12萬億年，而且溫度和亮度都會逐漸增加，并需要數千億年的時間才會坍縮，慢慢地變成一顆白矮星。這樣的恒星因為整顆都是對流區，也不會演化出簡并態的氦核予燃燒的氫殼層，所以它不會演化成為紅巨星。取而代之的是氫融合會持續進行，直到整顆恒星幾乎都是氦。
2.2.2中等質量恒星
質量大約在0.8–10個太陽質量的恒星會成為紅巨星，它們是非主序帶的恒星，光譜類型是K或M。由于它們的紅色和高亮度，紅巨星位于赫羅圖的右側邊緣。例子包括金牛座的畢宿五和牧夫座的大角星。
0.8~8個太陽質量的典型恒星演化 圖源：維基百科
中等質量恒星演化成的紅巨星會經歷兩個不同階段的后主序星演變：惰性氦的核和氫燃燒殼的紅巨星分支星，和在氫燃燒殼內有氦燃燒殼和惰性碳組成核心的漸近巨星分支星。在這兩個階段之間，恒星會花一段時間在氦燃燒核心的水平分支上。許多這些氦燃燒的恒星聚集在水平分支的低溫端，成為紅群聚的巨星。
2.2.3大質量恒星
大質量恒星在氫殼燃燒開始時，核心的質量就已經夠大，在電子簡并壓力能夠取得優勢之前，就已經足以點燃氦融合。因此，當這些恒星膨脹和冷卻時，它們不會像質量較低的恒星那樣明亮。
在核心塌陷之前，大質量恒星的核心結構是有如洋蔥般的層層排列（未依照比例）圖源：維基百科
質量非常大的恒星（大約超過40個太陽質量），它們非常明亮，也有著強烈的恒星風，并由于輻射壓力而迅速地失去質量，并傾向于在成為紅超巨星之前就剝離自己的外層，因此從在主序星階段開始，表面始終維持著極高的溫度（藍白色的顏色）。
當核心從殼層底部的氫融合獲得物質時，會變得更熱、更致密。在所有的大質量恒星中，電子簡并壓力不足已自行阻止塌陷，然而當每種元素在核心消耗掉后，新生成的更重元素會被點燃，暫時阻擋塌陷。如果核心的質量不是太大（考慮到之前已經發生大規模的質量損失，大約小于1.4個太陽質量），那么它可能會如同之前所描述的低質量恒星，形成一顆白矮星（可能被行星狀星云包圍）。不同的是白矮星主要由氧、氖、和鎂等更重的元素組成。
2.2.4超新星
一旦恒星核合成過程產生鐵-56，接續的過程就會消耗能量（向原子核添加碎片消耗的能量比釋放出的能量還要多）。如果核心的質量超過錢德拉塞卡極限，電子簡并壓力將無法支撐其質量反抗重力的影響，核心就將經歷突然的、災難性的塌陷，形成中子星或黑洞（在核心的質量超過托爾曼-奧本海默-沃爾科夫極限的情況下）。通過一個尚未完全理解的過程，核心塌陷釋放的一些引力勢能轉換成Ib型、Ic型、或II型超新星。
蟹狀星云是一顆恒星爆炸粉碎成為超新星之后的殘骸，它的光在公元1054年抵達地球 圖源：維基百科
2.3恒星殘骸
2.3.1白矮星和黑矮星
1個太陽質量的恒星，演化成白矮星之后的質量大約是0.6個太陽質量，體積則壓縮至近似地球的大小。因為它向內的重力與電子產生的簡并壓力達到平衡，因此白矮星是很穩定的天體；這是泡利不相容原理導致的結果。電子簡并壓力提供了一個相當寬松的極限范圍來抵抗重力進一步的壓縮，因此針對給定的化學組成，白矮星的質量越大，體積反而越小。在沒有燃料可以繼續燃燒的情況下，恒星殘余的熱量仍可以繼續向外輻射數十億年。
白矮星 圖源：維基百科
白矮星在剛形成時有著非常高的溫度，表面的溫度可以超過100,000K，它的內部則更為炙熱。它實在是太熱了，因此在它存在的最初1,000萬年大部分的能量是以微中子的形式失去，但絕大部分的能量是在之后的十億年中流失質量不少于太陽一半的恒星也可以經由將核心的氫融合成氦來產生能量，質量更重的恒星可以依序以同心圓產生質量更重的元素。像太陽這樣的恒星用盡了核心的燃料之后，其核心會塌縮成為致密的白矮星，并且外層會被驅離成為行星狀星云。質量大約是太陽的10倍或更重的恒星，在它缺乏活力的鐵核塌縮成為密度非常高的中子星或黑洞時會爆炸成為超新星。雖然宇宙的年齡還不足以讓質量最低的紅矮星演化到它們生命的尾端，恒星模型認為它們在耗盡核心的氫燃料前會逐漸變亮和變熱，然后成為低質量的白矮星。
在最后，所有的白矮星殘骸都將變成冰冷且黑暗，通常被稱為黑矮星的天體。然而，宇宙現在還不夠老，還不足以產生黑矮星這種天體。
2.3.2中子星
當恒星的核心崩潰時，壓力造成電子捕獲，因而使得大多數質子都轉變成為中子。原本使原子核保持分離的電磁力都消失了（按比例，如果原子核的大小像極小的灰塵，原子將有如一個足球的競賽場那么大），那么大多數恒星的核心就成為只有中子的致密球體，覆蓋著薄薄的一層簡并態物質。中子也遵循泡利不相容原理，以類似于電子簡并壓力但是更為強大的力，來抗拒進一步的壓縮。
中子星 圖源：維基百科
