千亿个太阳 作者:[德]鲁道夫·基彭哈恩-第7章
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的特性。假如氢原子具有其他的性质，我们所看到的恒星也将会是另一种样子。主序可以延伸多长？大自然能不能构造出既有丰富的氢，而质量又可以任意大小的恒星，并使它们依靠氢的聚变而生存？主序向下即向小质量方向能延伸多长？能不能存在质量只有人体质量大小的恒星？如果让计算机构造相对于太阳质量越来越小的恒星模型，那么这些模型的中心温度将越来越低。很快质子…质子…链反应就会完全中断。常常是3最后一个反应，即He核的熔化不能发生，因而使氢聚变为氦成为不可能。如果让恒星质量减小到大约有百分之八的太阳质量，恒星内就不会有氢燃烧，而且它内部的温度已不能使氢核聚变。因此靠氢的聚变而生存的主序星最小只能略低于十分之一太阳质量。这就是主序的终点。如果再要求计
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算机构造比这质量更小而又存在氢燃烧的恒星模型，计算机就会抗议。如果想在巨大的宇宙实验室中构造一颗只有千分之一太阳质量的恒星，则会产生各种可能，例如可能成为一个像行星一样的物体，但绝不会成为一颗有氢燃烧的极小恒星。在大质量方向的主序终点又是怎样呢？如果让计算机塑造一颗具有100、1000或100万个太阳质量的恒星又将会怎样？计算机确实能够塑造出这样大质量的恒星模型，但是它们具有很奇特的性质：只要在一瞬间轻轻地将它们压缩一下，它们中心区域的密度就会明显增大，并使得温度随之上升。由于温度上升，又可以使那里以碳循环方式进行的氢聚变反应加剧，于是释放出的能量可以突然将压缩的恒星物质向外推开。但在这以后中心区域又明显冷却下来，使产能率下降，气体压强也相应下降，于是重力又将向外运动的物质再次向中心压回来，这时下落的物质再次压缩中心区域，使上述整个过程重演。许多科学家对这个过程进行了精确计算，其中之一是现在在海德堡工作的天文学家依莫·阿彭策勒（ImmoAppenzeller）。他指出，这种振动会不断加强，致使恒星外层可以有部分物质以很大速度抛射到空间去而不再返回。每次振动都会使恒星失去一部分质量，一直到这颗超大质量星最后只留下大约不超过90个太阳质量为止，于是这种循环就会停止了。它的中心区域将会由于压缩不再产生明显升温现象，核反应过程也不会出现很强的产能率增大，振动也不再加剧。恒星就变成具有90个太阳质量的正常恒星。它的氢将会平静地燃烧。也许有人认为，所有这些过程的发生，正如开始所假设的那样，是有什么人压缩了一下这个超大质量的恒星，然后才使它开始了上述自己不断加强的膨胀和收缩的循环。幸运的是在宇宙中不存在会压缩恒星的人。人们必须考虑到，要想使这种振动能够发生，只需要极小的压缩，稍微偏离平衡状态就可以了。宇宙是充满各种扰动的。即使是没有人从外部对恒星施加作用，单单是恒星内部的原子运动，或者恒星物质在以对流方式传输能量的区域内的运动，就可以使这种振动发生，并且使它一直振动到失去足够多的质量。这样我们找到了恒星模型的主序的上部自然终点。这和观测所得到的结果正好一致。至今还没有人发现其质量比理论预言的上限还要大得多的恒星。在某种程度上我们的计算机所构造的模型是正确的，但这种模型只表现了尚处于生命刚开始的原始恒星。在它们的中心区域氢很快就会减少。质量大的星中的氢首先减少，质量小的星经过足够长时间后也会减少，恒星开始变老。在下章里我们将利用太阳模型来研究恒星衰老的过程。
