中微子致冷，壳层源的闪跃

如果恒星中心的密度和温度都足够高的话，那么当一个光子和一个电子碰撞时，就可能产生两个新的基本粒子（图 7-1）。其中之一是我们已知的中微子，而另一个则是中微子的近亲，叫做反中微子，它的性质和中微子的性质十分相似，特别是它也能毫无阻挡地穿过恒星物质而到达外 部。恒星不仅对于中微子，而且对于反中微子也是透明的。当中微子-反中微子成对诞生时，它们父母的能量，也就是电子和光子的能量就被消耗掉了。这个能量交给了新诞生的双生子。它们带着这个能量无阻挡地由恒星中心逃到宇宙中去。当恒星的中心区域收缩，企图使温度达到碳燃烧的温度时，却有越来越多的中微子-反中微子成对产生。它们把能量带走，使恒星内部冷却，从而阻止或者至少是延缓了碳的燃烧。最后当碳的聚变终于开始时，这个长期被延缓的反应是以爆发形式发生的，有可能使整个恒星破裂。不过为了准确地了解它，我们必须能够计算到这个阶段，然而我们却遇到了新的困难。

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在恒星后期的演化阶段中，当能量是由一个壳层中的氢燃烧和另一个壳层中的氦燃烧所提供时，这时核反应不再以均匀的速度进行。产能率突然增大，经过几百年以后又下降。恒星的光度有时完全由氢燃烧的壳层提供，然后又完全由氦燃烧的壳层提供。在个别壳层源内会有对流区域出现， 使恒星部分物质混合，然后又消失掉。如果想用计算机跟踪这些过程，则需要跟踪两个壳层源的突然发亮和逐渐平息的细节。为了做到这一点，在仅仅相当于一颗恒星生命中的 100 年的时间里，也许就需要计算一百个恒星模型。因此谁要想跟踪恒星演化几百万年的话，那么他所遇到的是实际上无法解决的难题。至今所有从事恒星演化研究工作的小组对此都已宣告失败。

即使这个难题解决了，还会有其他的困难出现。核燃烧将越来越复杂。如果两个碳原子相互碰撞并发生反应，那么这个反应的产物绝不是很确定的。反应产物有可能是镁、氧、氖或钠，它们以一定的几率比例而生成，

所以恒星的化学组成将越来越复杂。此外，各种重元素发生聚变反应的温度也几乎相同，这样就会在恒星内同一地点发生多种不同的核燃烧。所有恒星模型构造者只好暂时停下来，用电子计算机模拟恒星演化史的艺术至此结束。我们尚不清楚今后会怎样，我们只能对今后会发生什么进行猜测。

红巨星中的白矮星

当计算机不能再告诉我们一颗恒星以后的命运时，我们还可以通过直接观测的办法来获得关于恒星下步演化情况的信息。

当 7 个太阳质量的恒星模型处于主序后向晚期演化时，中心区域将不断收缩。那里的密度首先在氢耗尽以后，随后又在氦耗尽以后急剧地增大。当恒星还在原始主序时，中心的密度比水的密度的十分之一还小，然而在氦耗尽以后，中心的密度已增大到每立方厘米 10 吨。我们知道，只有白矮星的密度才有这么大。

实际上在这颗已处于后期演化阶段的恒星的内部埋藏着一个密度很高的核。核的总质量略大于 1 个太阳质量，它的半径与一颗质量相同的白矮星的半径相同。它所有的性质都和一颗白矮星的性质相似。但不同的是它的外部被一个很大的气体外壳所包围，外壳的质量大约为 6 个太阳质量。一切红巨星以及中心氦已经耗尽并且比红巨星更亮的红超巨星都是这种情况。它们都像 7 个太阳质量的恒星一样有一个很密的核。在一颗红巨星的核心部位总是埋藏着一颗白矮星！如果把包围在密度很高的核外部的外壳去掉，那么余留下来的将和自然界中出现的白矮星没有区别。一颗后期演化的恒星能不能把它的外壳推出去而变成一颗白矮星，即变成像天狼星的伴星一样的星？

