太陽的“變遷史”

劉茜

太陽核心處的氫聚變為氦的過程

太陽核心處的氦聚變為氧的過程

繪圖/ 魏欣

和所有的恒星一樣，太陽是一團氣體球。這些氣體的前身是彌漫在星際空間的冷暗分子云，范圍橫跨幾十光年，主要由氫和氦組成，密度相當于地球上最好的真空保溫杯里抽出的“真空”。

分子云的內部并不平靜，湍流的擾動或者鄰近的超新星爆發，都可能讓它內部的密度變得不太均勻，導致一些局部比其他地方的密度要高。由牛頓萬有引力定律，引力與質量成正比，這些密度高的地方可以吸引周邊的氣體，讓分子云碎裂成一塊塊碎片。

碎片在引力的作用下開始進行漫長的收縮，氣體向中心聚攏，中心的壓力逐漸升高，溫度和密度也隨之升高，最終開始向外散發光和熱，太陽就此初具雛形。

不過，這個時期的太陽還算不上是一顆真正的恒星，只是一顆“原恒星”。它還需要花上大約4000萬年，才能點燃自己核心的核聚變，并讓向外的壓力和向內的引力達到平衡，正式開啟自己作為恒星的一生。

當氫聚變向外輻射的能量和自身質量造成的引力達到平衡時，太陽也就進入了自己一生中最漫長、最穩定的階段——“主序星”。現在的太陽也正處于這個階段。

在整個主序星階段，太陽的亮度和直徑持續增加，這個時期的太陽已經比剛誕生時大了15%。這是因為，隨著核心的氫聚變為氦，核心內的原子核變少了，向外的壓力隨之減小，于是核心區域向內收縮，由此增加的溫度和壓力又會提高核心處氫聚變的效率，向外輻射出更多的能量，增加的輻射壓力讓太陽逐漸膨脹。這樣的平穩聚變還將持續大約50 億年，直到太陽核心的氫核全部轉化為氦核，在中心形成一個氦球。

這個時期的太陽又分為紅巨星支、水平分支和漸近巨星支3個階段。

體積不斷膨脹的紅巨星支階段

此時，氦球里的溫度和壓力還達不到讓氦發生聚變的條件，但是由于核心處原子核的數量減少，原子核彼此之間的壓力不足以抵消自身的引力，使太陽核心再次開始收縮，氦球外的氫核向中心“下落”，受到了更強的壓力，從而溫度升高，使氦球表面附近的氫得以開始聚變，效率比當初在核心的氫聚變更高。

于是，太陽因為向外的輻射壓力增加而膨脹，作為一個氣體球，它在膨脹的同時溫度降低，于是表面顏色變紅，轉化為一顆紅巨星。

這個比主序星膨脹得更快的紅巨星階段，將會持續大約10億年。在這個階段的末尾，可能會膨脹到我們現在太陽直徑的160多倍，吞下金星的軌道。

這時，太陽中心的氦核已經變得非常巨大，占據整個太陽質量的大約40%，其質量造成的壓力使得中心的氦終于達到聚變條件。這時的氦聚變會極其迅速，在短時間內消耗掉大量的氦并釋放能量，這就是“氦閃”，因為這次的氦閃發生在核心處也被稱為核氦閃。也就是說，氦閃并不是紅巨星支階段的開始，而是結束。

進行平穩氦聚變的水平分支階段

氦閃是一次猛烈的爆發，隨后，太陽核心區之外的部分由于猛烈膨脹而迅速冷卻，為核外的氫聚變踩下“剎車”。于是，太陽因為內部供能突然斷崖式減少而迅速收縮，直徑大約相當于現在太陽的10倍，顏色也回到橙黃色。

接下來，太陽要在大約1.2億年的時間里快速走完自己的一生，這一次氦原子核暫時扮演了原本氫核的角色：相對穩定的氦聚變讓太陽緩慢地變大和變亮，持續大約1億年的時間，核心的氦不斷聚變生成碳和氧，然后核心的氦耗盡，核心再次坍縮，氦聚變逐漸向外層轉移，太陽再次開始膨脹。

再次膨脹的漸近巨星支階段

不過，膨脹速度比之前要快得多：中心由氦聚變生成的碳和氧，由于無法達到相應的聚變條件，而由外層的氦和氫殼層聚變提供能量，和起初的紅巨星支階段相比，聚變速度更快。最后，太陽變得極其不穩定，核心外層的氦燃燒殼層出現一次次小型的“氦閃”，這次的氦閃也被稱為殼氦閃。讓太陽突然變大又突然縮小，出現越來越劇烈的振蕩，同時把外層的氣體一層層拋到太空中。這些氣體外殼將會形成所謂的“行星狀星云”，被星核的高溫激發發光，并保持著向外擴散的速度，在大約1萬年后消散。

而裸露出來的太陽核心主要由氦聚變的產物——碳和氧組成，質量大約是目前太陽的一半。這個殘骸中的原子核彼此緊鄰，密度極大，也屬于致密星的一類。它因為高溫而呈現白熱的狀態，但由于表面積很小，總體亮度很低，所以被稱為“白矮星”。白矮星不再產生能量，終將因為徹底冷卻而銷聲匿跡（這個階段也被稱為黑矮星），不過那需要非常長的時間，已經遠遠超過現在的宇宙年齡了。

太陽的變遷史到此也迎來了尾聲，回顧太陽的整個生命歷程，像不像引力與聚變產生的抵抗力的一次次博弈呢！

（責任編輯 / 張麗靜 美術編輯 / 周游）