太陽的特征

太陽與地球的平均距離是1.496×10⁸km，天文學(xué)界通常以此距離作為衡量天體之間距離的長度單位，稱為天文單位。太陽的半徑是地球半徑的109.3倍，約為695000km；表面積約是地球表面積的12000倍，約為6×10¹²km²；體積約是地球體積的1300000倍，約為1.52×10¹²km³。太陽的質(zhì)量是地球質(zhì)量的333400倍，約為1.989×10²⁷t；平均密度為1.41t/m³；產(chǎn)能核心區(qū)輸日面重力加速度是地球的27.9倍，約為2730m/s²。太陽的內(nèi)部從里向外可分為三個層次，依次為產(chǎn)能核心區(qū)、輻射輸能區(qū)和對流區(qū)（見圖7）。

太陽產(chǎn)能核心區(qū)不停地發(fā)生著熱核反應(yīng)，產(chǎn)生巨大的能量，這些能量通過輻射、對流等方式，經(jīng)過輻射區(qū)和對流區(qū)傳到太陽表層，最后以太陽輻射的形式，向太陽系空間發(fā)出巨大的光和熱。太陽表層通常被稱為太陽大氣，也可以分為三個層次，由里向外依次為光球、色球和日冕。

圖7 太陽的結(jié)構(gòu)

從地球上看太陽，太陽有一個球形的明確輪廓，它就是太陽光球的邊界。光球是一個很薄的層次，厚度僅約300km。光球的平均溫度約為6000℃，太陽的光輝基本上是從這里發(fā)出的。光球是整個太陽最亮的部分，但是光球上的光度并不是均勻分布的，其上經(jīng)常會出現(xiàn)一些過暗或過亮的斑點(diǎn)，它們被稱為黑子和光斑。色球是太陽大氣中間層次，平均厚度約為2000km。它的密度比光球還要稀薄，幾乎是完全透明的。它的溫度高達(dá)幾千乃至上萬度，但它發(fā)出的光只有光球的幾千分之一，在令人目眩的光球作用下，平時人們看不到色球這層氣體。但是，每當(dāng)日食來到時，這層氣體就表現(xiàn)為日輪的一個美麗的玫瑰色花邊，故而稱之為色球。色球的邊緣呈鋸齒狀，這是強(qiáng)烈的上升氣流。有時上升氣流特別強(qiáng)烈，騰空而起成為氣柱，上升到數(shù)萬乃至數(shù)百萬千米的高空，然后再落回太陽表面，或消失在宇宙空間中。這樣的氣柱在一段時間內(nèi)像耳環(huán)一樣掛在日輪的邊緣上，故稱之為日珥。日冕是太陽大氣的最外層，物質(zhì)十分稀薄，僅有地球地面大氣密度的一萬億分之一。日冕的亮度僅及色球的千分之一和光球的百萬分之一，因此平時是無法在天空中看到的，僅在日全食時使用特殊的觀測工具才能看到。日冕的形狀經(jīng)常變化，厚度處處不同。日冕的最獨(dú)特之處在于它的高溫。它的溫度約是5×10⁵℃，不但高于光球，而且也高于色球。日冕為什么會有如此的高溫，目前仍是一個謎。在如此的高溫下，氫、氦等原子被電離成帶正電的質(zhì)子（氫原子核）、氦原子核和帶負(fù)電的自由電子。這些帶電粒子的運(yùn)動速度極快，以至于不斷有帶電粒子掙脫太陽引力的束縛而奔向太陽系空間。這種帶電粒子流被稱為太陽風(fēng)。

太陽是整個太陽系的主要光源和熱源，在日地距離為日地平均距離、太陽位于天頂、不考慮地球大氣層對太陽光線的削減作用的條件下，地球表面單位面積上、單位時間內(nèi)可以得到的太陽能為8.16J/min，這個數(shù)字稱為太陽常數(shù)。由此數(shù)推算，地球所截獲的太陽熱能為1.04×10¹⁹J/min。由此進(jìn)一步可以推算出，整個太陽的總輻射熱能為2.31×10²⁸J/min。地球所得到的太陽能僅占太陽總輻射能的1/22×10⁸，對于太陽來說，這點(diǎn)熱能是微乎其微的，然而對于地球來說，這部分熱量是非常重要的，它足以支持整個地球表面上全部無生命的和有生命的自然過程的維持。

