重氢的。这是由于对流而造成的结果。在太阳表面的每一个重氢原子都会因为物质的上升和下降运动迟早被带到对流层的底部。那里的温度达到100万度，因此在它远没有到达底部之前，就和一个氢原子核聚变成为氦了。所以在太阳的演化过程中，所有重氢都遭受破坏。即使今天从宇宙的某一地方有重氢飞到太阳上，只需经过两三年它就被带到下面深层中，并在那里被消灭。关于锂的问题
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我们的计算机模型不能解释所有的问题。如果研究太阳表面的化学组成，便会发现有一种元素的含量比地球上通常的含量少很多。这就是元素锂。锂属于轻元素，它的原子核是由3个质子和4个中子组成。它在太阳中是非常稀少的。在每1千克的太阳物质中，如果和地球上的物质相比，或者是和来自宇宙并撞落到地球上的流星物质相比，锂的含量大约只有它们的百分之一，是否这种元素也会在对流层底部的高温下被破坏掉呢？的确如图5…3所示，锂可以吸收一个氢原子并转变为两个氦原子。但太阳表面的锂原子向内仅可以混合到温度为100万度的层次，这时的锂还不可能被破坏，必须达到更深的层次，当温度达到300万度时才能使锂受到破坏。从原始太阳到今天的太阳之间的所有计算机模型都指出，对流层达不到那么深，因此我们的计算不能解释是否从一开始太阳中的锂就很少。人们相信，太阳、行星以及流星都是由相同的物质组成的。也就是说它们原始的化学组成是相同的。关于这点，今后在讨论恒星起源的时候，我们还要说明它。那么太阳的锂究竟位于什么地方？我们如何才能从这个困境中解脱出来？■要解决这个困难需要追溯到原始太阳以前的演化阶段，即在恒星形成以后和氢尚未开始燃烧之前的这段时间。那时太阳的对流层可以延伸到内部很深、温度超过300万度的区域。这期间太阳外层内的大部分锂被混合到内部而被破坏。在第12章内我们将谈到这点。为此我们需要知道在原始太阳以前的情况。现在我们只研究太阳是怎样变老的过程，而把它的幼年时代放在以后来谈。直到50年代人们才清楚和太阳类似的恒星在氢燃烧完以后的命运（如图5－1所示）。当时大型电子计算机第一次被应用于恒星的演化计算。在讲述其结果之前，我想先报道一些历史的、部分也与个人有关的事情。1955年，进军红巨星在这一年里发表了一篇由两位伟大的天体物理学家撰写的文章。这篇文章的篇幅很大，因而没有在通常的美国《天体物理学报》上刊登，而是在与它平行的增刊中刊登出来。其一位作者是弗雷德·霍伊尔（FredHoyle），另一位作者是马丁·史瓦西（MartinSchwarzschild）。当时霍伊尔已经是爱丁顿剑桥大学的教授，并发表了很多重要文章，其中包括关于恒星化学元素起源的论述。同时他还有时间写一些科学幻想小说。他写的《黑云》就被译成很多种文字，甚至有一次在德国广播电台作为广播剧演播。另一位作者马丁·史瓦西，当他的父亲（天文学家卡尔·史瓦西，我们以后还要讲到他）去世时年仅4岁。正如他后来所说的，他从儿童时代
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起就对天文感兴趣，但在一段相当长的时期中想成为商人的愿望妨碍了他从事天文事业的决心。后来使他真正成为天文学家的原因，是他缺乏撇开父业，自选另一种职业的独创性才能。1935年他在哥廷根获得博士学位。人们说，史瓦西和罗特席尔德（Rothschild）都是来自法兰克福犹太人聚居的同一条胡同。不过当时对于年轻的天文学家来说，与其生命相关的问题是要尽快地离开第三帝国的德国。他那留在德国的兄弟后来自杀了。马丁·史瓦西从挪威来到美国，并在战后成为普林斯顿大学的教授。战后史瓦西的普林斯顿学派构造了主序星模型，并试图研究在恒星中心的氢耗尽以后的性质。1955年他们的工作取得了很大的突破，第一次推算出一颗恒星是怎样从主序演化到红巨星的。当时计算机已在很大范围内被应用到天体物理中，霍伊尔和史瓦西利用计算机模拟恒星的演化。