在继续讨论这个问题之前，我们先说说类太阳恒星。对于类太阳恒星模型的计算可以进行多远？

太阳更遥远的将来

前面曾讲过，用计算机模拟类太阳恒星的演化时，氦燃烧的迅猛出现

利用亨耶方法在 1962 年跟踪了“氦闪跃”。氦闪跃就是氦的迅猛燃烧。恒星内发生了什么？下面介绍一下汉斯-克里斯托夫·托马斯(Hans-

ChristophThomas)1967 年在慕尼黑获得博士学位所进行的计算。

回忆一下，我们的类太阳恒星，位于赫罗图的右上方（图 5-4），它中心的氢早已耗尽，在中心区域内出现了一个氦球。氦球表面处有一个壳层，那里有氢燃烧，壳层不断吞食外部含氢丰富的区域，壳层外部的外壳延伸得很远。恒星这时已变成了红巨星（见图 5-2(d)）。

由于氦核表面的氢变为氦，使得氦核不断地吞入质量，它使中心的密度和温度上升，于是光子和电子很快产生中微子对，并使得内部的一部分能量被中微子直接带走。由于中微子的作用，使中心区域变冷。恒星的中心点在一般情况下应该是最热的，但现在由于中微子的致冷作用，使得恒星中心点的温度低于氦球内其他区域的温度。而氦很快就在温度最高的区域内开始燃烧。由于氦的聚变是在高密度情况下进行的，它会燃烧得非常迅猛，这就是氦闪跃。不过即使是氦燃烧进行得非常迅猛，人们也不应该相信，在太阳（假定有朝一日太阳变到这一步）的外部会有明显的感觉。由于太阳的惯性可以使内部产能率短时间的增大而在外部仅有很小的影 响。氦燃烧在 200 年时间里进行得很剧烈，然后它又逐渐回复为平稳的燃烧。

在这以后就再次出现了所有后期演化恒星的老年毛病。壳房源以闪跃方式燃烧，并迫使计算机去考察在 100 年内所发生的各种过程。在这种情况下要通过计算途径去研究几百万年，甚至更长时间的恒星演化就成为不可能。但是要想知道恒星下步的演化就必须要很长时间。

我们的技巧只能到此为止。余下的是，或许通过观测能够找到已经越过这个演化阶段的恒星，从而获得有关恒星下步演化情况的信息。为此， 图 2-9 所示的球状星团赫罗图对我们很有帮助。我们可以回忆一下，在这里能够观测到的恒星都是处于由主序向红巨星演化途中的恒星，在它们的内部氦还没有开始燃烧。计算告诉我们，当氦燃烧开始时，恒星的位置处于图中的右上方。由此可以得到这样的结论，图中在水平分支上的恒星， 它们内部的氦必定已经开始燃烧了。可是描述氦闪跃以后的计算模型丝毫也没有向左转到水平分支的趋势，它们仍然停留在右边红巨星区域内。那么水平分支上的恒星是怎么来的呢？

现在在加利福尼亚工作的霍伊尔的学生约翰·福尔克纳(Hohn Faulkner)首先提出了解决这个问题的想法。人们可以用有氦燃烧的类太阳恒星的计算模型进行一个小实验。如果从它的表面人为地去掉一部分质 量，再让计算机去计算这个被部分切除的恒星模型的内部结构，就会得到这个恒星模型不再位于赫罗图的右上方，而是靠近水平分支。而且并不需要将氦核外面的全部含氢丰富的外壳都去掉，只需部分切除就够了。通过这个计算实验我们是否已找到了真正的踪迹？也许在红巨星阶段的类太阳恒星一旦从表面损失一部分物质，即丢失一部分外壳以后，它就会移到人们在球状星团赫罗图中已观测到的水平分支上？在水平分支上的恒星似乎内部已开始了氦燃烧。下面我们看一下图 7-2。或许那就是太阳遥远的将

来：在红巨星阶段它损失了很多物质，将外壳的相当部分抛到宇宙中去了， 然后它就能长时间地停留在水平分支上？情况好像就是这样的。太阳迟早会把几乎全部的质量集中到它的白矮核内，并且最终在某一演化阶段将外壳抛出去，然后变成一颗白矮星。

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计算得到的恒星后期演化模型使我们认识到恒星会损失物质。根据这个认识我们再进行观测，则发现有一系列迹象可以说明，不仅是后期演化恒星，而且像太阳这样很平稳的主序星也存在物质损失。

彼得·阿皮阿努斯、路德维希·比尔曼和彗星

彼得·阿皮阿努斯(Peter Apianus)，萨克森人，16 世纪在因戈施塔特教天文，原名叫彼得·比内维茨(PeterBienewitz)。路德维希·比尔曼住在慕尼黑，在马克斯-普朗克学会中担任我的前任职务。这里要讲述关于彗星的一个奇妙的性质，并且会引出有关太阳物质损失的问题。

彗星是比地球质量的 10-6 还要小的物体。它们是在拉伸得很长的椭圆轨道上绕太阳运动。它们之中最有名的是哈雷彗星，大约要 75 年才沿轨道

转一周。它将于 1986 年再次回到太阳的附近。当彗星来到太阳附近时，气体物质被蒸发。在通常情况下彗星内的物质被冻结成冰或雪，而且在雪中还混合有一些尘埃粒子。气体和尘埃不是各个方向都均匀地离开彗星，它们会形成一条有方向的尾巴。这条尾巴给彗星以奇妙的外观。严格地说， 彗星有两条尾巴。一条是尘埃尾巴，尘埃粒子沿这条尾巴飞走；另一条是气体尾巴。由于受太阳辐射压的作用使尘埃粒子沿一条背离太阳方向的并且常常有点弯曲的轨道运动。我们对彗星的尘埃尾巴不很感兴趣，但气体分子对我们却是一个谜。它们沿着一条直线尾巴以很高的速度离开彗星， 有时可以达到每秒 100 公里。

彗星的奇特现象（不要和迅速飞过天空的流星相混同）总是使人激动不安（见图 7-3）。在中世纪它们被看作是战争、饥荒和瘟疫的预兆。但是它们也不断地激发起科学家的思想。还在 16 世纪的前半期，数学家阿皮阿努斯就发现彗星发亮的尾巴总是指向离开太阳的方向。彗星在空中的运动从来不会把它的尾巴也拖在彗星运动的轨道上。它的运动总是要使气体尾巴指向背离太阳的方向（见图 7-4），当它远离太阳的时候，它的气体尾巴会向它运动的前方移动。由于存在背离太阳方向的尾巴以及离开彗星的气体能以很高的速度朝着远离太阳方向飞去的事实，使得上个世纪的人们就产生了一种想法，认为必定存在一种和重力相反的力，是它把物质推向背离太阳的方向。

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具有这种作用的唯一已知的力是太阳辐射压对彗尾中粒子的作用力。然而1943 年正在汉堡工作的天文学家卡尔·武尔姆(Karl Wurm，1899-1975)指出，用辐射压来解释彗星气体尾巴的巨大速度是不行的，因为它太弱了。

不管怎样，我们已观测到这样飞快的速度，并需要给以解释。由于气体粒子总是朝远离太阳的方向飞去，原因必定来自太阳。这就使路德维

希·比尔曼在 1950 年产生了这样一个想法，即很可能存在一个来源于太阳并穿过我们太阳系的粒子流，它能把由彗核蒸发出来的分子一起带走。过去人们已经知道，太阳上偶然的爆发可以将气体云抛到空间中去，例如北极光就是由于这个原因形成的。比尔曼当时断言，在太阳上存在一个与爆发无关的由带电粒子组成的永恒的风。这些主要由质子组成的带电粒子将彗核释放出的气体中的带电部分一起带走，而不带电的分子则留在彗核 内。比尔曼用来解释彗星尾巴的方向而预言的太阳风后来已被人造卫星所证实，并且利用宇宙探测器测定了它的强度和方向。这样由阿皮阿努斯的发现而提出的关于彗星的尾巴为什么总是指向远离太阳方向的问题就得到了回答。

太阳不断地损失物质，这是不是说我们假定恒星保持初始质量不变， 所进行的所有演化计算都错了？也许还能由此找到至今还没有解决的太阳中微子佯谬的一个解释？

今天人们知道，太阳每年要将 10 万亿吨的物质作为太阳风吹到宇宙中去。虽然这个数字很大，但在太阳演化的几十亿年中，这只减少了它的质量中不值得一提的一小部分。即使有气体从太阳中流出去，并且流出的气体能够使彗星的尾巴像飘扬在风中的旗帜一样有确定的方向，但是对于处在主序阶段的太阳来说，它的质量好像没有变化。

演化后期的恒星丢失物质

太阳在主序阶段只损失了很少的物质，而演化后期的恒星会损失更多的物质。很多红巨星的表面都有气体流到宇宙中去。对于它的机制我们至今还不很清楚，即便是太阳风的严格理论至今也还没有。不过我们可以测量流出物质的速度，并估算恒星的物质损失。这样可以知道有些恒星的物质损失率比太阳大 1000 万倍。在很多情况下恒星的物质损失十分严重，致