太陽上的情況在不斷地變化著，這體現(xiàn)為光球上的黑子和光斑，色球上的日珥、耀斑和日冕形狀的變化，這些方面的變化統(tǒng)稱為太陽活動，其中以太陽黑子和耀斑為主要形式。太陽活動有強(qiáng)弱的變化，太陽活動處于低潮時的太陽稱做寧靜太陽，太陽活動處于高潮時的太陽稱做擾動太陽，太陽活動主要是指擾動太陽的活動。

恒星演化模式

作為眾多恒星中極普通的一顆，太陽與其他恒星有著相似的演化模式。因此，了解恒星的演化模式，有利于探討太陽的形成與演化過程和未來發(fā)展情況。目前人類對恒星的演化過程已經(jīng)認(rèn)識得比較清楚了，并把恒星演化過程劃分為幼年期、壯年期、老年期和臨終期幾個階段。

恒星的幼年期主要是指由星際云形成原恒星過程的時期。天文學(xué)家認(rèn)為，一切恒星最初都是從星際氣體云形成的，換言之，即星際氣體云是恒星誕生的地方。星云密度越大，星云物質(zhì)引力越大，恒星形成的速度就越快。當(dāng)星云相互碰撞并粘在一起時，則形成大質(zhì)量的星云，這種星云中的物質(zhì)本身產(chǎn)生相當(dāng)大的使它們趨向于收縮的自引力。一旦星云開始坍縮，在它達(dá)到非常小的尺度以前，沒有什么力量能夠制止它，坍縮繼續(xù)下去，使星云集聚成許多個小碎塊。這些小碎塊繼續(xù)坍縮，形成了具有一定密度和溫度的原恒星，從而使恒星的演化進(jìn)入了幼年期。在原恒星形成的坍縮過程中，不僅其體積迅速減小，而且其內(nèi)部的物理?xiàng)l件也發(fā)生了極大的變化，密度迅速增加，坍縮所釋放出的引力能使其內(nèi)部溫度迅速由-6℃左右上升至5×10⁶℃左右。在這樣的溫度下，其表面溫度也高到足以使其成為一個可以看見的天體，其內(nèi)部核聚變開始進(jìn)行，這就宣布了一顆原恒星的結(jié)束和一顆恒星的誕生，從而使恒星的演化過程由幼年期步入壯年期。

恒星演化過程進(jìn)入壯年期后，其光度與表面溫度的關(guān)系表現(xiàn)為在赫羅圖上位于主星序，以后各演化階段也均符合赫羅圖所表現(xiàn)出來的規(guī)律性。所謂赫羅圖（見圖8），是恒星各演化階段光度與表面溫度之間的關(guān)系圖。1913年，美國天文學(xué)家羅素（Meury Norris Russell）以恒星的光度（絕對星等）為縱坐標(biāo)，以恒星的表面溫度為橫坐標(biāo)，做出了一張圖，來表示恒星光度與表面溫度的關(guān)系。之后，赫茲普?。?/span>E.Hertz Sprung）也沿著同樣的思路進(jìn)行了工作。所以，這種圖被稱為赫羅圖。羅素在制作赫羅圖時所能使用的恒星資料，只有太陽附近這一局部地區(qū)的恒星資料。在這一區(qū)域，光度很大的恒星極為稀少，而中等光度和暗弱的恒星很多，所以他所取的恒星典型中缺少光度很大的恒星。

