射而失去的熱量。依這學說，太陽從前是更巨大更稀薄的。按照收縮說，將來太陽將會緊密得不能收縮以適應由輻射而來的熱的損失。幾百萬年以後，它將會冷得不能再維持地球上的生命。

這種收縮學說畫出了一幅黯淡的遠景，它顯示了生物世界的末日只在很短的時期以後——至少照天文學尺度說來是很短的。但在１９世紀初，收縮說遇到了強烈的反駁——不論從多大的體積收縮到現在這樣，太陽照現在這樣發光率，只要兩千萬年多一點就足夠得到充分的熱量了。但依這比率它卻一定照得比這時期更長得多的，於是收縮說就不能解釋太陽在過去如何維持輻射了。因此對於這理論對將來的預言，我們也就不能抱多大的信任。而且事實上太陽的逐漸收縮又絕無確切的證明，因此就漸漸被人們所拋棄了。

２０世紀初，隨著相對論以及核物理學的發展，人們認識到太陽和恆星的能源來自於核能的釋放。光譜觀測的結果表明，恆星物質內部氫的含量相當豐富，而氫又是很好的產能原料。當氫在高溫和高壓下聚變成氦時，會有巨大的核能釋放，因此可以維持太陽和恆星向外輻射達數十億年之久。

１９２６年，英國劍橋大學著名的天文學教授阿瑟？愛丁頓（Ａ．　Ｅｄｉｎｇｔｏｎ）爵士出版了他的《恆星內部結構》一書，這是一部關於恆星內部情況極其物理特性的卓越著作。愛丁頓認為，太陽透過重力把物質聚集在一起，重力將物質拉向中心。由於太陽內部高溫的氣體產生的壓力與重力方向相反，它將物體向外推出，這兩個力互相平衡。達到這平衡點時，由經典力學和熱力學原理，我們可以算出恆星的中心溫度將達到４　０００萬℃左右。愛丁頓認為在這樣的溫度下，氫核會發生聚變，為太陽和恆星提供了強大的輻射能量。

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太陽的熱源（2）

但是愛丁頓的想法遭到了物理學家們的竭力反對。他們認為要真正實現這一聚變，溫度應達到幾百億攝氏度。而４　０００萬℃太低了，不足以克服原子核之間極其強大的電磁力而產生氫核聚變。但是烏蘭克核物理學家和宇宙學家喬治？伽莫夫（Ｇ．　Ｇａｍｏｗ）的工作證明了物理學家們的猜測是錯誤的。

伽莫夫認為，雖然鐳核內的粒子受到核力的約束，但按照現代量子理論，它們並非不可能分裂出？琢粒子來的，儘管發生這種過程的機率很小。鐳核中的粒子被核力所束縛，就好像有一座堡壘從外界將它們包圍住一樣，粒子的能量不足以越過這座堡壘而跑到外邊去。量子力學卻認為，核內的粒子在偶然間可以不從堡壘的上面越過去，而是從穿過堡壘的一條隧道中透過。人們把這種現象形象地說成是“量子隧穿”。伽莫夫進一步指出，假如粒子能夠由內向外穿過堡壘，那麼，粒子也應該能夠由外向內穿過它而進入原子核內。

１９２９年，英國天文學家羅伯特？阿特金森（Ｒ．　Ａｔｋｉｎｓｏｎ）和德國核物理學家弗裡茨？豪特曼斯（Ｆ．　Ｈｏｕｔｅｒｍａｎｓ）合作，發表了一篇題為“關於恆星內部元素結構的可能性問題”的文章，將伽莫夫的量子隧穿理論應用到恆星內部能量的問題上。他們認為：恆星內部的質子和質子也可以透過“隧道”越過勢壘很高的堡壘，接近到可以發生聚變的距離之內，進行輕核聚變而釋放出巨大的能量。這樣，他們就成功地解決了在較低溫度下使氫聚變為氦來實現太陽的能量需求，由於這種反應是在數千萬攝氏度下進行的，他們就把這種反應稱為“熱核反應”。

天文觀測表明，太陽核心的物質處於等離子態，完全適合於熱核反應的物理條件。那麼，太陽和恆星內部的氫是怎樣聚變為氦的呢？１９３８年，美國核物理學家漢斯？貝特（Ｈ．　Ｂｅｔｈｅ）和查理斯？克里奇菲爾德（Ｃ．　Ｌ．　Ｃｒｉｔｃｈｆｉｅｌｄ）發現了氫直接變為氦的反應機制，稱為“質子—質子迴圈”。在這一反應中１克氫將釋放６　７００億焦耳的核能，這些核能迅速轉化為熱能，並透過對流和輻射向太陽的外層空間輸送出去。

貝特又和德國的弗里德里希？馮？魏茨澤克（Ｆ．　Ｖ．　Ｗｅｔａｂｃｋｏｒ）各自獨立地找到了由氫轉變為氦的“碳迴圈”機制。現代天文觀測表明，太陽的能量９８％來源於質子－質子迴圈，２％來源於碳迴圈。貝特也因該理論的創立而獲１９６７年度諾貝爾物理學獎。

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太陽的演化

現代的觀測表明，太陽已有５０億年的歷史。它是一個典型的中等質量恆星，正平穩地燃燒著自身的核儲