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5．太阳的演化史氦是氢燃烧后的产物。当原始太阳的表面向宇宙辐射能量的时候，它的内部氢转变为氦。随着时间的流逝，有更多的氢被消耗掉。对于原始太阳模型，我们曾假设它整体都是以氢为主的一些元素组成，但是由于在太阳的中心区域新产生的氦不断增多，使得原来计算机提供给我们的模型很快就变得不那么准确了。从原始太阳演变到今天的太阳如果构造一个主序星的模型，就可以知道，在它中心区域的每一点通过氢的聚变能产生多少能量，同时还可以知道，在那里每秒能有多少氦产生。在原始太阳中心，每1千克物质能够在一年时间内新生产出一千万分之一克的氦。如果能计算出经过100万年后在恒星的每一个点可以产生多少氦，那么我们就可以知道从有氢的聚变开始，经过100万年后的太阳模型的化学组成情况。现在我们让计算机来计算一个新的恒星模型，这个模型的中心区域化学组成略有变化。在氦的含量变大的区域内，物质特性也随着发生变化。例如辐射透过率相应产生变化，而热核反应也不能像原始太阳那样还有那么多氢作为燃料。这样计算出的恒星模型可以反应出从有热核反应开始，经过100万年以后的太阳的情况。这个模型与原始太阳相比区别很小。因为太阳耗尽它的燃料需要数10亿年，而对于数10亿年来说，100万年是太短了，因此这个模型的表面温度和原始太阳的表面温度几乎相同，而光度略微大一点。虽然在新模型的中心氢略微少一些，但中心的温度还略有升高，并且那里产生的能量比原始太阳略有增多。新的太阳模型同样可以告诉我们，什么地方会产生能量，以及在那里每秒钟有多少氢转变为氦。这样一来，我们又可以确定再经过100万年以后的新的化学组成。并且可以利用新的化学元素的混合比来计算新的恒星模型。于是我们就能得到一个接一个的太阳模型。由于我们可以得到每一个恒星模型的表面温度和光度，就可以在赫罗图中将一个个的恒星模型用相应的点标出来。用这种方法我们得到了在赫罗图中从原始太阳开始的一系列的点。它们显示了太阳在演化过程中是怎样在赫罗图中运动的。这样我们就了解到了太阳演化过程，这个过程如图5…1所示。图中的许多地方还标注了自有氢的聚变开始，演化到该处所经历的时间。图中由计算机得到的太阳的演化过程要经过赫罗图中代表今天太阳所在的点。由此可知，正如我们在原始太阳模型那一节中已经指出的，原始太阳的性质和今天的太
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阳的性质有所不同是由于演化原因造成的。今天的太阳的性质是反映了中心区域内氦的含量变大以后的性质。这使我们有勇气相信，我们对太阳的计算是正确的。因而我们也知道了太阳的实际年龄。从原始太阳演变到今天的太阳的一系列模型共经历了45亿年，这就是我们的太阳的年龄，也就是它由原始太阳演变到今天的太阳所需要的时间。在深入研究它的未来之前，我们将再讨论一下现在的太阳。■借助于计算机构造的太阳，我们可以知道太阳内部的情况。图5－2（b）给出一个表示现今太阳的模型。可以将它和图4…2（a）所表示的原始太阳相比较。它们相互之间没有本质的区别，两个模型都有外部对流层，而内部的能量是通过辐射方式向外转移的。氢的聚变是通过质子…质子…链进行。与原始太阳不同的地方是，在今天的太阳的中心区域内，由于有新的氦产生而使得氦的含量变大。在它的外层，每1千克物质中只含有270克氦，但在中心，每1千克物质中就含有590克氦。也就是说，从氢的聚变开始以来大约新产生了300克氦。■恒星物质在外部层内不断地被混合着。瞬间内处于表面的每一克物质，在一段时期前曾经停留在这个沸腾层次的底部。那里的温度高达100万度，比表面温度高170倍。我们还可以从其他方面得到提示，以说明表面对流层确实可以向内延伸到如此高温的区域。