“太陽是一團(tuán)熾熱的等離子體，一座巨大的核熔爐，氫在太陽的核心被聚變成氦，釋放出巨大的能量。”

估計(jì)現(xiàn)在連小孩子都知道，太陽是一個(gè)由氫元素聚變成重元素的核熔爐，太陽發(fā)光發(fā)熱的方式已在我們心中根深蒂固！以至于現(xiàn)在很少會(huì)回想起來，僅在100年前，我們甚至還不知道太陽是由什么構(gòu)成的，更不用說是什么給它提供了如此巨大的能量！

早期開爾文對(duì)太陽發(fā)光發(fā)熱的研究

幾個(gè)世紀(jì)以來，根據(jù)萬有引力定律，我們知道了太陽的質(zhì)量大約是地球的30萬倍，通過測量地球接收到的能量，我們知道了太陽的功率約為4×10^26瓦，這大約是地球上最大發(fā)電廠釋放能量的10^16倍。

但我們不知道太陽的能量來自哪里。開爾文勛爵就是著手解決這個(gè)問題的人。

根據(jù)達(dá)爾文的研究，很明顯地球至少需要數(shù)億年的進(jìn)化才能產(chǎn)生我們今天看到的生物多樣性，而從同時(shí)期的地質(zhì)學(xué)家來看，地球顯然已經(jīng)存在了至少幾十億年。但是什么樣的能量來源能在如此長的一段時(shí)間內(nèi)保持如此高的能量輸出呢？開爾文勛爵（發(fā)現(xiàn)絕對(duì)零度存在的著名科學(xué)家）考慮了以下三種可能性：

• 太陽在燃燒某種燃料。
• 太陽在吞噬太陽系內(nèi)某種物質(zhì)。
• 太陽通過自身的引力來產(chǎn)生能量。

事實(shí)證明，每一種可能所釋放能量都不足以維持如此長時(shí)間的能量輸出。

• 太陽在燃燒某種燃料。

第一種可能性是太陽燃燒某種燃料，這在當(dāng)時(shí)聽起來很有道理。

大多數(shù)“可燃”燃料要么是氫，要么是碳?xì)浠衔铮词荰NT，所有這些都能與氧氣結(jié)合，釋放出巨大的能量。如果太陽完全是由這些燃料中的一種組成的，那么就會(huì)有足夠的材料讓太陽產(chǎn)生驚人的能量4×10^26瓦，并且能持續(xù)數(shù)萬年。但不幸的是，這段時(shí)間與人類的壽命相比，確實(shí)相當(dāng)長，但還不足以說明生命、地球或太陽系的漫長進(jìn)化史。因此，開爾文排除了這種可能性。

• 太陽正在吞噬太陽系內(nèi)的某種物質(zhì)。

第二種可能性更有趣一些。既然第一種可能性的燃料不夠燃燒，不可能通過現(xiàn)有的原子來維持太陽的能量輸出，但原則上可以不斷地向太陽添加某種燃料來保持它持續(xù)燃燒。眾所周知，彗星和小行星在我們的太陽系中大量存在，只要有足夠的新（未燃燒的）燃料以大致穩(wěn)定的速度被添加到太陽中，它的燃燒壽命就可以大幅度延長。

但是，我們不能隨意的給太陽增加質(zhì)量，因?yàn)樵谀撤N程度上，太陽質(zhì)量的增加會(huì)輕微地改變行星的軌道，自從16世紀(jì)第谷·布拉赫時(shí)代以來，人們就能以極高的精度計(jì)算出行星的運(yùn)行軌道。簡單的計(jì)算表明，即使只是給太陽增加少量的質(zhì)量（在過去幾個(gè)世紀(jì)里不到千分之一）也會(huì)產(chǎn)生可測量的效果，而穩(wěn)定的、可觀測的橢圓軌道排除了這種可能性。所以，開爾文認(rèn)為，這就只剩下第三種選擇了。

• 太陽通過自身的引力產(chǎn)生能量。

太陽釋放的能量可能是由引力收縮提供的。根據(jù)我們的普遍經(jīng)驗(yàn)，一個(gè)球在地球上上升到一定的高度，然后釋放，它下落的時(shí)候就會(huì)加快速度，增加動(dòng)能，當(dāng)它與地球表面碰撞并靜止時(shí)，就會(huì)將動(dòng)能轉(zhuǎn)化為熱量（和變形）。相同類型的初始能量（重力勢(shì)能），就會(huì)導(dǎo)致分子氣體云在收縮的時(shí)候變得更密集，然后就會(huì)升溫。