使恒星在 1 亿年时间能够将总质量的相当部分都推到宇宙中去。

不仅红巨星会损失物质，而且刚刚才离开主序的大质量热星也有气体流到宇宙中去。这些恒星的星风速率特别大，物质往往能以每秒 2000 至

3000 公里的速度飞出去。

有些恒星在演化过程中有很大的物质损失，但并不意味着我们关于恒星演化的概念都必须修正。对于演化到后期的大质量星来说，1 亿年仍然是一个很长的时间，它比氦在中心区域开始燃烧到燃烧完毕所需的时间要长得多。对于类太阳恒星，只有当它已经变成红巨星时，才会有一些物质损失。而正是这个物质损失使我们能解释球状星团的水平分支。

在继续讨论之前，先介绍一颗演化后期恒星的物质损失例子。这就是鲸鱼星座中的■藁增二。1596 年东弗里西亚群岛的牧师戴维·法布里修斯(David Fabricius)发现这颗星只是偶然间可以用肉眼看到，然后又长时间

看不见。今天我们知道，■藁增二的亮度是以 11 个月为周期进行变化。极

小时的亮度比极大时弱 600 倍。此外，■藁增二是一颗红巨星，所以是一颗演化后期的恒星。很多红巨星都有这样的亮度起伏，但是其原因还不清楚。但它的机制肯定不同于我们说过的造父变星的机制。这里我们不再深入研究这颗演化后期的恒星的光变性质，而是研究一下它的伴星。当■藁增二处于极小亮度时，可以看到它有一颗白矮星作为伴星。在通常情况下红巨星的亮度远远大于伴星的亮度。我们回忆一下，天狼星也有一颗白矮星围绕着它运动。不过■藁增二的伴星沿轨道绕它转一周需要 261 年。

南非天文学家布赖恩·沃纳(Brian Warner)观测到这颗白矮星的光会不稳定地跳动。我们知道白矮星一般是不活跃的，因而是从来不会变化的星。那么■藁增二的伴星为什么会不安宁呢？沃纳认为，当■藁增二和大多数红巨星一样向周围空间吹出物质时，它的伴星就在它的星风中运动。伴星的引力可以将一部分流出的气体吸引到它的表面上来。由于伴星的引力很大，气体将以很高的速度撞击表面，并在和表面碰撞时释放出热量。伴星发光的能源主要部分来自灼热气体撞击表面时释放出的能量。由于到达伴星表面的气体流的不规则性，使我们观测到的辐射能量出现跳动现 象。布赖恩·沃纳并不要求■藁增二有十分巨大的物质损失速率，就可以解释白矮星的发光以及它的跳动。同样，在这里似乎物质损失对于■藁增二的演化也无多大影响。

利用已观测到的恒星的物质损失速率虽然可以解释类太阳恒星怎样可以到达赫罗图中的水平分支，但要利用它解释一颗大质量恒星能否在演化过程中将很多物质丢掉而只留下内部的白矮星的问题却是不够的。这正是我们要研究的问题。所幸的是，还有一种现象可以使我们进一步相信，恒星能够在很短时间里丢失相当多的物质。

白矮星露面

如果知道准确位置的话，只需用一架小型望远镜就可以在天琴星座中看到一个小的发亮的环，即天琴座的环状星云。今天人们已经知道大约有700 个这样的天体。由于在望远镜中它们有时候几乎像发亮的小圆盘，如同行星的圆盘，所以人们称它们为行星状星云（见图 7-5），但它们和我们太阳系中的行星毫无关系。它们和恒星一样距离我们很远，并且是围绕在一颗高温恒星周围发亮的气体。气体物质分布在一个空心球上，而在它的内部靠近中心的地方有一颗热星。由于受中央恒星的照射使得气体发 亮。人们可以看到气体外壳在向外膨胀，速度大约为每秒 50 公里。在这里显然是恒星将气体由它的表面向外吹出去了。外壳上的发亮的云状物质大约为太阳质量的 10%～20%，可以和一颗恒星的质量相比。

我们不知道是什么原因使得恒星会把物质推出去，是什么机制造成这

个物质损失。我们只是看到实际发生了这种现象，我们还看到了更多的现象。如果仔细观测中央恒星，就会发现它的性质能使人联想到白矮星，即表面温度很高，而恒星本身很小。我们在这里似乎找到了一个证明，证明一颗红巨星刚刚把它的外壳推出去，而露出了它内部的白矮星。有很大的可能是，恒星早已开始把它的物质吹出去，只是现在才露出了表面温度很高的白矮星，它激发了它附近的气体物质使其发亮。因此我们在行星状星云中很可能目睹了一颗白矮星的诞生。

