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。……