圖8 赫羅圖（虛線表示一顆恒星的演化進(jìn)程）

在赫羅圖上，各類恒星分布的區(qū)域有一個明顯的規(guī)律，即大多數(shù)恒星都位于從左上方（熱而亮的恒星）到右下方（冷而暗的恒星）的一條窄帶上，這條窄帶被稱為主星序。成年恒星的內(nèi)部，每時每刻都在進(jìn)行著物質(zhì)的核聚變反應(yīng)，釋放出大量的能量。所謂核聚變，就是幾個較輕的原子核結(jié)合起來而形成較重的原子核，并釋放出能量的過程，它是氫彈爆炸的原理，也是恒星上產(chǎn)生能量的過程。這種能量是巨大的。1905年愛因斯坦提出了狹義相對論，導(dǎo)出了一個最富有革命性的推論，即一定數(shù)量的能量與一定數(shù)量的質(zhì)量是等價的，它們之間的數(shù)量關(guān)系即是著名的公式：E=mc²。式中，E表示能量，m表示質(zhì)量，c是光速，等于3×10⁸m/s。該式表明，質(zhì)量是能量的一種集中形式，可以把一定數(shù)量的物質(zhì)轉(zhuǎn)化為相應(yīng)數(shù)量的能量。由于c是一個非常大的數(shù)，在公式中又以平方的形式出現(xiàn)，所以很少一點(diǎn)物質(zhì)便能夠提供巨大的能量。假如我們能把1g物質(zhì)全部轉(zhuǎn)化為能量，就可獲得足以使一只100W的燈泡點(diǎn)亮100萬個晝夜的能量。幸虧發(fā)生這種轉(zhuǎn)化的條件是非?？量痰?，否則我們手中的鉛筆就會突然爆炸開來，其威力抵得上100顆氫彈。恒星的內(nèi)部時刻都在發(fā)生著這種核聚變反應(yīng)，實(shí)現(xiàn)著物質(zhì)向能量的轉(zhuǎn)化。在核聚變反應(yīng)過程中，較輕的物質(zhì)通過聚合釋放出巨大的能量并形成較重的物質(zhì)，形成的新物質(zhì)又成為新的聚合反應(yīng)的物質(zhì)原料，使核聚變過程不斷地繼續(xù)下去，直至形成最終物質(zhì)鐵。恒星上的核聚變反應(yīng)物質(zhì)序列為：氫→氦→碳→氧→氖→鎂→硅→鐵。最先發(fā)生聚合反應(yīng)的物質(zhì)是氫。當(dāng)4個氫核聚合而形成一個氦核時，伴隨著大量能量的釋放，恒星的核心必定發(fā)生收縮和變得越來越熱，外層尚未發(fā)生聚合的氫受到熱力的作用發(fā)生膨脹而變得疏松，使恒星的體積變大。因?yàn)楹阈侵饕怯蓺浣M成的，所以由氫到氦的核聚變是一種非常豐富的能源，以至一個恒星的主星序的生存期占了其一生絕大部分時間。經(jīng)過幾十億年的長時期的演化，累積于恒星中心的氦越來越多。當(dāng)由氦構(gòu)成的核心達(dá)到一定大小時，恒星的大小和亮度就開始發(fā)生顯著的改變，它會驟然變冷并迅速膨脹。在這一演化過程中，恒星的核心發(fā)生坍縮，它的密度、溫度和能量都在增加。與此同時，它的外殼顯著地膨脹，表面溫度下降，但由于表面積增加了，所以恒星的總光度仍在增加。因此，恒星向主星序的上方和右側(cè)演化，成為一顆大體積、高亮度、低溫度的紅巨星，從而使恒星的演化過程由壯年期步入老年期。

紅巨星形成之后，雖然由氫向氦的核聚變反應(yīng)已經(jīng)停止（此種能量已不復(fù)存在），然而，隨著恒星核心的收縮，物質(zhì)壓縮所釋放的能量不斷增加。這種能量的累積，又會引發(fā)氦核向碳核的聚變，從而使恒星又重新獲得核聚變能而升溫。當(dāng)氦核聚變反應(yīng)接近尾聲時，恒星又重復(fù)了氫核聚變反應(yīng)結(jié)束時的狀況，在恒星外部氫外殼之內(nèi)形成了一層氦殼層，而碳核收縮成為恒星的內(nèi)核。在這之后，恒星還會沿著核聚變反應(yīng)物質(zhì)序列的順序，重復(fù)性地依次發(fā)生氧、氖、鎂、硅等一系列的核聚變反應(yīng)，使紅巨星由外向內(nèi)依次形成上述物質(zhì)的外殼，直至形成鐵核。這樣，就使恒星獲得了像洋蔥頭一樣的同心圈層結(jié)構(gòu)（見圖9）。在上述一系列的核聚變反應(yīng)過程中，盡管恒星輻射出去的能量越來越多，但是這些依次發(fā)生的核聚變反應(yīng)所提供的能量卻一次比一次少。一旦形成了鐵核，恒星就耗盡了它的燃料，再也不能獲得核聚變能了。因此，鐵核的形成，標(biāo)志著一顆恒星的終結(jié)。并不是所有的恒星都能達(dá)到這樣的結(jié)局的。較小的恒星可能在核聚變反應(yīng)進(jìn)行到中間的某一個環(huán)節(jié)，就因?yàn)橹行臏囟鹊妮^低而中止了核聚變反應(yīng)。這時便只有引力能作用于恒星物質(zhì)，恒星便開始發(fā)生快速的坍縮，從而使其提前走到了生命的盡頭。

圖9 高度演化的恒星同心殼層結(jié)構(gòu)

在紅巨星的演化階段，外層物質(zhì)不斷膨脹，內(nèi)部物質(zhì)不斷收縮，二者逐漸分離。外層離開集中了星體大部分初始物質(zhì)的高溫內(nèi)核后，就形成了行星狀星云，它很像紅巨星的延伸冷大氣。當(dāng)紅巨星外層脫離內(nèi)核，逐漸膨脹就充滿很大的空間而具有很大的體積時，內(nèi)核就暴露了出來。剝?nèi)チ?/span>“外衣”的內(nèi)核，將是一個溫度和密度非常高而體積很小的天體，即白矮星。

在赫羅圖上，恒星的位置也由右上方穿過主星序移到了左下方。白矮星的形成，標(biāo)志著恒星臨終期的到來。當(dāng)所有的核反應(yīng)都進(jìn)行完畢時，大多數(shù)的恒星都變成白矮星。白矮星形成后，就失去了輻射能而緩慢地變冷，坍縮過程繼續(xù)進(jìn)行，直至達(dá)到極大的密度，內(nèi)部壓強(qiáng)達(dá)到不可思議的程度，連原子核也被壓碎而不復(fù)存在，像質(zhì)子和電子這樣的原子粒子也不再能夠單個存在，而被壓擠在一起形成中子。恒星的整個核心被壓縮成一個由密集的簡并中子所構(gòu)成的直徑僅有幾十千米的小球，外層則由于失去了輻射能形成的向外壓力的支持也開始向內(nèi)墜落，并與核心碰撞，結(jié)果就產(chǎn)生了一個非常猛烈的沖擊波。這種沖擊波會迅速傳過恒星，點(diǎn)燃碳－氧層，發(fā)出耀眼的光芒，導(dǎo)致外殼剩余部分的爆發(fā)，并將其以很高的速度吹散至空間。這時，恒星就演化成為了一個超新星。當(dāng)恒星發(fā)生爆發(fā)時，它的光度會一下子增大10億倍，成為它一生中最為壯觀的事件。如果這種超新星出現(xiàn)在銀河系中，那么原來一顆暗弱看不見的恒星會一下子變成天上最亮的天體之一。最大光度能持續(xù)數(shù)日之久，隨后在幾年內(nèi)慢慢減弱下來。這類恒星通常能保持為肉眼所看見的亮度數(shù)月之久，然后在肉眼觀測中消失，用望遠(yuǎn)鏡能夠在原來發(fā)生爆發(fā)的位置觀察到一團(tuán)迅速膨脹著的氣體云。在過去的2000年里，至少出現(xiàn)過7次超新星爆發(fā)，它們連續(xù)幾天光輝奪目，蓋過天上所有的其他星座。超新星的出現(xiàn)并不是一顆新的恒星誕生的禮贊，而是一顆垂死的恒星輝煌的“葬禮”。并不是所有的恒星都能夠演化為超新星，只有那些質(zhì)量在太陽質(zhì)量3.5倍以上的中質(zhì)量和大質(zhì)量的恒星才能夠走到這一步，質(zhì)量較小的恒星將平和地演變?yōu)榘装嵌K其一生。