恒星并不是只会采取这种相对平稳的方式将它们含氢丰富的外层脱掉，也存在恒星以爆炸的方式将外壳去掉的情况。

仙女座星云中的哈特维希星

有时天文中的某些进展是可以准确地给出它们的日期和时间。这种情况只能发生在当它们只依赖于一次天文观测时。在某种程度上说它们就是恒星研究中的“恒星时”。1885 年 8 月 31 日的夜晚就是这样的时刻。在爱沙尼

亚的塔尔图天文台有位来自法兰克福的 34 岁的观测者恩斯特·哈特维希(ErnstHartwig)，他把望远镜对准了仙女座星云。仙女座星云是一个旋涡星云（图 0-1），但是，当时的哈特维希和全世界的天文同行对这类天体的实质却不了解。人们是在 1939 年后才知道了这一点。当哈特维希在望远镜中瞄准了星云时，他发现有一颗星亮到几乎可以用肉眼看到，它的位置又是在星云最亮的地方，也就是在靠近仙女座星云的核心地方，而在这个地方以前是没有这颗星的。

恒星有时发亮，然后又暗下去，这在当时已经不是什么新鲜事情了。这个现象我们将在以后讨论。这里引起人们注意的是，它好像是属于仙女座星云里面的一颗星。1920 年曾轰动一时的，也就是今天被叫做旋涡星云或星系的，实际上是由几亿颗恒星所组成。这些恒星距离我们非常远，使得它们的光几乎在所有望远镜中呈现为云雾状的光幕。只能在最大的望远镜中才可以将仙女座星系分解为单颗的恒星。这已在绪论中讲过。仙女座星系距离我们这么远，使得光线从它到我们这儿要走 200 万年。所以哈特维希在 1885 年 8

月 31 日所看到的已是 200 万年以前所发生的。虽然这颗星距离我们很远， 但它还能亮到几乎用肉眼就可以看见，说明它在发亮以后所辐射出的光比太阳亮 100 亿倍。因此哈特维希看到的是一次从来没有过的亮度大爆发。它比人们偶然观测到的并称为新星现象的发亮要强得多。今天人们把哈特维希在仙女座星云中所发现的叫做超新星。

哈特维希不久就离开了塔尔图，并接受了一个新任务。在班贝格有一位富裕的公民卡尔·雷迈斯（ Karl Remeis）去世，他将一笔相当的财富 40 万金币捐赠给城市，条件是要建设和维持一个天文台。哈特维希接受了这个计划，并领导了这个研究所直到 20 年代。

1954 年沃尔夫冈·施特罗迈尔（Wolfgang Strohmeier）接替了班贝格天文台的领导。我是他的助教。当时我们曾查阅研究所过去的来往信件。其中有两封是在第一次世界大战期间寄给哈特维希的信。一封是来自一位过去就和哈特维希有通信往来的年轻的士兵汉斯·金勒（Hans Kienle，1895— 1975）。这是一封灰心失望的信，因为这位年轻人唯一的希望是能成为天文学家，然而他在一次爆炸后几乎失明，躺在医院里耽心他会瞎掉。他后来领导了哥廷根天文台，并且成为许多著名天文学家的老师：路德维希·皮尔曼， 奥托·黑克曼（Otto Heckmann），马丁·史瓦西和海因里希·西登托普夫

（Heinrich Siedentopf）是其中的几个。第二封信是来自图林根的松纳贝格的一位年轻人。他也是想成为一位天文学家。可是他的父亲让他离开中学去读一个商业学校，以便承接父亲的工厂。但是战争使这个工厂倒闭了，年轻人感到自由了，并向哈特维希请求工作。只要允许他到天文台工作，他甚至准备一段时期不要薪金。哈特维希收下了他并给他资助。这位业余天文爱好者后来补上了中学和大学。他就是库诺·霍夫迈斯特（Cuno Hoffmeister， 1892—1967），后来是松纳贝格天文台的建造者。正是根据他在 1942 年对一颗彗星的观测皮尔曼才发现了太阳风。在库诺·霍夫迈斯特所发现的数千颗变星中，有两颗曾经轰动一时。一颗是蝎虎座 BL，这是一类距离很远并且是在星系中的天体，然而当时人们完全不知道这一点；另外一颗我们以后还要讲到，它已成为 X 射线天文学中最美丽的天体之一。不过库诺·霍夫迈斯特已不知道这一点。