时隔不久，我也有幸效法了他们的工作。1957年秋天，斯特凡·特梅斯瓦里（StefanTemesvary），1915－1984）和我在哥廷根的伯廷根街接连很多夜晚坐在G2。的旁边。G2。就是由海因茨·比林（HeinzBilling）和他的同事在马克斯…普朗克物理研究所特制的计算机。在那个时候计算机还不能成套地买到，只能在研究所内自己制造。今天带程序的台式计算器的功能常常和当时由电子管做成的，能够装满一间房子，并使房子加热的计算机的功能相同。当时天体物理研究所的所长路德维希·比尔曼（LudwigBiermann）让我们利用这台计算机，并按照我们自己改善了的计算方法重新做霍伊尔和史瓦西的工作。如果将我们当时采用的方法和今天的相比，就会知道现在的进步有多么大。当时为了计算恒星模型，需要任意地选取一组光度和表面温度的实验值，再一步一步地向内进行积分，一直积分到中心附近，但发现这个模型一点意义也没有。用数学的语言来说，就是在中心附近不能满足内部边界条件。于是整个计算又得从头开始，即利用改进的光度和表面温度值重复计算，争取能够较好地满足内部边界条件。要想得到一个合理的模型，需要进行许多次由恒星表面向内的“积分”。当时进行这样一次计算，犹如到恒星去旅行，它需要5个小时，并且还要求计算机在这5个小时内不出毛病，否则又得重新开始。而今天在同一研究所（在此期间这个研究所已迁到了慕尼黑）里的计算机计算一个完整的恒星模型只需要几秒钟。之所以能够这样快，不仅是计算机的功劳，同时也应归功于贝克里（Berkeley）的一个人以及他的同事们。关于这些我将在下章里报道。现在我们要讨论类似于太阳的恒星在氢燃烧完毕以后的性质，即讨论我们太阳的命运。正如以后将会看到的，它将直接关系到我们在这个行星上的未来。太阳的未来
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今后会怎么样？如果在太阳的中心氢不断地被消耗，氦不断地产生，将会产生些什么？模型计算告诉我们，首先，也就是在以后的50亿年，还不会发生很大的变化。正如人们可以由图5…1中看到的那样，太阳在赫罗图中慢慢地沿着它的演化程向上运动。这就是说光度只增大了一些，而表面温度却略微地减小了一点，即稍许变冷一点，此外没有更多的变化。从原始太阳开始经过100亿年后，光度将比今天太阳的光度大约增大一倍。如果那时还有人类存在的话，早就会遇到困难的气候条件了，并且条件还要更坏。首先太阳球体，就比今天大约增大了一倍。这期间在恒星内部已发生了本质的变化。在中心全部氢已经被耗尽。中心区域被一个氦球充满（比较图5…2（c），但那里给出的是一个年龄为120亿岁的模型）。在那里最初没有核燃烧发生，因为全部氢已经耗尽，而温度又远低于能使氦发生聚变的温度。只有在氦球的表面，即在氦与氢两种物质交界的地方，还存在氢的聚变反应。氢在那里被燃烧，同时产生的物质不断并入到质量增大的氦球内。如果说我们的太阳过去一直有一个氢燃烧的中心区域，那么它现在就有一个氢燃烧的壳层。这个壳层还在不断向含氢丰富的外部吞食物质。所以随着时间的增长，中心氦球的质量在不断增大。在赫罗图中恒星的演化程转向右上方，移动到红巨星区域，如图5…1所示。太阳球体不断地变大，同时稍许变冷。在130亿年后，太阳将变得比今天的太阳大约大100倍，光度增大2000倍，而它的表面温度则明显地变低，只有4000度，比今天的太阳低1800度。但这还不能拯救我们，地球上的海洋早在这之前就已经蒸发完了。铅也在阳光中熔化了。地球变成了一个大火炉，这里不会再有生命存在。一个能占据大半个天空的巨大的红色太阳球体将照射着早已没有生物存在的地球表面。最后也许有人很想知道，由计算机预算出来的这一切能否是真的？我们的观测正确地描述了今天的太阳的一些主要性质。能否根据这点就正确地预言它的未来很可怕呢？为此我们还得到一个直接的证据。如果看一下图2…9中所示的一个球状星团的赫罗图，便可以看到大约在3个太阳光度，即相当于1。3个太阳质量以上的主序部分都是空的。这就是说，这个星团中比较亮的主序星的中心部分的氢已经燃烧完了。等于和大于1。3个太阳质量的恒星都位于一个分支上，这个分支是由主序向右上方伸入到红巨星区域的。这些恒星的演化和我们对太阳的计算完全相同，它们只是在质量上和太阳略有不同。■因此我们在图5…4中，将这个球状星团的赫罗图中的一颗类似太阳的恒星的演化轨迹用黑线画出来。显然，在球状星团中，恒星的演化和我们所期待的太阳的未来相同。图中一颗正好处于向右上方陡峭上升的恒星，
