选Ｂ仍又荒芎透吣芰康闹形⒆臃从Γ首印首印从χ胁闹形⒆拥哪芰勘冉系停荒芎吐仍臃从ΑＲ虼思偃粼谔糁胁淮嬖诓吣芰康闹形⒆釉吹幕埃颐蔷涂梢圆豢悸翘糁形⒆拥奈侍饬恕：椭首印首印聪喙亓幕褂幸幌盗械母郊臃从ΑＫ嵌杂谔峁┨舻哪芰坷此凳俏薰亟粢模蚨永匆裁挥刑岬剿恰Ｔ谡庑┓从χ校幸恢址从Ψ⑸募嘎驶崴孀藕さ脑黾佣龃螅飧龇从υ谕�5…6中表示出来。一个质量数为4的正常氦原子和一个质量数为3的氦的同位素相碰撞，便会产生一个质量数为7的铍原子。如果这个铍原子在发生放射性衰变之前，又与一个氢原子相碰撞，就能产生一个质量数为8的硼的同位素。这个硼原子也是放射性的。经过一定时间后，它将重新变为铍原子。在这个转变过程中会释放出一个正电子和一个高能量的中微子。因此而生的中微子正好可以和氯原子反应，那么中微子同样可以毫无阻挡地穿过物质，甚至穿过大量由氯组成的物质。氯原子虽然很少和中微子作用，但不时地会发生氯原子与一个从它旁边飞过的中微子进行反应。上面提到的实验正是在这个基础上进行的。雷蒙德·戴维斯的太阳中微子实验制造一个太阳中微子探测器是可能的。遗憾的是，它只能探测到对于天体物理学家不很重要的、在铍…硼…附加链中所产生的中微子，而对于和太阳（同样也是对我们）生命相关的质子…质子…反应中产生的中微子，它则完全探测不到。但是如果我们的太阳模型是正确的，那么由硼衰变产生的高能量的中微子也应该被证实。戴维斯想出了下面这样一个实验。为了防止干扰，他将390000升的四氯乙烯灌入在地下1500米深处的一个用很厚的水层包围的池子里。四氯乙烯是清洗工业中一种主要液体，它和四氯化碳是近亲。这种清洗液的每个37分子中含有4个氯原子，其中平均有一个是对中微子敏感的同位素Cl。用这种液体灌入是将大量氯原子集中到一个很小的体积内的最经济和最方便的办法。氯原子在每一瞬间都被来自太阳的中微子所照射。在通常情况
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下不会发生什么情况，因为无数个由质子…质子…反应产生的能量较低的中微子可以毫无阻挡地穿过这池子，只有在硼衰变时产生的高能量的中微子才有某种可能被捕获。如果用天体物理学家的太阳模型估算高能量的中微子数目，那么平均每天在这个池子里将有一个氯原子被一个中微子转化为氩原子。如果等上好几天，就会有很多氩原子形成。但是氩原子经过35天以后又会发生衰变，重新变为氯原子。如果将这种液体长期地置放在能够穿透一切的太阳中微子流中，便很快可以建立起一种平衡：平均来说产生和衰变的氩原子数目是相等的。不过很遗憾，由此得到的氩原子的浓度极低。假如太阳模型是正确的，则整个池子大约只有35个氩原子。要在610吨液体中找出35个氩原子，这个任务比在干草堆里寻找一根针还要困难得多。仅仅在1立方厘米的体积中氯原子的数量就已多到要用一个22位的数字来表示，而戴维斯的池子里有390000升，即有3亿9000万个立方厘米！然而人们要在这个池子里去寻找35个氩原子！实际上这项任务是可以解决的。首先将氦气注入到液体中，再借助于氦可将氩原子漂洗出来。实验结果证明用这种方法可将池子中95％的氩原子取出来，因为由太阳中微子反应生成的氩原子是放射性的，因此一旦从池子中取出来并发生衰变时，就很容易用计数管测量出来。清除了氩原子后的液体里又可以形成新的氩原子，过一段时间可以将它们再次取出并进行计数。因此，四氯乙烯池子是一个取之不尽的探测器，在池子里面不断有放射性氩原子产生。我们期待平均每天在池子里会有一个反应发生，但是很遗憾，多年测量结果却表明，平均每4天才有一个反应发生。由此我们得到一个结论，每秒来自太阳的高能量的中微子只是我们所期待的四分之一。天体物理学家一遍又一遍地计算太阳模型。戴维斯不断地寻找着一切可能的误差来源，然而这个矛盾始终存在。是我们在太阳的计算中有错误？还是金矿中的实验不正确？很难设想，所有用计算机进行的计算都是错误的。