由于引力收縮后會(huì)比以前的彌散氣體云小得多（更接近球形），所以就需要很長一段時(shí)間才能將所有的熱能輻射到天體表面。開爾文是當(dāng)時(shí)世界上研究這一力學(xué)機(jī)制最重要的專家，開爾文-赫爾姆霍茲機(jī)制是以他在這一領(lǐng)域的研究成果命名的。開爾文計(jì)算出，像太陽質(zhì)量的天體，如果它能釋放出和太陽一樣多的能量，其壽命大約是幾千萬年，更準(zhǔn)確地說是兩千萬到一億年間。

雖然年齡有所增加，但這一定是錯(cuò)的！有些恒星確實(shí)是通過引力收縮獲得能量，但那些是白矮星，不是像太陽這樣的恒星。開爾文關(guān)于太陽（和恒星）的年齡估計(jì)實(shí)在是太小了，這不足以解釋我們所觀察到的一切，因此，要解決這個(gè)問題需要幾代人的時(shí)間，以及一種新力（核力）的發(fā)現(xiàn)。

與此同時(shí)，我們甚至還不知道太陽是由什么構(gòu)成的。當(dāng)時(shí)的普遍看法是，太陽幾乎是由與地球相同的元素構(gòu)成的！盡管這對(duì)你來說可能有點(diǎn)荒謬，但考慮一下下面的證據(jù)。

對(duì)太陽光譜的研究，以及對(duì)恒星的分類

元素周期表上的每一個(gè)元素都有一個(gè)特征光譜。當(dāng)原子被加熱時(shí)，電子向低能態(tài)的回落時(shí)會(huì)產(chǎn)生發(fā)射譜線；當(dāng)光照射到原子的時(shí)候，它們會(huì)吸收相同波長的光線。所以如果我們觀察太陽光不同的波長，我們就可以通過它的吸收特征找出它的最外層有哪些元素。

這種技術(shù)被稱為光譜學(xué)，從一個(gè)物體發(fā)出的光被分解成其各自的波長以供進(jìn)一步研究。當(dāng)我們對(duì)太陽光譜進(jìn)行分析時(shí)，我們會(huì)發(fā)現(xiàn)...

基本上，這些元素和我們?cè)诘厍蛏习l(fā)現(xiàn)的是一樣的。但究竟是什么，使得這些線條呈現(xiàn)出相對(duì)不同的強(qiáng)度。例如，在上圖中會(huì)注意到有些吸收線非常窄，而有些吸收線非常深、非常強(qiáng)。仔細(xì)觀察可見光譜中最強(qiáng)的吸收線，其波長為6563埃。

是什么決定了這些吸收線的強(qiáng)度？結(jié)果表明有兩個(gè)因素，其中一個(gè)是：擁有的元素越多，吸收線就越強(qiáng)。那個(gè)特定的波長6563埃 ，就是氫元素的吸收譜線。

但要弄清這些線條的強(qiáng)度，還必須了解第二個(gè)因素：原子的電離水平。

不同的原子在不同的能量下會(huì)失去一個(gè)電子（或多個(gè)電子）。因此不同的元素不僅各有一個(gè)與之相關(guān)的特征光譜，相同的元素還可能以多種不同的電離態(tài)（少了一個(gè)電子、兩個(gè)或三個(gè)電子，等等）存在，所以每個(gè)元素都有自己獨(dú)特的光譜！

因?yàn)槟芰渴菦Q定原子電離狀態(tài)的唯一因素，這就意味著不同的溫度會(huì)導(dǎo)致不同的相對(duì)電離水平，從而導(dǎo)致不同的相對(duì)吸收水平。

當(dāng)我們觀察宇宙中的恒星時(shí)，可以看到它們有很多種不同的類型，如果肉眼看不清楚的話，任何望遠(yuǎn)鏡或雙筒望遠(yuǎn)鏡都能馬上看清楚恒星的區(qū)別。

很明顯，宇宙中的恒星有著截然不同的顏色，這就告訴我們，恒星表面的溫度彼此相差很大。因?yàn)闇囟纫粯游矬w會(huì)發(fā)出同樣類型的（黑體）輻射，當(dāng)我們看到不同顏色的恒星時(shí)，我們實(shí)際上是在探測它們之間的溫度差：藍(lán)星更熱，紅星更冷。