太阳的重氢在何处？重氢是氢的同位素，它的原子核是由一个质子和一个中子组成。在恒星里它不是处于十分热稳定的状态。当温度达到50万度时，它就可以和一个正常的氢原子核聚合为一个氦的同位素。在自然界中只有很少量的重氢存在，例如它存在于星际介质中，而所有恒星都是由星际介质形成。在太阳形成的过程中必定存在重氢，因为在地球上已证明有它的踪迹。通常在海洋的水中，每5000个氢原子中就有一个重氢原子。在太阳的大气中没有这种同位素。这并不奇怪，因为我们的计算机模型告诉人们，在太阳的外层内是不可能存在重氢的。这是由于对流而造成的结果。在太阳表面的每一个重氢原子都会因为物质的上升和下降运动迟早被带到对流层的底部。那里的温度达到100万度，因此在它远没有到达底部之前，就和一个氢原子核聚变成为氦了。所以在太阳的演化过程中，所有重氢都遭受破坏。即使今天从宇宙的某一地方有重氢飞到太阳上，只需经过两三年它就被带到下面深层中，并在那里被消灭。关于锂的问题
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我们的计算机模型不能解释所有的问题。如果研究太阳表面的化学组成，便会发现有一种元素的含量比地球上通常的含量少很多。这就是元素锂。锂属于轻元素，它的原子核是由3个质子和4个中子组成。它在太阳中是非常稀少的。在每1千克的太阳物质中，如果和地球上的物质相比，或者是和来自宇宙并撞落到地球上的流星物质相比，锂的含量大约只有它们的百分之一，是否这种元素也会在对流层底部的高温下被破坏掉呢？的确如图5…3所示，锂可以吸收一个氢原子并转变为两个氦原子。但太阳表面的锂原子向内仅可以混合到温度为100万度的层次，这时的锂还不可能被破坏，必须达到更深的层次，当温度达到300万度时才能使锂受到破坏。从原始太阳到今天的太阳之间的所有计算机模型都指出，对流层达不到那么深，因此我们的计算不能解释是否从一开始太阳中的锂就很少。人们相信，太阳、行星以及流星都是由相同的物质组成的。也就是说它们原始的化学组成是相同的。关于这点，今后在讨论恒星起源的时候，我们还要说明它。那么太阳的锂究竟位于什么地方？我们如何才能从这个困境中解脱出来？■要解决这个困难需要追溯到原始太阳以前的演化阶段，即在恒星形成以后和氢尚未开始燃烧之前的这段时间。那时太阳的对流层可以延伸到内部很深、温度超过300万度的区域。这期间太阳外层内的大部分锂被混合到内部而被破坏。在第12章内我们将谈到这点。为此我们需要知道在原始太阳以前的情况。现在我们只研究太阳是怎样变老的过程，而把它的幼年时代放在以后来谈。直到50年代人们才清楚和太阳类似的恒星在氢燃烧完以后的命运（如图5－1所示）。当时大型电子计算机第一次被应用于恒星的演化计算。在讲述其结果之前，我想先报道一些历史的、部分也与个人有关的事情。1955年，进军红巨星在这一年里发表了一篇由两位伟大的天体物理学家撰写的文章。这篇文章的篇幅很大，因而没有在通常的美国《天体物理学报》上刊登，而是在与它平行的增刊中刊登出来。其一位作者是弗雷德·霍伊尔（FredHoyle），另一位作者是马丁·史瓦西（MartinSchwarzschild）。当时霍伊尔已经是爱丁顿剑桥大学的教授，并发表了很多重要文章，其中包括关于恒星化学元素起源的论述。同时他还有时间写一些科学幻想小说。他写的《黑云》就被译成很多种文字，甚至有一次在德国广播电台作为广播剧演播。另一位作者马丁·史瓦西，当他的父亲（天文学家卡尔·史瓦西，我们以后还要讲到他）去世时年仅4岁。正如他后来所说的，他从儿童时代
