王为民（四川省南充市龙门中学 邮编637103 ）

哥白尼（ Nicolaus Copernicus， 1473-1543）是波兰天文学家、日心说创立者，近代天文学的奠基人。
　　哥白尼经过长期的天文观测和研究，创立了日心说，否定了在西方统治长达一千多年的地心说，从根本上动摇了欧洲中世纪宗教神学的理论支柱。恩格斯在《自然辩证法》中说“从此自然科学便开始从神学中解放出来”，“科学的发展从此便大踏步前进”。
　　哥白尼1543 年出版了阐述日心说观点的《天体运行论》，由于受到时代的局限，在日心说中保留了“完美的”圆形轨道等论点。后来，开普勒建立行星运动三定律，牛顿在此基础上发现万有引力定律。

太阳是一颗巨大炽热的气体球。太阳的直径是 140万公里，是地球直径的 100多倍；质量是 1.989× 10³⁰千克，是地球质量的 33万多倍；体积是是地球的130万倍；表面重力是地球的 34倍。有效温度是5770K；光度是3.826× 10³³尔格/秒；极区附近的普遍磁场是 1_~2 高斯；太阳与地球的平均距离为1.5 亿公里，太阳光以30万公里 /秒的速度要经过分钟才能到达地球；太阳中心温度是 1.5 ×10 ⁷ K，中心密度是 160克/立方厘米，中心压强为3.4 ×10¹⁷达因/平方厘米；光谱 型为G2V，目视星等是 -26.74，绝对星等为 4.83。 地球是固态的，而太阳是气态的，是一种较差自转，根据太阳黑子的运动可以知道，太阳赤道区域的自转周期为 27天，高纬度区域自转速度较慢，自转周期为 31.3天。

一、太阳的结构

太阳的结构主要是一些同心的球壳结构。见图 1。

图1 太阳的结构模型

1、 太阳核心

从太阳中心到0.25 太阳半径的核心球是太阳核，在这里进行着氢核聚变反应。损失质量产生太阳辐射能。在这里 温度为1.5×10 ⁷ K ， 气体密度为 160克/ 立方厘米，压强为3.4 ×10¹⁷达因/平方厘米。

2 、辐射区

从 0.25到 0.86太阳半径处，占据太阳体积的绝大部分。气体温度在 8× 106K降到 5× 10⁵K ，气体密度从 20克 /立方厘米 降到 10^-2达因/平方厘米。辐射区产生的辐射压力与太阳外层结构自身重力相平衡。

3 、对流区

从 0.86太阳半径处到接近太阳表面，温度由 5× 10⁵K 降到 6600K ，密度降 到4 ×10 ^-7 克/ 立方厘米。巨大的温差造成对流。在对流过程中产生米粒组织和超米粒组织。在对流区还有波动与震荡。在米粒组织之间有向外喷射的针状气体，叫做针状体。见图 2

图2

4 、光球层

在太阳表面之下 500公里 左右，温度降 到4300K ，密度降 到8 ×10 ^-8 克/ 立方厘米。太阳发出的光主要来自光球层，这是我们目视看到的太阳的象。在这一层有无数的米粒组织，并以 11年为周期形成太阳黑子。黑子有一个较暗的中心区，即本影。周围环绕稍亮的边缘，即半影。单个黑子有 800至80 ， 000公里 宽。黑子的消失和形成要经历几天到几周的时间。

黑子只是在太阳纬度 ±45º范围内出现。每个11年的黑子周期开始，黑子在太阳纬度大约± 40º的地方出现，然后逐渐向太阳赤道移动，数目逐渐增多，最多是在太阳纬度十几度的地方，最后在± 5º处消失。一个周期的黑子还没有完全消失，下一个周期的黑子又在中纬度的地方出现了。

每过 11年太阳南北两个半球形成的主黑子，即前导黑子与后随黑子的磁极排列顺序要周期性地发生颠倒现象，所以，按照主黑子磁极的变化周期，实际是 22年一个周期。与此同时太阳的普遍磁场也发生反转现象。见图 3。

图3

5 、色球层

在光球层外径向距离 2500公里 左右，温度增加达到几万度，密度降 为10 ×10 ^-14 克/ 立方厘米。平时，由于地球大气中的分子以及尘埃粒子散射了强烈的太阳辐射形成蓝天，色球和日冕完全淹没在蓝天之中。 在发生日食的时候，我们看到的太阳边沿的一圈玫瑰色的辉光，就是色球层。 它是人们在早期的日全食观测者发现的，它是1869年由洛基尔和弗兰克兰命名的。红色是由于色球光谱中波长为 6562. 8埃的氢线Ha在亮度上占绝对优势的缘故。

色球上最突出的特点 是有无数的针状体 。它们出现在日轮的边缘，像一些小火舌，偶尔腾出一束束的火柱。针状物从产生到 消失只有10分钟左右的时间。

在色球层有耀斑出现，且常出现在黑子群上空的光球层中。在黑子活动的高峰期，每年可产生 2000到4000 个耀斑，比黑子频繁20 倍，但持续时间却相对短暂得多。在色球层这个区域包含有玫瑰色的穗状氢气云，称为日耳。

6 、日冕

在日食观测中看到的淡银色光辉就是日冕。日冕可以分为内冕和外冕。内冕从太阳表面延伸到 0.3 个太阳半径处。而外冕从0 .3个太阳半径处一直向外延伸。温度从 1.2× 10⁶K 增加到2个太阳半径处的1.8× 10⁶K ，然后下降。密度从10 ^-16 克/ 立方厘米下降到10 ^-18 克/ 立方厘米，然后进一步下降。由于日冕的温度先增加和降低，意想不到的是发光的太阳表面（光球）结果是太阳上的最冷层。

日冕延伸到太阳系中，包围着行星，形成太阳风，太阳风主要是质子和电子等，太阳风被地球磁场俘获，可在地球南北两极形成极光。

二、太阳上的核聚变

在太阳上氢占 71%，氦占27%，其它元素占2%。氢是太阳上 核聚变的主要燃料。氢 的同位素是和 。叫做氘，用 D²表示；叫做氚，用 T³表示。

1 、原子核的结合能

实验发现，原子核的质量总是小于组成它的核子（质子和中子）的质量的总和。比如氘核的质量就小于组成它的一个质子和一个中子的质量之和。

氢原子的质量 m_H=1.007825原子单位

中子的质量 mn=1.008665原子单位

氘 原子的质量 m_D =2.014102原子单位

氢原子和 氘原子核外只有一个核外电子，它们的质量差等于原子核的质量差。根据爱因斯坦的质能方程：

ΔE=Δ mc²

其中 Δm表示核子结合成原子核后亏损的质量，Δ E表示核子结合成原子核后释放出来的能量，c是光速。

质子和中子结合为氘原子所释放的能量为

ΔE= Δmc² =(m_H + mn - m_D) c ²

=0.002388原子单位×(3× 10⁸米 /秒)²

=3.965428 ×10^-30 千克×(3× 10⁸米 /秒)²

=3.57×10^-13 焦

=2.23×10⁶ 电子伏特

一个质子和一个中子结合成氘 核时有2.23兆电子伏特的能量释放，这个释放出来的能量，叫做结合能。相反，用一个光子打碎一个 氘核，使它变成 一个质子和一个中子时，那么，光子的能量至少为2.23兆电子伏特。见图 4

图4

氘 核的结合能最小，为2.23兆电子伏特，铋核结合能最大，为 1640兆电子伏特，其它原子核的结合能在两者之间。

原子核的结合能Δ E 除以原子核中的总核子数A，得到平均结合能 。即

平均结合能 越大， 原子核越不容易被拆散开，原子核越稳定。由平均结合能曲线可以看出，轻核和重核的平均结合能都比较小，而中等质量的原子核平均结合能比较大。所以，中等质量的原子的原子核比轻核和重核更稳定。如果把轻核结合成中等质量的原子核，同时伴有能量的释放，这叫轻核聚变。如果把重核分裂成中等质量的原子核也有能量释放，这叫重核裂变。

2 、热核聚变

核聚变需要原子核有极大的动能，以克服原子核的静电斥力，从而使原子核发生激烈的碰撞而引起核聚变。

一种方法是在加速器中，把原子核加速，使之获得足够的动能，以克服原子核的静电斥力，使之发生碰撞引起核聚变。

另一种情况是在足够高的温度下，使原子核获得足够的动能，克服原子核的静电斥力。使之发生碰撞引起核聚变，这种方法叫做热核聚变，比如氢弹就是这种类型。

太阳的主要成分是氢，中心温度高达 10⁷K，所以，有条件发生 热核聚变。一般说来，原子核内电荷数越多，静电斥力就越大，需要的温度就越高，才能核聚变。

比如 要使氦核发生核聚变，就比让氢核发生热核聚变困难一些。同样，碳核、氮核、氧核等原子核电荷数更多，要克服原子核的静电斥力而发生相互碰撞产生核聚变，就必须还要更高的温度，才能使原子核有足够高的动能来克服原子核的强大的静电斥力，相互碰撞而产生核聚变。所以，氢核、氦核、碳核、氮核、氧核等原子核核聚变点火温度随着原子核电荷数的不断增加而升高。

（ 1）氘—氘循环

一般认为原始星云含氘，在整个裸核碰撞过程中受到的静电斥力较小，被认为是在太阳演化初期，星云收缩阶段首先被点火的热核反应。但是，原始星云中的氘数量有限，会很快被消耗完，这个过程就停止了。

（ 2）质子—质子循环

太阳上存在大量的氢 ，这时的聚变过程主要是反应。

表 2中中微子能量很小，碰撞截面也非常小，产生后没有阻碍地逃逸出太阳，其能量没有计入总能量中。质子—质子循环比氘—氘循环核聚变过程中受到的裸核静电斥力大一些，所以点火温度要比氘—氘循环核聚变点火温度高一些。

（3 ）碳氮氧循环（碳循环）

氢聚变成氦的反应，还有一个以碳、氮、氧作为中间产物的循环，叫做碳氮氧循环或碳循环。

当太阳上的氢被燃烧完以后，太阳就收缩，使温度上升，因为氦聚变需要更高的温度。温度上升以后，太阳点燃氦聚变过程。

三、太阳是 G2V 星

每一种化学元素都有自己的特征光谱。在不同温度下不同元素发出或吸收各自特有的谱线。恒星按照光谱分类有 七种类型

在每一个类型中按照温度由高到低的顺序又分成 10个等级，并以下标表示。如G型星（又叫太阳型星）分 G0,G1,G2···,G 9 十个等级。

恒星按照光度分成五种类型，即特别亮的超巨星 (Ⅰ a)、次亮的超巨星 (Ⅰ b)、亮巨星 (Ⅱ )、一般巨星 (Ⅲ )和主序星(Ⅳ、Ⅴ)。

太阳按照光谱和光度分类属于 G2V 星，即它是G2光谱型的主序星。

恒星的亮度一般用星等表示，人们把目视最亮的 20颗星定为1 等，将目视最暗的星定为6 等。1 等星比6 等星大约亮100 倍。太阳是负26.7 等星。如果把太阳放到离我们地球32.61633光年的位置，太阳只是一颗黄色的暗星，这就是绝对星等，记为 M，太阳的绝对星等为 4.83。

四、赫—罗图

以恒星的光谱型或表面温度为横坐标，以恒星的亮度或绝对星等为纵坐标，把太阳附近的恒星（本星群的恒星）点在这个坐标图上，就得到本星群的恒星分布，这个图就叫本星群的赫—罗图。见图 5。

图5

在对角线上分布着从高温高亮到低温低亮的主序星；右上角是超红巨星和红巨星；左下角是白矮星。这个图是丹麦天文学家赫茨普龙和美国天文学家罗素在 20世纪初发现的，因此，叫做赫—罗图。太阳大约位于主序星向下 2/3的地方。

主序星含有全部恒星的 90%，它有各种光谱型，具有多样性的特点。所有主序星的共同特征是：不管是亮，还是暗，都是把星体中心的氢聚变成氦这一方式产生能量。

主序星的光度和颜色决定于它的质量，质量最大的主序星为太阳质量的 100倍，质量最小的主序星只有太阳质量的 8%。一般地说，主序星质量越大，它的中心燃烧掉它的燃料就越快，寿命就越短。主序星的一般特点是：它们质量越大，它们就越亮，越热，颜色越蓝，寿命越短，数量越少。在主序星里，质量大，寿命短、数量少的蓝巨星分布在赫—罗图的左上角，质量小，寿命长，数量多（占银河系恒星数的 70%）的红矮星在分布在赫—罗图右下角。

红巨星和超巨星占银河系恒星数的 1%不到。它们比太阳亮得多，但质量不一定比太阳大。红巨星毕宿五是一颗橙色 K型巨星，直径是太阳是 40倍，如果用它代替太阳，其半径达到太阳距离水星半径的中点。而红色 M型超巨星参宿四，直径为太阳的 1000倍，如果用它代替太阳，其半径达到火星，甚至还要吞没木星。

红巨星和超巨星是由主序星演化而来的。红巨星和超巨星的中心是氦，氢只在中心周围的壳层中进行核聚变，体积膨胀变大，亮度增大。在红巨星和超巨星阶段依次燃烧氦、碳、氧等，星体中心温度越来越高，直到抛掉氢和氦等组成的大气，形成行星状星云，行星状星云形成以后逐渐向宇宙空间散去。而中心形成一个温度极高的裸露的碳氧核。恒星此时已经死亡。最后，形成一颗热而蓝的和地球差不多大小的白矮星。白矮星因为热辐射，温度越来越低，核逐渐冷却形成一颗黑矮星。

白矮星占银河系全部恒星数的 10%。白矮星的质量小于 8倍太阳质量。第一颗白矮星是 1910年发现的波江座 o² B星。 1915年，天文学家发现了第二颗白矮星天狼 B，它距离地球 8.6光年，是一颗距离地球最近的白矮星。一般地说，白矮星和地球差不多大小，却拥有 60%的太阳质量。一汤勺白矮星物质就有超过 1吨。白矮星有各种颜色，形成平行于主序星的序列。蓝、亮、热的白矮星形成时间短，如天狼 B，而黄或橙、暗、冷的 白矮星形成时间较早，大约在白矮星阶段已经存在几十亿年了。

超新星质量大于 8倍太阳质量。在演化过程中，停留在主序星阶段时，一般是热而蓝的 O型星或 B型星。主序星是以燃烧氢为特点的。如果氢燃烧完了就会燃烧恒星中心区以外壳层中的氢，于是体积膨胀，变成类似参宿四和心宿二这样的红超巨星。然后燃烧氦，氦燃烧后，红超巨星升温，体积变小，变成类似参宿七这样的蓝超巨星或天津四这样的白超巨星。然后依次燃烧碳、氖、氧、硅，硅燃烧后变成铁，铁已根本不能燃烧了。重元素核聚变提供的热量都很小，持续时间都很短。恒星把最后的能量用光以后，就发生一次大爆炸，成为比太阳亮 10亿倍的超新星，爆炸中心形成中子星或黑洞。

五、太阳的演化

根据现在的恒星演化理论认为，恒星的演化规律是：主序星 →红色巨星或超巨星 →白矮星、中子星或黑洞。

图 6中的箭头表示的是与太阳质量的大小基本相同的一颗恒星的演化时间进程。

图6

图中 6中一连串的箭头指的是从星云收缩阶段开始，太阳温度逐渐升高，当氢星云核聚变点火时，太阳就由星云变成了一颗恒星。核聚变点火以后，太阳的温度和光度都有所增加，定位于主序星位置上。当太阳内部的氢枯竭时，中心核反应停止，太阳收缩，这个时候，只有太阳周围区域的一个壳层仍然在继续进行氢核聚变，壳内氦气收缩，温度升高，壳外气体膨胀，温度下降。太阳虽然继续维持较高的光度，但是表面有效温度却下降了，这时变成了一颗红巨星。当中心温度达到 1亿度左右，太阳内部的氦被点燃，氦核聚变点火，太阳变成一颗红巨星。当氦燃料被消耗完，氦核聚变又停止，接着燃烧碳、氧等。最后，发生一次大爆炸，太阳塌缩成一颗白矮星。这时太阳和地球大小差不多。再过 10亿年，太阳上的热量耗尽，亮度和温度继续下降，最后变成一颗黑矮星。见图 7。

图 7 太阳的演化

六、太阳在银河系中的位置和运动

银河系是地球和太阳所在的恒星系统。在夏夜的星空，我们可以看到，它在天球上的投影呈乳白色的亮带，人们把它叫做银河，所以，我们所在的星系就叫做银河系。银河系的中心在人马座方向。

银河系是一个扁平盘状的螺旋星系。银河系的直径大约为 100000光年．太阳的位置是在距银心三分之二半径的地方（银河系半径为50000光年）。太阳距银道面约 26光年。太阳附近的银盘厚度只要中心银盘厚度的一半。

图8

　　在银河系的银盘上分布着呈旋涡结构的恒星、星团和星云。有一大质量的核球居于银盘中心，银盘被笼罩在直径约 30 千秒差距的银晕中。银河系中 90% 的成分是恒星，气体和尘埃组成的星际物质约占 10% 。银河系整体作较差自转。太阳位于猎户臂，以每秒 250 公里 的速度绕着银心转动，转一周需 2.5亿年。从银河系诞生到现在，太阳绕银心转了大约50圈了。银河系在本星系群中为除仙女星系外的最大星系，拥有约一千亿颗恒星。视绝对星等为 MV= -20.5。

射电天文学诞生后，利用中性氢 21 厘米 谱线勾画出银河系旋涡结构，并发现太阳附近有三条旋臂，它们是英仙臂、猎户臂和人马臂（见图 9）。用射电天文方法，人们发现在银河系中存在 OH 、CH、CN等多种星际分子。

图9

根据我们坐车的经验知道：当我们在笔直的林荫大道上奔驰时，如果两眼凝视前方某一点，我们发现，前方的树木好象从远处的一点散开；再回头看后方，树木又向一点会聚。天文学家发现，太阳正率领太阳系内的行星等成员以 20 公里/秒的速度向离织女星不远的武仙座内的一点飞奔。见图10。虽然太阳附近的恒星象一群蜜蜂在杂乱无章地运动，朝各个方向运动的都有，但是，如果对大量恒星的运动速度求平均，恒星自身的速度相互抵消了，太阳的运动速度就被分离出来，从而得到太阳的运动速度。