這種恒星被稱為中子星，有著極高的密度，所以它們非常小，大小不會超過一個大城市，直徑只有10公里的數量級。它們的自轉周期由于恒星劇烈收縮而變得很短（因為角動量守恒）；觀察到的中子星自轉周期范圍從1.5毫秒（每秒鐘超過600轉）到幾秒。隨著這些恒星快速自轉，每當恒星的磁極朝向地球時，我們就會接收到一次脈沖的輻射。像這樣的中子星被稱為波霎，第一顆被發現的中子星就是這種型態的。檢測來自波霎的電磁波輻射，通常大部分是無線電波，但也曾觀測到波長在可見光、X射線、和γ射線波段的波霎。
2.3.3黑洞
如果恒星的殘骸有足夠大的質量，中子簡并壓力將不足以阻擋恒星塌縮至史瓦西半徑之下時，這個恒星的殘骸就會成為黑洞。現在還不知道需要要多大的質量才會發生這種情況，而目前的估計是在2至3個太陽質量之間。
首張黑洞照片 圖源：維基百科
黑洞是廣義相對論所預測的天體。依據古典的廣義相對論說法，沒有物質或訊息能夠從黑洞的內部傳遞給在外部的觀測者，雖然量子效應允許這種嚴謹的規律產生誤差。目前天文學上的觀測和理論也都支持宇宙中存在著黑洞。
恒星演化歷程 圖源：維基百科
三、結論
根據恒星演化歷程，我們可以推測出太陽的命運。
太陽沒有足夠的質量爆發成為超新星，隨著太陽燒掉它的氫供給，它會變得更熱且更快地燒掉余下的燃料。其結果就是，太陽每11億年就會更亮10%。在10億年的時間，隨著太陽的輻射輸出增強，它的適居帶就會外移，地球的表面會熱到液態的水無法在地球表面繼續存在。此時地面上所有的生命都將絕跡。從海平面而來的水蒸氣，一種強溫室氣體，可以加速溫度升高，可以潛在地更早地結束地球上的所有生命。這時候可能火星的表面溫度逐漸升高，凍結在表面土壤下的水和二氧化碳會被釋放到大氣里，產生溫室效應暖化這顆行星直到它達到今天地球一樣的條件，提供一個未來的生命的居住場所。35億年后，地球的表面環境就會變得跟今天的金星類似。
地球與金星對比 圖源：維基百科
約54億年之后，太陽核心的所有的氫都會聚變成氦。核心將不再支撐得住引力塌陷，將會開始收縮，加熱核周圍的一個外殼直到里面的氦開始聚變。這將使其外層急劇擴張，這顆恒星將進入它生命中的紅巨星階段。在76億年內，太陽會膨脹到半徑為1.2AU——256倍于它現在的大小。在其紅巨星分支的頂峰，因為巨量增大的表面積，太陽的表面會比現在冷卻很多（大約2600K），它的光度會增高很多，會達到現在太陽光度的2700倍。在太陽成為紅巨星的階段，它會產生很強的星風，這將帶走它自身33%的質量。
作為主序星的太陽和將來成為紅巨星的太陽 圖源：維基百科
當太陽膨脹后，水星和金星差不多一定會被吞噬掉。地球的命運還不是很清楚。盡管太陽會吞噬地球現在的軌道，這顆恒星的質量損失（更弱的引力）會導致行星的軌道向外移動。如果僅僅如此，地球可能會逃離火海，但2008年的研究認為地球還是會因為與太陽附著不緊密的外層潮汐作用而被吞噬掉。在這個時候，柯伊伯帶的冥王星和凱倫，有可能達到可維持生命的表面溫度。
漸漸地，太陽核心周圍殼里燃燒的氦將增大核的質量直到達到現今太陽質量的45%。此時密度和溫度如此高以至于氦開始聚變成碳，導致氦閃；太陽的半徑將從約250倍縮至11倍于現在的半徑。因此，它的光度會從3000倍跌至54倍于今天的水平，而其表面溫度則會升至約4770K。太陽將成為一顆水平分支星，平穩地燃燒它內核的氦，大概就像它今天燒氫一樣。氦聚變階段將只持續1億年。最終，它還是得依賴于它外層的氫和氦貯備，并且第二次膨脹，變成漸近巨星分支星。太陽的光度會再次升高，達到今天光度的2090倍，并且它會冷卻到大約3500K。這一階段將持續3千萬年，之后，再過10萬年的過程中，太陽的殘留外層將失去，拋射出巨大的物質洪流形成一個光暈（行星狀星云）。拋射出來的物質將包含太陽的核反應生成的氦和碳，繼續為未來世代的恒星而富華星際物質以重元素。
環狀星云，一個近似太陽將成為的行星狀星云圖源：維基百科
之后，太陽所剩的就是一顆白矮星，一個非常致密的天體，有它最初質量的54%，但只有地球大小。最初，這顆白矮星的光度大約有現在太陽光度的100倍。它將完全由簡并態的碳和氧組成, 但將永遠也不會達到可以聚變這些元素的溫度。因此白矮星太陽將逐漸冷卻，越來越黯淡。
白矮星 圖源：維基百科
隨著太陽的死亡，它作用于如行星、彗星和小行星這些天體的引力會隨著它的質量丟失而減弱。如果地球和火星在這時候還生存，它的軌道會大約位于1.85和2.8AU。它們和其它剩余的行星將成為昏暗、寒冷的外殼，完全沒有任何形式的生命。它們將繼續圍繞太陽公轉，其速度因為距離太陽的距離增大和太陽引力的降低而減慢。二十億年后，當太陽冷卻到6000到8000K的范圍，太陽核心的碳和氧將冷卻，它所剩的90%的質量將形成結晶結構。最終，再過數十億年，太陽將完全停止閃耀，成為黑矮星。
恒星演化歷程 圖源：維基百科
美編：黃紫薇
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來源： 中科院高能所
