太阳是离我们最近的一颗恒星。太阳作为主序星已经存在了约50亿年。图7．7是现在的太阳结构示意图。其中1R⊙以内的部分属于内部结构，是用上述原理和方法所导出的太阳模型。由图可见，太阳内部大致可分为3个区域，即核反应区、辐射区和对流区。核反应区从中心到0.25R⊙，约占太阳体积的1/64，而质量则占太阳总质量的一半以上，是太阳能量的产生区。核反应区中心的温度高达1500万度，边缘的温度也有800万度。在该区域内主要进行的是质子-质子链式反应。参与反应的每1g氢中就0.007g变为能量。为了维持太阳的稳定辐射，核反应区内的质量损耗大约是50万t/s。辐射区大约从0.25R⊙至0.86R⊙，内部核反应产生的能量在该区内是以辐射转移的方式向外传输的，由氢核聚变反应产生的高能γ射线光子，在辐射转移过程中其能量经介质的多次吸收和发射会逐渐减小，并相继变成X射线、远紫外线（EUV）、紫外线（UV）乃至可见光等波段的低能光子。大约从0.86R⊙至光球底部为对流区，在该区内能量主要是以对流的方式向外传输的，即随着冷而暗的气体物质的向内沉降，热而亮的气团会向外升起，并把能量传送到光球表面。

恒星内部结构模型是否合理可靠，则要看它所导出的外部参量（表面温度、光度等）是否与观测结果相符合。在离太阳最近的恒星赫罗图中，已给出有关太阳光度和表面温度的精确观测值；现在通过内部结构模型所导出的理论值如果同相应的观测值相符合，则表明该模型是经过重要观测检验的，至少基本上是合理可靠的。例如，图7．7给出的太阳对流层顶部（相当于光球底部）的温度为6600K，考虑到光球顶部的温度将降到4300K，则通过光球光谱观测取得约为5800K（见图4．3）的太阳有效温度与模型预期结果是基本一致的。显然，这种能经得起观测检验的模型，其物理状态和化学组成的许多参量需要进行反复调整以后才能确定下来。而最终确定下来的这些参量则应当说是真实可信的，它们能帮助我们理解许多深层奥秘：在核反应区，每1000g的太阳物质中有380g氢（X=0.38），590g氦（Y=0.59）和30g重元素（Z=0.03），这种氦超过氢的丰度值正是在太阳内部氢已经燃烧了几十亿后的必然结果；核反应区产生的γ射线光子经辐射转移区不断地损耗能量才得以在光球层变成可见光波段的光子并可供光学望远镜观测；而从光球层观测到的太阳表面的米粒组织则正是对流层内冷热气团升降作用的外部表现。

更重要的是，在现在太阳内部结构模型取得“重点突破”成果的基础上，便可以“举一反三”地探明恒星在主星序阶段的演化情况了。因为计算原理和方法业已得到检验，只要改变有关的参量去做类似的运算就能获取相应的结果。首先，可以令太阳物质的化学组成等于太阳由早期阶段的原太阳开始变成主星序阶段的真太阳（原始太阳）时的化学组成，即在1000g的太阳物质中有700g氢（X=0.70），270g氦（Y=0.27 ）和30g重元素（Z=0.03）；尽管太阳物质的密度由中心向外逐渐减小，但其化学成分比值（X、Y和Z）应当保持不变。在这类参数情况下所建立的太阳模型称原始太阳模型，即太阳刚刚变成主序星时的内部结构模型。结果表明，同经过观测检验的现在太阳模型相比，原始太阳的直径稍小一些，只有现在太阳直径的92％；而原始太阳的表面温度为5620K，只比现在太阳的有效温度约低180K。原始太阳与现在太阳之间的这种差别正是恒星在主星序阶段的演化表现。为了证明这种演化，还是应用相同的计算原理和方法，以100万年为间隔，根据核反应区氢燃烧的情况，逐渐减少该区内氢的含量而增大氦的含量（即调整X和Y的值），建立一个又一个的太阳模型，直至得到与现在太阳模型完全相同的模型时为止。结果表明，从原始太阳演化到现在的太阳的一系列模型共需要45亿年，即太阳作为主序星已经存在了45亿年。在如此长的时期内，太阳核反应区内的氦含量，仅由Y=0.27增大为Y=0.59（即由每1kg物质含270g增大为含590g），这正是经过长时期氢核聚变后的合理结果。

在原始太阳模型已经较好地确定下来以后，我们还可以建立一系列质量不同的原始恒星模型。这里的原始恒星是指刚开始发生氢核聚变反应时刻的恒星。让各个恒星的化学组成（即X、Y、Z值）仍然与原始太阳的化学组成相同，并且采用同样的计算原理和方法，便可很快地从计算机上显示出不同质量的恒星模型数据。结果表明，所有恒星都是由氢的核聚变反应来提供能量的。所不同的是，质量小于或等于太阳质量的恒星进行的是质子-质子链式反应，而在更大质量的恒星内部则进行的是碳氮循环反应。

把各个原始恒星模型算出的光度和表面温度以赫罗图的形式标示出来，便得到图7．8。由图可见，不同质量的恒星位置不是随机分布的，而是沿左上往右下的斜线走向分布的。这种位置分布相当于赫罗图中的主星序，但是由理论计算得到的，故可称为原始主星序。原始主星序与通过观测得到的主星序之间的微小差别可以用恒星在主星序阶段的演化理论加以解释，正是在恒星内部发生的氢核聚变反应提供了强大的能源，才得以长期维持它在主星序阶段的大体稳定的辐射。从图7．8中我们还可看到，随着恒星质量的增大，它的光度也急剧增大。这种理论计算结果，也是与观测到的恒星的质光关系相符合的。由此也不难理解，质量愈大的恒星在主星序阶段停留的时间愈短，是因为它的光度大，所储存的核燃料消耗过快。太阳可在主星序阶段停留上百亿年，而具有几十个太阳质量的恒星只能在主星序阶段停留约百万年。

太阳中微子问题

在太阳内部发生的氢核聚变反应，除了产生γ光子外，还产生中微子υ。其中γ光子在向外传输的过程中，经太阳内部物质的无数次吸收和再发射，能量会逐渐减小（即波长变长），以致只能从光球层上观测到可见光波段的较“软”的光子。尽管不可能直接观测到太阳内部的γ光子，但由太阳模型导出的γ光子在光球上的间接表现（太阳光度和表面温度）已被大量的可见光波段的观测所证实，并能较好地解释恒星在主星序阶段的演化趋势。然而，由相同太阳模型导出的中微子υ，是否也能被观测所证实呢？这就是著名的太阳中微子问题，它包括怎样观测太阳中微子、观测值与理论值的差别以及对这种差别的解释等一系列问题。
　　本文标题：恒星在主星序阶段的演化(3)
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