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起就对天文感兴趣，但在一段相当长的时期中想成为商人的愿望妨碍了他从事天文事业的决心。后来使他真正成为天文学家的原因，是他缺乏撇开父业，自选另一种职业的独创性才能。1935年他在哥廷根获得博士学位。人们说，史瓦西和罗特席尔德（Rothschild）都是来自法兰克福犹太人聚居的同一条胡同。不过当时对于年轻的天文学家来说，与其生命相关的问题是要尽快地离开第三帝国的德国。他那留在德国的兄弟后来自杀了。马丁·史瓦西从挪威来到美国，并在战后成为普林斯顿大学的教授。战后史瓦西的普林斯顿学派构造了主序星模型，并试图研究在恒星中心的氢耗尽以后的性质。1955年他们的工作取得了很大的突破，第一次推算出一颗恒星是怎样从主序演化到红巨星的。当时计算机已在很大范围内被应用到天体物理中，霍伊尔和史瓦西利用计算机模拟恒星的演化。时隔不久，我也有幸效法了他们的工作。1957年秋天，斯特凡·特梅斯瓦里（StefanTemesvary），1915－1984）和我在哥廷根的伯廷根街接连很多夜晚坐在G2。的旁边。G2。就是由海因茨·比林（HeinzBilling）和他的同事在马克斯…普朗克物理研究所特制的计算机。在那个时候计算机还不能成套地买到，只能在研究所内自己制造。今天带程序的台式计算器的功能常常和当时由电子管做成的，能够装满一间房子，并使房子加热的计算机的功能相同。当时天体物理研究所的所长路德维希·比尔曼（LudwigBiermann）让我们利用这台计算机，并按照我们自己改善了的计算方法重新做霍伊尔和史瓦西的工作。如果将我们当时采用的方法和今天的相比，就会知道现在的进步有多么大。当时为了计算恒星模型，需要任意地选取一组光度和表面温度的实验值，再一步一步地向内进行积分，一直积分到中心附近，但发现这个模型一点意义也没有。用数学的语言来说，就是在中心附近不能满足内部边界条件。于是整个计算又得从头开始，即利用改进的光度和表面温度值重复计算，争取能够较好地满足内部边界条件。要想得到一个合理的模型，需要进行许多次由恒星表面向内的“积分”。当时进行这样一次计算，犹如到恒星去旅行，它需要5个小时，并且还要求计算机在这5个小时内不出毛病，否则又得重新开始。而今天在同一研究所（在此期间这个研究所已迁到了慕尼黑）里的计算机计算一个完整的恒星模型只需要几秒钟。之所以能够这样快，不仅是计算机的功劳，同时也应归功于贝克里（Berkeley）的一个人以及他的同事们。关于这些我将在下章里报道。现在我们要讨论类似于太阳的恒星在氢燃烧完毕以后的性质，即讨论我们太阳的命运。正如以后将会看到的，它将直接关系到我们在这个行星上的未来。太阳的未来
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今后会怎么样？如果在太阳的中心氢不断地被消耗，氦不断地产生，将会产生些什么？模型计算告诉我们，首先，也就是在以后的50亿年，还不会发生很大的变化。正如人们可以由图5…1中看到的那样，太阳在赫罗图中慢慢地沿着它的演化程向上运动。这就是说光度只增大了一些，而表面温度却略微地减小了一点，即稍许变冷一点，此外没有更多的变化。从原始太阳开始经过100亿年后，光度将比今天太阳的光度大约增大一倍。如果那时还有人类存在的话，早就会遇到困难的气候条件了，并且条件还要更坏。首先太阳球体，就比今天大约增大了一倍。这期间在恒星内部已发生了本质的变化。在中心全部氢已经被耗尽。中心区域被一个氦球充满（比较图5…2（c），但那里给出的是一个年龄为120亿岁的模型）。在那里最初没有核燃烧发生，因为全部氢已经耗尽，而温度又远低于能使氦发生聚变的温度。只有在氦球的表面，�
