按键盘上方向键 ← 或 → 可快速上下翻页，按键盘上的 Enter 键可回到本书目录页，按键盘上方向键 ↑ 可回到本页顶部！
————未阅读完？加入书签已便下次继续阅读！
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。
48
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。
49
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
50
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。天体物理研究所（这期间它已由原来物理研究所中的天体物理部分变成了天体物理研究所）的计算条件一开始就很好，真是一切道路畅通。我们想模拟计算较大质量恒星从主序到红巨星区域的演化。对于这类恒星，只要当它们离开主序时，通常的方法就会失效。1963年3月，我们所选择的一颗质量为7个太阳质量的恒星，不仅离开了主序而且远远地深入到红超巨星区域，开始了氦聚变为碳的反应。我们给伯克利的亨耶发去了一个电报：“亨耶方法已在慕尼黑工作，感谢你！”在这些星期里，一颗7个太阳质量的恒星的演化史诞生了。
51
一颗7个太阳质量的恒星的演化史为什么正好选7个太阳质量？我们选择这颗星来进行计算的原因是希望它在演化的后期有一定把握经过所谓造父变星演化阶段，并具有这类变星的全部性质。而在这以前没有人能看到一颗普通的主序星怎样在演化过程中变成造父变星的。现在有了强有力的亨耶方法，就有希望达到这个目的。果然，这颗恒星在演化过程中甚至多次地经过了造父变星阶段。关于这点我还要再提到，但现在我想先按顺序地介绍一下7个太阳质量的恒星的演化过程。■先从主序阶段开始。这时恒星内部的化学组成是均匀的，并且是由含氢丰富的物质组成的。恒星具有主序星的所有性质。图6…1、图6…2给出了这颗星在主序以后的变化。图6…1中的各图表示恒星在不同演化阶段的内部结构，是从图6…1（a）所示的化学组成均匀的初始模型开始。图6…2给出这颗星在赫罗图中的演化程，图中同时还给出其他质量不同的恒星的演化程。演化程是由主序开始，而且也正如我们所希望的那样，进入到红超巨星区域。以前有人曾经说过，恒星的氢储量可以维持供能很长时间。由图2…11就可粗略地看出，7个太阳质量的恒星根据它的氢储量可以生活几千万年，并且要在相当长的时间内，氦才会在对流核内逐渐增多。这期间恒星的总结构仅有微小的变化：它的半径略微地增大了一点，表面温度先是下降然后又上升，光度增大了一点点。恒星在赫罗图中先慢慢地往右移动（图6…2），然后又转为向左移动，但它在整个这段时间里一直停留在主序带内。由氢燃烧开始到中心核内的全部能源耗尽大约要经过2600万年。在这以后，恒星的内部将会发生大的变化。由于中心核内产生的能量已不够维持它的辐射，于是在一个壳层内发生了氢燃烧，这个壳层就处于氢已燃烧完的核的外面。这和太阳演化史中所出现的壳层源一样（图6…1（b））。在壳层外部的物质仍是含氢丰富的原始物质，而在壳层源以内则仅仅是氦了。所以恒星现在有一个氦核，并在氦核的外表层内发生氢聚变为氦的反应。这以后的恒星演化进行得很快。壳层源内部的氦核向内收缩并变热，它外部的恒星外壳向外膨胀并不断变冷。表面温度大大降低，相反光度却维持不变。在赫罗图中恒星水平地向右移动。它变成了红超巨星（见图6…1（c）和图6…2）。这个转变仅用了50万年。在这个相对很短的时间里恒星由左到右穿过了整个赫罗图。在红超巨星区域出现了一个新的现象。外层在温度下降时变为不透明，因此在这里能量的传递要靠对流来进行。于是，恒星内出现一个很厚的外对流层，它从表面一直延伸到内部。恒星总质量的大约70％暂时都在
52