再回到哈特维希的超新星。如果在仙女座星系中有一颗超新星发亮，那么必然可以期待在我们本身的银河系中也一定会有的。在银河系中曾经有过一颗超新星吗？历史上曾经有过这样的现象吗？要将超新星现象和以后我 们还要说到的一般相对平稳的新星现象区分开来是非常困难的。因为如果有一颗新星在距离我们很近的地方发亮，那么它在天空中可以比一颗距离我们很远的超新星要亮得多。今天我们知道，在我们的银河系内新近至少有两颗超新星出现过。1572 年著名的第谷·德·布拉赫（Tychode Brahe），他在仙后星座中观测到一颗亮星。约翰内斯·开普勒（Johannes Kepler） 在 1604 年记叙了在蛇夫星座中出现了一颗很亮的星，经过一定时间后它又消失了。这两颗星都是超新星，和哈特维希在仙女座星系中发现的大致相似。今天我们知道，在超新星现象中恒星以爆炸方式发亮，并且将大部分物质抛到空中去。在银河系中可以找到许多地方，那里的气体物质以很高的速度飞开。我们推测，在这些地方很久以前发生过超新星爆发，现在还能看到爆炸云的遗迹。它们之中最有名的是在金牛星座中。

蟹状星云和中国—日本的超新星

在金牛星座中有一个小的星云，它和仙女座星云不同，是由弥漫的气体

物质组成，而不是由单颗恒星组成。人们称它为蟹状星云（见图 7-6），气体物质以很快的速度飞散开，有些部分互相离开的速度达到每秒几千公里。由于知道了星云的大小和气体物质互相离开的速度，于是可以反算出爆炸发生的时间，这样算出的结果是发生在公元 1000 年左右。在公元 1000 年人们

是否在金牛座这个地方看到了什么？确实，中国和日本的记载都描述了 1054 年在现今蟹状星云所在的地方有一颗很亮的星发光。这颗星非常亮，以致于有两个星期之久可以在白天看到它。这个现象就是一颗超新星。有关这个现象在欧洲似乎没有记载。每当我得到一本历史书时，我都要看看在 1054 年发生过什么事情。这样我知道了在这一年中的许多事情。例如在一年中有什么人去世，而这些人我过去从不知道。但是有关使人激动的天体现象却一点也找不到。很难使人理解，一个给人如此深刻印象的事件却没有在任何一本编年史中被记载。也许是当时天空的变化我们不感兴趣，或者是欧洲一连 14 天都是坏天气①。

在超新星现象中好像是整个恒星爆炸并将它的物质，至少是大部分物质抛到空中去了。这颗恒星是否就消失了，还是能留下点什么？ 1968 年人们找到了这个问题的答案。我们将在下章中叙述，但在这之前我们先简短地研究一下被吹到或被抛到空中去的物质。

物质脱离恒星后的命运

我们银河系内的空间并不是空的。在恒星之间有气体物质和尘埃物质存在。在第 12 章内我们将会看到，新的恒星会由它们形成。有一部分气体可能是一开始就存在于宇宙里，当由它们形成恒星以后，又将物质送还到宇宙去。星际介质和由恒星飞出的气体混合起来。在演化后期的恒星的星风中， 通过凝聚可形成尘埃颗粒，例如北冕座 R 星就发射出黑云，这黑云使它的光变暗。在空间的气体原子会聚集到尘埃的颗粒上，形成一层坚固的外壳。这样使尘埃颗粒不断地长大，直到它们又被破坏为止。被破坏的原因部分是由于它们在一颗热星的附近而被蒸发，部分是由于它们被宇宙线中的高能粒子所击中，或者是由于它们互相之间的碰撞。由于有恒星物质的飞人，使星际物质的化学成分不断变化。恒星内形成的重元素不断注入到星际物质中，因此星际物质的化学组成基本是由恒星决定。而在星际物质中又会产生新的恒星。

正如我们将在第 11 章看到的那样，当超新星爆炸时，星际物质中的重元素会强烈增多。因为这时有特别多的演化物质被射到空间中去。超新星爆炸时粒子以巨大的速度飞出去，使得它们很快就充满银河系的空间。这些就是在宇宙中和在地球表面都可以找到的宇宙线粒子。

直到 1968 年我们才知道，在一次超新星爆炸中除了空中散开的发亮气体云和宇宙线以外，还有另一种天体被遗留下来。