我们已经看到，计算的太阳模型在很多方面都与实际太阳相符合。实际上只要将太阳模型中的高能量的中微子流量，用一个很小的改正量相减，就可以消除和实验的矛盾。而这只需将太阳模型的中心温度降低一点就可以达到。但不幸的是，我们找不出任何一个理由来说明太阳模型的中心温度应该比计算得出的值要低一些。假若中微子的寿命不能任意长的话，那倒是可以找到一条解决矛盾的出路。如果有很多中微子就像其他粒子一样，比如它们在由太阳到地球八分钟路程中已经分裂为其他粒子，那么在氯实验中计数到较少的中微子就不足为怪了。但是物理学家确信，中微子本身是不会衰变的，所以这条出路被堵死了。
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我本人是不相信在计算机模型中会存在重大错误的，但很有可能是计算用的铍…硼…链的反应速率不正确。如果处在这个链开始状态的两个氦核，即一个正常的氦和一个较轻的氦同位素，相互间的反应几率远小于核物理学家所相信的几率（见图5…6），那将会怎样？太阳会发生变化吗？不会，因为太阳的能量是由质子…质子…链提供，所以它不会对太阳有影响。它除了会减小高能量的中微子流量，从而与氯实验相符合以外，太阳内部不会发生其他的变化。因此即使存在与氯实验的矛盾，我也不相信我们必须对太阳内部结构的概念作重大的修正。镓实验除了氯以外，还有其他原子能够和中微子发生反应。其中之一是镓的同位素。它的质量数是71，它在吸收一个中微子后变为锗。镓实验和氯实验相比，其本质区别在于，低能量的中微子也可以被计数出来。就是说，在镓实验中计数的是质子…质子…链中产生的中微子。它是真正在太阳能量产生过程中释放出的中微子，而不是产生于不太重要的附加反应中的中微子。为什么不立即进行镓实验？其困难首先在于怎样计数中微子反应中产生的锗原子。这样就需要先研制出合适的探测器，但正如一切中微子实验所遇到的情况一样，又使人陷入到一种新的困境之中，即中微子被一个原子捕获的现象极为罕见。为了使太阳的中微子流量造成每天至少有一个镓原子变为锗原子，那么就要求在池子中至少有37吨镓。这个数目和全世界纯镓的总储备量相比不是一个小量。镓是制造铝的附产品，目前1吨镓的价格将近100万马克。当然为了进行实验只须借用一下镓，以后还可以还回去。这样能否使价格大为便宜些也还成问题。为了预防战争每一个大国必定有镓的储备，因为电子工业需要镓，所以镓总是有的。当我写这一段的时候，位于海德堡的马克斯…普朗克核物理研究所正在制造锗探测器。并且在美国，以色列和联邦德国进行一些谈判，以便暂时得到1吨镓作为进行预备实验的手段。大型的实验迟早也会进行。它能不能证实我们对于太阳内部结构的设想？或者将使天体物理学家知道，我们所相信的有关太阳能量产生的知识是毫无价值？读者也许会感到奇怪，我们讨论今天的太阳，然而对它的另一些特性却完全置之不理。我们没有讨论太阳黑子以及它的11年周期，也没有讨论日珥和辐射爆发，而这些是在报纸上经常可以读到的。我们忽略这些的原因是为了集中研究太阳的主要性质。太阳的最外表层具有上面列举的一些精细现象，这正像我们地球上的气象一样。人们要想了解地球的历史，并不一定非要关心闪电和打雷的现象。
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6。较大质量恒星的演化史至今还没有得到解决的氯和中微子实验对于天体物理学家的自信心并没有产生很大的影响，因为还有其他的例子可以说明计算结果和天文观测是一致的。本章将要讲述这些例子。在这章里我们要研究质量远大于太阳质量的恒星的演化。由于质量较大的恒星消耗核能源比较快，所以它们属于能源已在很大程度上被耗尽的恒星。天体物理学家可以检验，由计算机预测到的这些恒星的演化过程是否和宇宙中真实的过程相符合。但是要用计算机去模拟计算一颗恒星从早期直到相当晚期的演化阶段，还存在很多困难。