外对流层内。有物质上下运动的外对流层还没有深入到能够使中心区域新产生的氦和外部混合，氦仍然保留在中心附近。■同样红超巨星区的内部也进入到了一个新的演化阶段。当外部区域向外膨胀时，已燃烧完的氦核却强烈地向内收缩，并使中心的密度可以升高到每立方厘米6千克。被这样压缩的物质不断变热，最终可以使温度达到1亿度。正如我们已经知道的，这个温度可以使氦转变为碳。从恒星在主序有氢聚变开始，经过2650万年后它又开发出一个新的能源，即氦聚变为碳（见图3…4）。和以前的氢燃烧一样，现在氦燃烧也是集中在最内部的中心附近，并且在这里同样也出现了一个相对小的对流核。恒星的光度现在由两个能源来提供：在壳层内有氢转变为氦，在中心有氦转变为碳的核反应〔见图6…1（d）〕。这以后恒星的演化将变得相当复杂。最内部的核内碳在增多，而氦不断被消耗。从氦开始燃烧起经过600万年以后，中心的氦就全部烧尽了。和从前一样，现在又出现一个使氦变为碳的壳层源。恒星的化学组成现在已不那么简单了：外层仍然是原始的，即从恒星诞生时就有的以氢为主的混合物；在它的下面有一氦层，氦层内部还埋有一个碳球。核反应是在两个交界面上发生的，即在原始混合物与氦过渡的交界以及更内部在碳和氦的交界面上。所以恒星现在有两个壳层源〔图6…1（e）〕。在赫罗图中恒星多次地来回运动，但大部分时间是停留在红巨星区域。最外部的壳层源很快熄灭了，恒星只能依靠氦聚变来产能〔图6…1（f）〕。以后的过程变得更复杂、中心区域的温度迟早要达到使碳转变为其他元素，并且使核反应继续下去。这就是我们在1963年所得到的7个太阳质量的恒星的历史。以后又有很多科学家进行了类似的不同质量的恒星的演化计算。美国的皮埃尔·德马尔凯（PierreDemarque）和伊科·伊本（IckoIben）计算了很多演化程。现在厄巴纳市伊利诺伊大学当教授的伊本尤其注意研究恒星核反应的各个细节。他现今的工作是寻找恒星如何能够将内部形成的元素同位素带到表面的机制。因为在有些恒星大气里出现了一些元素，它们是不久前在很深的内部刚刚形成的。波兰的博丹·巴钦斯基（BohdanPaczy…nski）也是研究恒星演化的先驱者。他是在一个不利的条件下起步的，因为华沙的计算机功能比他的同行们的计算机的功能要差得多。然而他还是将一个复杂的按亨耶方法编制的程序在这个计算机上进行了运算。粗略地说，2个太阳质量到大约60个太阳质量之间的恒星，它们的演化和以上所说的7个太阳质量的恒星的演化很相似，而较小质量恒星的演化和太阳的演化相似。
53
演化程与星团的赫罗图今天，还不太清楚恒星以后会怎样演化。但我们已经可以用上面叙述的这段演化过程和观测进行比较，以检验计算机得到的关于恒星内部的演化过程是否与观测到的实际情况相符合。以前曾经说过，令人遗憾的是我们不能直接对恒星的性质，如它的光度和表面温度，在时间上连续地、一个接一个地观测，以证明它在赫罗图中是否真正沿理论演化程由主序移动到红巨星区域。所以只能用间接和观测进行比较的办法来检验这个理论。让我们看看图6…2所示的一个太阳质量和7个太阳质量的恒星的演化程。它们都是由主序移动到红巨星和红超巨星区域。假设它们都是同时开始氢聚变的，那么大质量星经过几百万年以后就已向右移动了，而小质量星仍要停留在主序上长达几十亿年之久。在星团里有各种质量不同的恒星，如果它们的年龄相同，那么大质量星要比小质量星处于更晚的演化阶段。为了能用图形来说明这点，阿尔弗雷德·魏格特和我在60年代想出了一个办法，即用图形表示出一个星团在不同时间的演化进程。我们人为地构造了一个星团，它由190颗质量不同的恒星组成，这些恒星的质量从23个太阳质量到0。5个太阳质量不等。假定它们随质量的分布和一个真实星团的分布大致相同，即让它有6颗星大于10个太阳质量，42颗星的质量在1个太阳质量到两个太阳质量之间。对于这个人造星团，人们可以计算它每颗星的演化程。从所有星都是主序星的时刻开始，画出这个人造星团的赫罗图。我们得到一个完全通常的主序（图6…3（a））。300万年以后最亮的星，当然也是质量最大的星，已经将中心的相当部分氢耗尽了，因此它离开了主序。从氢燃烧开始，经过3000万年后大质量恒星都明显地向右运动了（图6…3（b））。这个人造星团中有几个成员，即质量最大的几颗星，已经历了我们今天所知道的恒星演化全部阶段，因此它们所处的演化状态已是理论计算还没有达到的。在这里以及在以后的图中，我们将这些星取消。■年龄为3000万年的赫罗图表现出具有