千亿个太阳 作者:[德]鲁道夫·基彭哈恩-第4章
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多久。假定恒星质量的70％是氢，并且只要10％的氢发生了聚变，就能明显地感到核燃料快要耗完，那么我们认为太阳的寿命是70亿年。而质量为10个太阳质量和光度约为10000倍太阳光度的角宿一只能照旧向外辐射几百万年。用同样的方法我们可以计算每一颗主序星依靠氢的聚变能够维持它向外辐射的时间。在图2…3中我们在主序上任取一颗恒星。在图中可以读出这颗恒星的光度值。并且根据图2…4所示的主序星遵守的质光关系得到对应于这个光度值的质量。再将在这个质量内所储存的核能和光度（即每秒向宇宙辐射的能量）进行比较，我们就得到储存的能量能够维持的时间。图2…11中在主序的不同位置标出了用这种方法计算出的氢聚变寿命。它证实了以前对角宿一这个例子的推测。主序星的质量越大，辐射的能量越多，同时它所储存的氢①更严格地说，我们看到的只是恒星在发出光线时它所处在赫罗图中的位置。但对于研究我们银河系的恒星演化来说，光线从恒星到我们所需的时间和恒星演化的时间范围相比是很短的，因此这点区别没有多大关系。
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能维持的时间就越短。■如果一个人将他的一生致力于恒星研究，他会感到，恒星和人多么相似。例如在这里也同样是质量越大，期望得到的寿命就越短。星团的年龄设想有一组质量不同、但年龄相同并且都是以氢聚变为能源的主序星。它们当中位于主序上部质量较大的恒星必然先出现能量耗尽的现象。随后才是质量较小的恒星将它们储存的能量消耗尽。经过70亿年以后，质量为1个太阳质量的恒星才出现能量耗尽的现象。我们对星团所观测到的不正是这种现象吗？再看看图2…8所示的毕星团的赫罗图。这个星团的主序由下往上直到20个太阳目视光度处，也就是相当于2。5个太阳质量处都有恒星分布。对于一颗质量为2。5个太阳质量的恒星，它的氢聚变寿命是8亿年（见图2…11）。如果有一组恒星依靠氢聚变而生活了8亿年，那么它们当中质量大于2。5个太阳质量的恒星已经把氢耗尽。而质量小于2。5个太阳质量的恒星，仍然依靠所储存的氢而生活着。可能就是由于这个原因造成了毕星团的主序的上面部分没有恒星分布？其他星团是在其他的光度值，也就是在其他的质量处离开主序。例如昴星团还有140个太阳光度的主序星。具有这样光度值的恒星，它的质量略大于6个太阳质量，而氢聚变寿命为1亿年。在昴星团的赫罗图中，亮度比这更大的恒星就不在主序上，而是在主序的右侧（位于主序的右侧是氢耗尽的最初象征）。这样我们就得到如何将星团按年龄进行列序的一般方法。人们画出星团的赫罗图，并可查看它的主序由下往上直到什么地方还有恒星分布。在图2…10中给出了很多星团离开主序的位置，如英仙座的一个最年轻的星团，它的主序直到1000个太阳光度处都有恒星分布。它的年龄大约是1000万年。其次是昴星团。再其次是毕星团。最后年龄最大的是球状星团M3。它的主序直到大约3个太阳光度处有恒星分布。它最亮的主序星的质量是1。3个太阳质量。如果这些星现在正要离开主序，那么这个星团的年龄大约是60…100亿年。在赫罗图中星团偏离开主序真的就是氢的储存已经耗尽的象征吗？如果真是这样，我们就已经了解了恒星演化的一个重要部分，即知道了一颗恒星在它的氢耗尽之前，它一直停留在主序上，而在这以后它将向右运动到红巨星区域。因为凡是离开了主序的恒星，都是在主序的右边。如果这是真的话，于是又出现了新的问题：最老的星团年龄有多大？最年轻的星团年龄又有多大？发生氢聚变以前的恒星是怎样的？当恒星储存的氢耗尽以后又将会发生什么变化？虽然我们知道这些恒星会变成红巨星，但红巨
