霍金賭注輸了？太陽會變黑洞嗎？量子力學決定恆星的最終命運

我們會親眼看到太陽變成黑洞嗎？

簡短答案：不會。要知道恆星最後會怎樣，要先了解它怎麼誕生、如何燃燒，以及最終由哪種力量撐住或擊潰重力。這些關鍵既有廣義相對論的重力效應，也有量子力學的微觀規則。

恆星如何誕生

宇宙並非空無一物，氫氣集合成巨大的分子雲，有時直徑上百光年、質量可達數百萬個太陽。當外力如超新星衝擊波擾動雲體，重力超越了熱運動，雲塊開始坍縮成為原恆星。核心溫度若足夠高，就會點燃核融合，氫變氦並大量釋放能量，恆星正式進入主序星階段；若質量不足，則成為無法持續核融合的棕矮星，慢慢冷卻黯淡。

主序星、赫羅圖與質量的重要性

恆星在主序階段依靠重力向內和核融合的熱壓力向外達成流體靜力平衡。要判斷一顆恆星現在和未來，只要看兩個資訊：表面溫度（顏色）與光度（亮度），這就是赫羅圖的用途。質量越大，光度越高、耗能越快，壽命越短。把質量小的紅矮星比作蠟燭，緩慢燃燒；把質量大的恆星比作點燃的炸藥，很快就燃盡。

中等質量星的結局：紅巨星、行星狀星雲與白矮星

像太陽這類中等質量恆星，在耗盡核心氫後，核心收縮、外層膨脹成紅巨星。當氦在核心融合成碳氧後，如果質量不夠，外層物質會被拋出，形成行星狀星雲，留下由碳和氧組成的核——白矮星。白矮星密度極高，把一個太陽壓縮到類似地球大小，密度達每立方公分約數噸。

量子力學上場：為何白矮星不會繼續塌縮

在極高密度下，支撐白矮星的不再是熱壓力，而是電子簡併壓力，這是量子力學的結果。包立不相容原理說明兩個電子不能佔據相同的量子態，像演唱會裡的保全嚴格限制每個位置站一個人，於是電子排開彼此，形成一股抗壓力。這股力量有上限，當白矮星質量超過約1.4個太陽（錢德拉塞卡極限）時，電子簡併壓力撐不住，白矮星會繼續塌縮或爆炸成為超新星。

大質量恆星的戲劇性終章：鐵核、超新星與中子星

質量遠大於太陽的恆星會一路融合出更重的元素，直到形成鐵核。鐵是核融合的終點，因為再往上融合不會釋放能量，核心失去支撐而崩潰，引發超新星爆炸。爆炸後剩下的核心若質量適中，電子被擠入質子形成中子，成為密度極大的中子星。中子之間也有類似的簡併壓力，中子星大小或許只有一個城市，但質量可達數倍太陽。

中子星之後：黑洞的出現

和白矮星、與中子星一樣，量子力量提供支撐，但也有極限。若殘核質量超過中子簡併壓力能承受的範圍（大約幾倍太陽質量，即TOV極限），再強的量子排斥也無法阻止重力崩潰，最終形成黑洞。黑洞不是一個空洞，而是一個重力場如此強大，連光都無法逃出的區域——事件視界。靠近黑洞會出現劇烈的潮汐力，你會像拔絲地瓜一樣被拉長分解，這就是俗稱的撕裂效應。

觀測證據與日常關聯

黑洞曾經是理論上的怪物，但天文觀測逐步確認它們真實存在。1970年代天鵝座 X-1 的X射線提示伴星落入看不見的重物體；2019年人類得到了 M87 星系中心超大質量黑洞的首張影像，2022年公布了銀河系中心人馬座 A 星的影像。至於太陽，質量太小，不會經歷形成黑洞的路徑；它的末日是白矮星而非黑洞。