绝不可以认为，只要有一台战后出现的大型计算机就能很好地、自动而准确地进行计算了。为了要知道恒星随时间的演化，首先需要发明新的计算方法。外行人可能会奇怪，为什么单纯有台大型计算机还不能解决某一计算任务，还需要有新的计算方法？一般地说，从事观测的天文学家都很明白，如果有一台新的望远镜或是一个新的天文卫星，人们就能观测到更遥远的天体。然而发明一个新的数学方法也可以取得相同的进展，这一点就不那么容易被人所理解，因为数学方法并不能做成木制模型或纸模型，或者是做成彩色幻灯片，也不致于使人们为它举办由主管部长亲自出面主持的庆典。路易斯·亨耶和亨耶方法从1955年霍伊尔和史瓦西发表文章以后，和太阳质量差不多的，类似太阳恒星的演化理论就停顿下来了。在红巨星区域，模型的中心温度为1亿度，这时应该开始氦的聚变反应，但是一旦这种新的核反应在模型中发生时，计算方法就宣告失效。人们已经知道，在这类恒星中氦燃烧会进行得很激烈、很快。例如1952年利昂·梅斯特尔（LeonMestel）曾在剑桥大学所做的博士论文中就指出了这点。但是人们并不知道，利用当时采用的方法会使计算机失效，它根本算不出模型来。对于较大质量恒星，情况还要更糟糕一些。人们只能计算到中心对流区域内氢逐渐被消耗的阶段。一旦氢耗尽时，计算机立即就“畏惧”了，根本得不到进入红巨星区域的恒星模型，因而还达不到像霍伊尔和史瓦西已做到的程度，他们曾经得到了类似太阳的恒星在红巨星区域的模型。这种状况一直到50年代末都没有新的进展。与此同时计算机工业却不断地把功率更高的机型投入到市场上来。即便这样，问题并未得到解决。霍伊尔和他的同事们曾试图计算较大质量恒星的演化，但没有取得大的成果。史瓦西也是徒劳地想让类似太阳的恒星
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通过氦燃烧阶段。这时在日本以物理学家林忠四郎（ChuchiroHayashi）为首的一个小组，他们用台式计算机，并采用手算的方法，计算一个简化的模型，试图得到较大质量恒量在其中心氢耗尽后的命运。后来证明，日本人的计算结果和实际情况是比较接近的，但还是需要发明新的计算方法。在月球背面有座亨耶环形山。这是国际天文学联合会1970年为纪念在这年年初逝世的路易斯·亨耶（LouisHenyey）而给它取的名字。亨耶曾在天体物理的许多领域内工作过，但他给天体物理带来的影响最大的工作当然是计算方法的发明。今天人们称这种方法为亨耶方法。1961年8月国际天文学联合会在加利福尼亚州的伯克利举行大会。会上宣读了大量的各种专题报告。其中有一个报告是伯克利大学天文系的路易斯·亨耶作的。这个报告是关于一个新的恒星模型计算方法。在这以前人们早已传说亨耶发明了一种新方法。几年前他的小组已发表过一篇文章，但是那篇介绍新方法的文章非常难懂。任何人，甚至可能包括亨耶本人在内，都甚感费解。不过现在这种方法已大大简化和改进了。亨耶不属于发表文章又多又快的人，所以那天下午所有对恒星演化理论的进展感兴趣的人都来听他的报告。我听不懂但很勤快地作了记录。会议以后我能有半年时间到普林斯顿的马丁·史瓦西那里工作。我可以证明，史瓦西是怎样根据他的记录将亨耶讲述的方法重新整理出来的。以后我才着手看我的记录，几天以后我也明白了亨耶方法的原理。史瓦西立即应用这个方法去研究长期折磨他的类太阳恒星的氦燃烧问题，并在很短时间内就使演化程通过了几乎爆发式的快速演化阶段。亨耶方法使他能够模拟计算一颗恒星的演化，并顺利通过了以前无法通过的演化阶段！经过在帕萨迪纳逗留以后，我在1962年秋回到了慕尼黑。口袋中装有我对亨耶方法的加工品。阿尔弗雷德·魏格特在这期间已经移居到慕尼黑，并在我们的马克斯普朗克研究所工作。他和一位保险公司的女数学家埃米·霍夫迈斯特（EmmiHofmeister）已经准备好和我一起用亨耶方法来塑造恒星模型。天体物理研