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星不能继续辐射很长时间的，因为它们的核能已明显地消耗掉了。但是不要忘记，我们现在仅仅是推测星团中恒星的性质与储存的核能的消耗状况有关。并且这个假设似乎能与观测很好地符合。然而利用现今已有的手段我们还不知道，恒星内部的温度和密度是不是已经达到了可以发生核反应的程度，并使恒星像一座核电站一样地工作。恒星的表面温度无论如何是达不到这么高的。但我们怎么才能知道恒星内部的温度呢？来自恒星的光都是从它表面的一个薄层内发出来的。太阳的光就是来自只占太阳总质量千亿分之一的“大气”层内。我们不能看到更深的内部。但是我们对太阳的内部比对地球的内部知道得更详细。这是怎么可能的？这是怎样做到的？下一章将详细说明。
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3．恒星——天上的核电站我们还不能准确知道，补偿恒星辐射的能源是否就是核反应。虽然现在还没有发现其他产能率更高的能源，但这并不能排除还有其他能源存在的可能性。也许未来的物理知识能够帮助我们找到至今还不知道的某种产能机制，即找到像某些科学幻想小说家所预言的能源？在上一章中我们已经看到，星团的某些性质支持这样的假设，即在恒星内有核能产生。在本章以及以下章节内我们将肯定这个假设的正确。因此我们不需要再去寻找新的至今还不知道的能源。核物理学家最近已清楚地向天文学家解释了恒星辐射的原因。但是在本世纪20年代的初期，物理学家还不相信在恒星内部会发生核反应！这和原子的结构有关系。原子的组成部分世界上所有的物质——岩石或矿物，空气或大海，动植物的细胞，以及宇宙中的气体星云和恒星——最终都是由92种化学元素所组成。这个在19世纪业已获得的知识使我们对物质的认识大大简化了。到本世纪，我们又可以指出，92种化学元素最终是由三种类型的基本物质所组成，它们是：质子，中子和电子。例如氦原子和碳原子的不同之处只不过是它们是由不同数目的三种基本物质所组成的（图3…1）。■氦原子核是由两个质子和两个中子所组成。质子是带正电的粒子，因此氦原子核是带正电的。围绕着氦原子核有两个带负电的轻粒子，两个电子，它们形成了氦原子的电子壳层。碳元素的结构较为复杂一些。它的原子核也是由质子和中子所组成。它的质子是6个，中子也是6个。但是在外部的电子壳层中还有6个电子围绕着原子核运动。这里最简单的原子是氢原子。它的核由一个质子组成，有一个电子围绕这个质子在不停地运动。质子和中子的质量大致相同。虽然和我们习惯的重量相比较，它们的重量是无法称出来的，但人们叫它们为重粒子。假如可以把一万亿个这样的重粒子放到一个天平上去称，那么它们的总重量大约是一克的一万亿分之一。电子的质量大约是质子质量的两千分之一。质子带的是正电，电子带的是负电，当质子和电子在一起时，它们正好呈电中性。有时还会出现一种粒子，它的质量和电子的质量相同，但它是带正电的。这种粒子就是正电子，不过正电子的生命很短。当它飞过电子的近旁时，就会和电子立即合并。电子和正电子湮没时会发射出一个光子。所有的原子核都是由一定数目的质子和中子所组成。通常原子核中有多少个质子，它的外部就有多少个电子在围绕着它运动。从而使原子核中