這正是美國女天文學(xué)家安妮·坎農(nóng)（Annie Jump Cannon）根據(jù)顏色和溫度對(duì)恒星進(jìn)行分類的方法，在一端是最熱、最藍(lán)的o型恒星，另一端是最冷、最紅的m型恒星。

但這并不是對(duì)恒星分類時(shí)我們考慮的全部因素。因?yàn)槿绻覀冎皇歉鶕?jù)溫度來給恒星分類，那為什么不是“ABCDEFG”，而是“OBAFGKM”呢？畢竟前者更簡單一些。

這里有個(gè)故事。在這個(gè)現(xiàn)代的分類方案形成之前，我們還觀察了恒星中吸收線的相對(duì)強(qiáng)度，然后根據(jù)譜線是否出現(xiàn)對(duì)它們進(jìn)行分類。這是我們對(duì)恒星分類考慮的另外一個(gè)因素。

不同的吸收線在特定的溫度下會(huì)忽隱忽現(xiàn)，因?yàn)樵颖徊煌潭入婋x后其電子就無法進(jìn)行特定的原子躍遷，而在極端溫度下完全電離的原子就沒有吸收線！所以當(dāng)我們測量一顆恒星的吸收線時(shí)，我們需要了解它的溫度是多少（它的電離特性)，以便正確地得出它內(nèi)部元素的相對(duì)豐度是多少。

現(xiàn)在我們回到太陽光譜，了解不同的原子是什么，它們的原子光譜是怎樣的，以及它們的電離特性，我們就能從中得出各種元素的組成比例！

事實(shí)上，在太陽上發(fā)現(xiàn)的元素和在地球上發(fā)現(xiàn)的元素幾乎是一樣的，除了兩個(gè)例外：氦和氫都比地球上的含量多得多。氦在太陽上的含量是地球上的數(shù)千倍，而氫在太陽上的含量是地球上的100萬倍。

只有綜合以上的所有知識(shí)：顏色和溫度之間的關(guān)系（根據(jù)黑體輻射），原子電離程度如何受到溫度的影響，以及吸收線的強(qiáng)度如何與電離有關(guān)，我們才能算出恒星中元素的相對(duì)豐度。

總結(jié)：首次發(fā)現(xiàn)太陽組成成分的女性天文學(xué)家

知道是哪位科學(xué)家把這些需要考慮的因素結(jié)合在一起的嗎？一個(gè)25歲的女人，但她從未得到應(yīng)有的榮譽(yù)。

塞西莉亞·佩恩，她早在1925年在自己的博士論文中做了這項(xiàng)研究！(天文學(xué)家奧托·斯特魯夫稱這篇論文“無疑是天文學(xué)領(lǐng)域有史以來最出色的博士論文”）她是第二位通過哈佛大學(xué)天文臺(tái)（Harvard College Observatory）獲得天文學(xué)博士學(xué)位的女性。她最初的母校劍橋大學(xué)直到1948年才向女性授予博士學(xué)位。后來，她開創(chuàng)了非凡的天文學(xué)事業(yè)，成為哈佛大學(xué)第一位女性系主任、哈佛大學(xué)第一位女性終身教授，激勵(lì)著一代又一代的天文學(xué)家。

在歷史上，亨利·諾里斯·羅素（赫茨普龍-羅素圖的中的“羅素”）經(jīng)常被認(rèn)為是發(fā)現(xiàn)太陽主要由氫組成的人，因?yàn)樗麆褡枧宥鞑灰l(fā)表她的結(jié)論，他說這是“不可能的”，但在四年后自己卻陳述了這一結(jié)論。

這是塞西莉亞·佩恩（Cecilia Payne）的偉大發(fā)現(xiàn)，她的成功當(dāng)之無愧。吸收線的強(qiáng)度加上恒星的溫度和已知原子的電離特性，使我們得出一個(gè)不可避免的結(jié)論：太陽的質(zhì)量主要是氫！多年后，我們發(fā)現(xiàn)，正是這些氫聚變形成氦，為太陽和大多數(shù)恒星提供了能量，這一切之所以成為可能，要?dú)w功于塞西莉亞·佩恩(Cecilia Payne)，以及她對(duì)恒星運(yùn)行和組成的驚人洞見力。