超新星爆發(fā)的過程中，恒星失去了它的外殼，其內(nèi)核成為一個由中子組成的中子星。中子星沒有足夠的亮度和溫度以使人類觀測和發(fā)現(xiàn)它們，人們是由于觀測到了它所發(fā)射出的脈沖電波而發(fā)現(xiàn)中子星的。1967年，英國劍橋大學(xué)的貝爾（Jocelyn Bell）和休伊什（Anthony Hewish）在研究射電源的閃爍現(xiàn)象時，偶然接收到一種來自宇宙的奇怪的電波，后來研究得知它是由一種前所未知的恒星發(fā)射出的，并因此把這種恒星稱為脈沖星。這一發(fā)現(xiàn)被稱為20世紀(jì)60年代四大天文發(fā)現(xiàn)之一，休伊什也因這一新發(fā)現(xiàn)而獲得1974年的諾貝爾獎。目前已發(fā)現(xiàn)的脈沖星即中子星已有300多顆，它們都位于銀河系內(nèi)，蟹狀星云的中心就有一顆。

還有另外一種與中子星有關(guān)的情況。較大的恒星發(fā)生超新星爆發(fā)時，便會形成很強(qiáng)大的引力而迫使自己無限制地收縮下去。當(dāng)它收縮得很小而密度巨大時，就形成了巨大的引力場，沒有什么東西能從它的引力中逃逸出去，以至于連光線也無法脫離這顆天體，在其引力作用下發(fā)生彎曲而不能向外傳播。這顆天體是絕對黑色的，它就變成了一個黑洞。理論上講形成一個黑洞和形成一個中子星一樣容易。但是，黑洞不發(fā)射任何種類的輻射，尋找黑洞的工作是非常艱難的。人類是通過研究宇宙中雙星（兩顆相伴而存的星）現(xiàn)象而發(fā)現(xiàn)黑洞的。御夫座ε星是一個非常大的恒星，有一段時期，天文學(xué)家觀測到，ε星面發(fā)生了長達(dá)數(shù)月的掩食現(xiàn)象，并且光線變曲，于是推測在其附近存在著一個質(zhì)量和密度是一般白矮星和中子星所無法比擬的天體，從而推測這里有一個黑洞的存在。

太陽的形成與演化

作為一顆普通的恒星，太陽的形成與演化情形與前述恒星的形成與演化規(guī)律是一致的，要經(jīng)過從星云到原始太陽而后再到太陽的各個階段。太陽形成與演化的幼年期是原始星云在自身引力的作用下不斷坍縮而形成原始太陽的時期，歷經(jīng)約數(shù)千萬年。太陽的形成過程首先是在銀河星云中產(chǎn)生太陽星云，然后是太陽星云演化為星云盤，最后是在星云盤中產(chǎn)生太陽及其行星。銀河星云在引力的作用下坍縮，并產(chǎn)生旋渦。旋渦使星云碎裂而成為大量的碎片。每一個碎片在具有恒星質(zhì)量的條件下，都將會形成一顆恒星。其中形成太陽系的碎片，就是太陽系的原始星云，稱為太陽星云。在引力作用下，太陽星云進(jìn)一步坍縮，使得旋轉(zhuǎn)著的太陽星云不斷加速，因而產(chǎn)生更大的慣性離心力。慣性離心力的分布是不均勻的，赤道上的數(shù)值最大，并由此向兩極遞減。這就形成了太陽星云的不等速坍縮，赤道上的坍縮速度最慢，并由此向兩極遞增，從而使太陽星云逐漸變?yōu)楸馄叫螤疃蔀樾窃票P。進(jìn)一步的坍縮，導(dǎo)致星云盤的中心和絕大部分物質(zhì)形成原始太陽。

在原始太陽形成的同時，星盤周圍的部分物質(zhì)同時也在進(jìn)行著太陽的行星的形成過程。首先進(jìn)行的是集聚過程，即星云盤中微小的物質(zhì)顆粒在運(yùn)動中發(fā)生碰撞而結(jié)合在一起，成為許多質(zhì)量較大的物質(zhì)顆粒的集群。這些質(zhì)量較大的物質(zhì)集群具有較大的引力，可將質(zhì)量較小的物質(zhì)顆粒吸附于本體，使自身的質(zhì)量得到進(jìn)一步的增大，從而使吸積成為物質(zhì)集群增大的主要方式，行星的形成進(jìn)入了吸積過程。當(dāng)物質(zhì)集群的質(zhì)量增大到一定程度，其內(nèi)的物質(zhì)在相互引力的作用下緊密地結(jié)合在一起，達(dá)到了不會因受到其他物質(zhì)的碰撞而發(fā)生破碎的程度時，就形成了星子。星子的體積和質(zhì)量都相對較大，它與其他物質(zhì)發(fā)生碰撞和靠引力吸附其他物質(zhì)的幾率也較大，它因碰撞和吸積進(jìn)一步增大的速度也在增加，行星的形成也就進(jìn)入了碰撞吸積階段。碰撞吸積的持續(xù)進(jìn)行，一些特大的星子就在目前的行星的軌道附近形成，而稱為星胚，它們是八大行星的前身。星胚的進(jìn)一步增大，就形成了極大的引力，吸積過程再度取代碰撞吸積過程。在一定的空間范圍內(nèi)，星胚能夠把幾乎所有的星子合并吃掉，從而使自身加速壯大，最終形成了太陽的八大行星。