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质子所带正电荷正好被电子所带的负电荷所中和。实际上人们还可以更简单地认为，物质世界不是由三种基本物质即质子、中子和电子所组成，而是由两种基本物质组成。由于在原子核内质子可以和电子聚合成中子，而在原子核外一个中子可以经过大约17分钟以后衰变为一个质子和一个电子。因此可以认为，物质世界实质上是由质子和电子所组成。原子核中的质子数与中子数之和称为原子核的质量数。而原子核的质子数称为原子序数。氢的质量数是1，原子序数也是1。氦的质量数是4，原子序数是2。常见的铁原子质量数是56，原子序数是26。围绕原子核运动的电子数必须和原子序数相同，才能使原子整体呈电中性。电子壳层决定了元素的化学性质。所以原子序数不同的元素，它们的电子壳层不同，因而化学性质也不同。原子序数相同而中子数不同的原子，它们的质量数不同，但化学性质相同。人们称它们为同一元素的同位素，例如除了正常的氢以外，还有氢的同位素——重氢。重氢的原子核是由一个质子和一个中子组成。氢的这个同位素称为氘，在自然界中仅存在极少量的氘。一块铁和气球中的氢气虽然区别很大，但它们都是由质子和电子组成。假如人们取56个氢原子，并把它们的56个质子和56个电子进行某种组合，即将其中的30个电子和30个质子组合成30个中子，然后再将这些中子和其余的26个质子组合成原子核，并且让剩余的26个电子围绕着这个核运动，那么人们就由氢创造出一个铁原子。如果取4个氢原子，将其中的2个电子和2个质子组合成2个中子，然后再将它们和剩余的两个质子组合成原子核，于是就可以创造出质量数为4、原子序数为2的原子核，使得两个剩余的电子围绕着这个核运动。这样人们就可以把氢聚合成为氦。在这个过程中将有能量释放出来，但是原子核之间并不是那么容易发生聚变的。阿瑟·爱丁顿与恒星的能源1926年剑桥大学著名的“普卢姆（Plume）”天文学教授，阿瑟·爱丁顿（ArthurEddington）爵士出版了他的《恒星内部结构》一书。这在当时是一部关于恒星内部物理科学的卓越著作。爱丁顿本人曾对此领域有过重大的贡献。那时已经发展了一个关于恒星内部的理论，不过这个理论还缺少了一部分关键内容，即能量是如何产生的。那时人们已经知道，氢含量很丰富的恒星物质必定是理想的产能原料。人们也知道，当氢转变为氦时将会有能量释放出来，而且释放出的能量可以维持太阳和恒星的向外辐射达数十亿年以上。因此很清楚，假如能够知道氢在什么情况下可以发生聚变，人们就等于找到了一个巨大的能源。然而在当时，人们距离通过实验将氢聚变为氦还相当远。当时的天体物理学家除了相信恒星是巨大的核电站以外，别无其他选
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择。因为他们想象不出还有其他的过程可以释放出这么多能量，以补偿太阳的辐射达数十亿年。爱丁顿最彻底地阐明了这一点。当他提到观测天文学家所进行的大量的和重复的恒星亮度观测时，写道：“测量核能的释放是大量天文观测内容之一。如果在我的书中不是所有都错误的话，那么我们已经相当清楚地知道，恒星物质必须在多大密度和多高温度下，才能发生这样的过程。”遗憾的是，当时的物理学家却认为，在恒星内部原子核是不可能发生反应的。当时爱丁顿已经能估计出太阳内部的温度。太阳通过重力把它的物质聚集在一起，重力将物质拉向中心。然而太阳物质并没有简单地落到太阳中心去，这是因为太阳的气体具有一定的压强。气体压力的作用和重力相反，它将物质向外推出。这两个力互相平衡。同样的现象也存在于地球大气中。假定没有重力，空气就会被本身的压力吹到空间中去。相反，如果没有空气压力，大气层就会落到地球表面上来。人们可以计算出吸引太阳物质的重力的大小，而和重力处于平衡的气体压力必须和它相等。气体压力和它的密度、温度有关。人们知道太阳物质的密度，因为太阳的质量和它的体积是已知的，太阳物质的压力有多大？