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和80亿年后的太阳的情况相同。这些恒星是太阳的先行者，现在它们就能告诉我们，将来的太阳会是怎样的。假若在这类星中还有行星围绕着某些恒星转动，并且在这些恒星上面还曾有过生命，那么到那时所有的生命都早已消失。他们的踪迹早就被恒星辐射出的热流所烧毁。可惜我们的观测证实了对太阳的预言是正确的。太阳的中微子我们用计算机得到的太阳模型的性质和观测到的现象相一致，球状星团的赫罗图也表明，对太阳未来的预测也是正确的，虽然这个预测对人类来讲并不很乐观。对于天体物理学家来说，好像一切都是正常的。但有一件美中不足的事情不断被核物理学家所谈论，他们甚至认为对恒星演化的看法可能不完全正确，计算机模型也许是错误的。产生这种怀疑的态度是由于一种不显眼的基本粒子。这种基本粒子是在氢聚变为氦时附带产生的。它对于太阳并无实际意义。这个怀疑是由在美国南达科他一个被遗弃的金矿里所进行的一项实验所引起。这种粒子就是中微子。它是呈电中性的，实际上也没有质量，它以光速运动。在描述质子…质子…链时我们已经看到，每当两个氢核发生聚变时，就会释放出一个正电子和一个中微子（见图3…3的上部分）。正电子很快和一个负电子结合并产生一个光量子，而中微子不和任何其他粒子反应，因而它不被任何物质偏转，它从产生地以光速沿着直线飞出去。周围的太阳物质对于中微子毫无影响。对于一旦形成的粒子来说，可把太阳物质看作不存在。为了躲避一个朝我们飞来的中微子，我们需要躲在一堵墙的后面，这堵墙的厚度若是以公里为单位，那么需要用一个15位的数字来表示。幸运的是，我们不需要对中微子进行防护，因为当它们穿过我们时，不会损伤身体的任何一个原子。■因此在太阳中心产生的中微子是以直线朝空间飞出去的，并且也能和地球相碰。无论是白天或是黑夜，它们都可以毫无阻挡地穿过地球。白天是从上面飞来，而夜晚则是从下面飞来。假若存在中微子望远镜可以观测中微子的话，那么就可以看到在日面的中心有一个小的亮斑。这个亮斑是在恒星的中心区域，即有质子…质子…反应发生的地方产生的。用这架望远镜当然也能在晚上看到这个亮斑，只需在太阳下山以后，把望远镜指向地平面以下太阳所在的方向，因为地球对于这架望远镜来说是透明的。但是中微子望远镜是不存在的。因为要造一架这样的望远镜，必须能够用透镜或反射镜将中微子进行偏转，正像在照相机或电子显微镜中可以将光线或电子进行偏转一样，然而中微子却永远是直线飞行的。■
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不过有几种特殊的原子，它们能对从它们近旁飞过的中微子稍微产生37一点阻挡作用。最著名的要算氯的同位素Cl。如果还能有什么原子可以让中微子停住的话，那么首先会是氯原子。这种情况几乎是不可能发生的，但如果偶然地发生了，氯原子能够将碰撞它的中微子吸收，并从原子核中放出一个电子，余下的就成为一个氩原子（见图5…5）。由此产生的氩原子并不是通常的惰性气体的氩原子，而是它的同位素。大约要经过35天它才会恢复原状。有名的雷蒙德·戴维斯（RaymondDavis）的太阳中微子实验，就是建立在它的基础上。这个实验之所以著名，就是因为它使天体物理学家不知所措。但在讲述这个实验之前，我想先指出另一个困难。氯原子只能和高能量的中微子反应，而质子…质子…反应中产生的中微子的能量比较低，不能和氯原子反应。因