太陽形成與演化的第二階段為青年期，內(nèi)部熱核反應(yīng)開始進(jìn)行，并開始發(fā)射可見光。這是太陽的主星序階段，也是太陽一生中最漫長、最穩(wěn)定的時期，大約要經(jīng)歷100億年。太陽達(dá)到原太陽階段時具有約一個天文單位的半徑，它必須長期地緩慢坍縮才能達(dá)到目前的半徑。原太陽的表面溫度比目前的溫度稍低，約為2000℃，但其表面積比目前大10000倍，所以亮度也必然比目前強(qiáng)10000倍。這時的溫度對于起動核聚變反應(yīng)而言仍嫌太低，因此原太陽獲得如此高的溫度和亮度的能量，僅有原太陽坍縮而釋放的引力能。原太陽緩慢坍縮而產(chǎn)生的引力能一部分以輻射的形式釋放，另一部分用于中心的溫度增加。當(dāng)溫度升高至700萬度時，原太陽中心的氫開始緩慢燃燒。至此，原太陽已經(jīng)演化成為了一顆真正的恒星，稱為太陽。氫的燃燒加速了太陽中心的升溫速度，當(dāng)中心溫度達(dá)到5×10⁶℃時，氫向氦的轉(zhuǎn)變迅速增加核能的生產(chǎn)，成為太陽的主要產(chǎn)能方式。在氫燃燒開始后的3×10⁷年以后，氫燃燒維持了全部發(fā)光，太陽的坍縮也完全停止。此后，太陽輻射掉的能量正好維持一個特定的半徑、光度和溫度，處于平衡狀態(tài)。研究表明，太陽目前正處于精力旺盛的主星序階段，它至少還可以穩(wěn)定地燃燒50億年之久。

太陽形成與演化的第三階段為中年期，即太陽的紅巨星階段。太陽在度過漫長的主序星階段后，便進(jìn)入中年期。當(dāng)太陽內(nèi)部熱核反應(yīng)的“燃燒圈”接近半個太陽半徑時，燃燒過的中心部分將發(fā)生坍縮。坍縮過程中，它將發(fā)出巨大的能量。這些能量一方面使中心溫度進(jìn)一步提高，以致引發(fā)進(jìn)一步的熱核反應(yīng)；另一方面促使太陽外部層次大幅度地膨脹，使得它成為體積巨大、溫度極高、亮度很強(qiáng)而密度很小的紅巨星。那時，太陽的直徑將擴(kuò)大到現(xiàn)在的250倍，水星、金星甚至地球都將被吞沒。太陽將在紅巨星階段停留10億年。

太陽形成與演化的第四階段為老年期，是太陽的脈動變星階段。紅巨星階段之后，隨著核燃料的不斷變化，核聚變反應(yīng)逐漸變得越來越復(fù)雜，其體積也時而收縮，時而膨脹。太陽的亮度在收縮時變亮，膨脹時變暗，成為一個亮度時常變化的脈沖變星。不過這一階段為時不長。

太陽形成與演化的第五階段即最后一個階段為臨終期，這是太陽的白矮星階段。這時的太陽內(nèi)部核燃料已基本耗盡，太陽整體將發(fā)生坍縮。坍縮過程中，太陽內(nèi)部被壓縮成一個密度很高的核心，同時釋放出巨大的能量，將太陽的外層推出而成為紅巨星。紅巨星繼續(xù)膨脹，最終成為行星狀星云。之后，揭去外層的太陽，僅留下內(nèi)部的高密度核心，而成為一顆白矮星。白矮星會緩慢地冷卻，并長久地存留于宇宙空間。