这将取决于它的温度。气体的温度越高，压力就越大。在太阳内部气体的温度到底达到多高才能使重力和压力维持平衡？爱丁顿估计恒星中心区域的温度达到4000万度。这个值对于我们来说好像很高，然而核物理学家却认为，要想发生核反应，这个值是太低了。在这样的温度下太阳内部的原子以每秒1000公里的速度运动。氢原子早已失去了电子，它们的质子可以在空中自由飞行。偶尔会发生两个质子相遇，但它们带的都是正电，又互相排斥。当质子以每秒1000公里的速度运动时，两个质子虽然可以运动到很靠近，但是在达到能使它们发生聚变的距离之前，就会被电荷排斥力推开。为了使氢原子变成氦核，还必须使4个质子和两个电子，即6个粒子同时在一个地方相遇——这个可能性很小！即使6个粒子都同时飞到一起，但电荷力会使它们的运动轨道偏转而阻止聚变的发生。只有当温度达到几百亿度，使粒子以极快的速度飞行，这时虽然有电荷力的作用，但也能发生聚变。当时，物理学家们认为，太阳内部的温度只有4000万度，要想使氢聚变为氦这个温度是太低了。但是爱丁顿却坚信，恒星的能源只能是核能。他依然写道：“我们不和那个认为恒星内部的温度过低，从而不能发生这种过程的批评者进行争论。我们只是告诉他，走吧，去找个温度高的地方吧。”实际上，他认为物理学家所预言的氢变为氦的先决条件是不准确的。他更相信恒星已具备条件并认为，物理学家应该去认识，在4000万度这样相对比较低的温度下，氢怎样才能变成氦。他的意见是正确的。
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乔治·伽莫夫和他的“隧道效应”当爱丁顿在他的书中坚持认为恒星内部会发生氢聚变为氦的时候，几乎在这同时物理界也受到了巨大的冲击。这个冲击来自巴黎的路易·德布罗意（LouisdeBrogli），哥本哈根的尼尔斯·玻尔（NielsBohr），苏黎世Born）的量子力学学派。当时正是20年代的哥廷根的黄金时代。从全世界到那里去的很多的年轻物理学家后来都成为著名的科学家，例如维尔纳·海森堡（WernerHeisenberg），罗伯特·奥本海默（RobertOppenheimer），保罗·狄拉克（PaulDirac）和爱德华·忒勒（EdwardTeller）。其中还有一位年轻的俄罗斯人乔治·伽莫夫（GeorgeGamow），他是专门研究放射性问题的，也就是原子核的自然衰变问题。有些化学元素会自身发生衰变。铀会衰变成钍，钍又衰变成镭，镭还会继续衰变。最常见的镭原子核是由88个质子和138个中子组成。经过一定时间后，一个镭核会自然放出两个中子和两个质子，从而变成一个质量较小的原子核。而放出来的粒子又组合成一个氦核。人们很难理解，一个镭核怎么会放出一个氦核来。镭核内的粒子受到一个强大的核力约束而拥挤在一个很小的空间内。核力比质子间的电荷排斥力强大得多。如果没有核力的作用，镭核就会被质子间的排斥力撕开而四处飞散。但是核力的作用距离很短。假如一个核的一部分和其余的部分分离开了，于是电荷排斥力就会变成主要的，并使这两部分分开。按照经典物理的观点，这是不可能的，因为核力把原子核约束在一起。然而这种现象在自然界却是存在的。伽莫夫解决了原子的衰变问题。镭核内的粒子受到核力的约束而不能分裂，这一点虽然是正确的，但是现代的量子力学却告诉我们，这种分裂仍有可能发生。尽管经典物理认为这是不允许的，但是核的一部分会在偶然间冲破强大的核力作用，并离开其余部分使电荷排斥力起主要作用，并在它的作用下将这两个裂变产物分别推开。虽然发生这种过程的几率非常小，但还是有可能发生。至于镭原子人们需要等待1000年以上，它才会分离出一个氦核。人们称这种现象为隧道效应。它只有通过量�
