太阳是怎样发光发热的？

我们知道太阳和其他恒星一样，通过核反应发光发热，在几十亿年的时间内将光、热和能量抛洒到宇宙中。太阳是一个由氢元素聚变成重元素的核工厂，但仅仅100年前，我们人类甚至不知道太阳是由什么构成的，更不用说太阳是由什么能量驱动它发光发热！

根据牛顿万有引力定律，我们很早就测算了行星轨道，知道了太阳的质量是地球质量的30万倍左右，通过测量从地球上接收到的太阳能量，我们知道了太阳单位时间内可以释放3.845×10^26瓦特的能量，大约是地球上最大发电厂的10^16倍。

但当时人们并不知道这么大的能量从何而来。苏格兰物理学家威廉·汤姆逊·开尔文勋爵(Lord Kelvin)（1824-1907）等人就着手研究解决这个问题。

从达尔文的进化论来看，很明显，我们地球至少需要数亿年的进化才能产生我们今天看到的生物多样性。从当代地质学家来看，地球显然已经存在了几十亿年。但是什么样的能源能在如此长的时间内保持如此高的能量呢?开尔文勋爵（发现绝对零度的著名科学家）提出了下面三种可能性:

• 太阳在燃烧自身的某种燃料
• 太阳在吞噬太阳系内的某种物质，供自己燃烧。
• 太阳是通过它自己强大的引力来产生能量

让我们分析下每一种可能。

1.)太阳在燃烧某种燃料。

第一种可能性是，太阳在燃烧某种类型的燃料。我们现在知道太阳主要是由氢元素组成的，而且氢在地球上很容易燃烧，那么燃烧巨量的氢储备就能提供巨大的能量，这是一个非常简单的假设。如果我们认为氢燃料的燃烧方式与地球上完全相同，那么是有足够的燃料让太阳在单位时间内释放4×10^26瓦的巨大能量，但这个燃烧过程仅能持续数万年。这还不足以说明生命、地球或太阳系的漫长历史。因此，开尔文排除了第一个假设。

2)，太阳会吸收太阳内的物质来补充自己的燃料。

第二种可能性听起来很有趣。尽管太阳自身存在的氢原子不可能维持太阳的能量输出，但原则上可以不断地向太阳添加某种燃料来保持其燃烧。众所周知，彗星和小行星在我们的太阳系中大量存在，只要有足够多的新燃料以大致稳定的速度添加到太阳中，太阳的寿命就可以大大延长。

但是这个过程存在一个问题，就是不能任意增加太阳的质量，因为在某一时刻太阳质量增加过快，会轻微地改变行星的轨道，自16世纪第谷·布拉赫时代起，人们就能以十分高的精度观测行星轨道的变化。一个简单的计算表明，即使只是向太阳增加少量的质量，也会产生可测量的效果。而行星稳定的、可观测的椭圆轨道排除了往太阳内部添加物质的可能性。这就只留下了选项3。

3).太阳通过自身的引力来产生能量。

随着时间的推移，太阳释放的能量可能是由引力收缩提供的。根据我们在地球上的经验，一个球在地球上升到一定高度，然后释放，当球下落时，速度和动能就会增加，当它与地球表面发生碰撞时，动能就会转化为热量。所以我们想象相同类型的初始能量，重力势能导致分子气体云在收缩时变得更密集而升温。

此外，由于物质在引力作用下变得密度更大，所以太阳需要很长得时间才能将所有的热能通过表面辐射出去。开尔文是世界上研究力学的专家，开尔文-亥姆霍兹机制就是以他在这方面的研究成果命名的。开尔文计算出，根据太阳的质量和目前释放能量的速度，那么它的寿命大约在几千万年:更精确地说，在两千万到一亿年间。

现在我们知道太阳系大约有45亿年的历史，开尔文的猜想没有一个是完全正确的。但是，有一件事开尔文当时并不知道，那就是产生能量的另外一种新形式。

核聚变为氢弹提供了能量，也为太阳和所有主序恒星提供了能量!也就是说，夜空中绝大多数恒星的核心都在发生着氢聚变，但是核聚变是怎么发生的呢？让我们从太阳系开始，从我们熟悉的行星开始。

在太阳系中，水星是体积最小、质量最小的行星，木星是体积最大、质量最大的行星，这是我们的常识。但令人奇怪的是，我们太阳系的第二大行星土星，其直径约为木星的85%，几乎和木星一样大。但是，尽管它的体积与木星相当，但它的质量只有木星的三分之一。这是为什么？

要理解为什么会这样，以及太阳和所有恒星是如何发光的，我们就要深入到原子层面。

木星和土星是由几乎相同的物质组成的，大小也差不多，但是木星的质量是土星的三倍。最大的不同之处在于木星的质量很大，以至于原子本身开始向中心压缩，随着质量的累积，原子之间的距离也越来越小。

当行星的质量大约是木星的70倍，或者是太阳的8%，核心的氢原子将在高温高压下开始聚变成更重的元素！

我们太阳核心温度为15000000K，这意味着每个质子的平均能量为1.3 keV。但这些能量的分布为泊松分布，这意味着极有可能存在具有极高能量的质子，其速度可与光速媲美。某些质子可能具有的最高动能约为170 MeV。这将会有足够的能量来克服质子之间的库仑势垒。

但我们不需要完全克服库仑势垒，因为宇宙还有另一条出路:量子力学!

恒星核心的单个质子可能没有足够的能量来克服他们的电荷引起的排斥力,但这些粒子在量子隧穿的效应下,最终在一个更稳定的状态下(如氘)导致核反应的发生。即使对于任何特定的质子-质子相互作用，量子隧穿的概率很小，或者和你连续三次中奖的概率一样，核心中有如此多的相互作用持续发生，这意味着太阳中每秒钟有4×10 ^ 38个质子融合成氦。

而这个过程，由量子物理推动的核聚变，是为绝大多数恒星提供能量的原因。一旦核聚变开始发生，原子将不再抵抗恒星的重力，而时核聚变的辐射能量核重力发生平衡。像我们的太阳这样的G型恒星可能会存活100 - 150亿年，而一颗低质量、昏暗的红矮星(一颗M型恒星)可能存在于数千亿到数万亿年之间，比宇宙目前的年龄还要长的多!

但另一方面，当恒星变得越来越大时，燃烧聚变的核心会变得越来越大。最大、最蓝的O型星的质量是我们太阳的100多倍，在不到100万年的时间里就将燃烧完它们全部的氢燃料!对于像太阳这样的氢聚变恒星，决定恒星年龄的是它们质量的大小。正是核反应的辐射能量阻止了太阳的膨胀或收缩。恒星越大，辐射越强烈，燃料燃烧得越快。

这就是我们太阳发光发热的原理。