太阳能发展

5.3.1原星到主序

太阳最初是一团非常稀薄的氢气，在大约100万年(密尔)后收缩成一颗原恒星。随着它的收缩，它的内部温度上升，直到表面温度上升到1000 K以上，它成为一个红外发射器。下一个可能的阶段是所谓的T-Tauri星阶段，其有效温度为几千度，半径为现值的几倍，如表5.5所示。恒星的T-Tauri相位相对较短，这类恒星的主要特征是它们的紫外线通量过度，莱曼-a线通量通常约为目前静太阳值的104倍，约为3X1011个光子cm~2 s_1。t -金牛座恒星会因为恒星风而损失大量质量。当恒星的核心温度高到足以发生聚变反应(>106 K)时，就进入了主序(MS)阶段。这是太阳演化最稳定的阶段，持续大约10拜尔。在这一阶段，在核心有H向He的转化，目前扩展到约0.25(电子邮件保护)主要的聚变反应链是质子-质子链或pp链，其中四个质子转化为He，释放能量q，部分能量，我们将在后面看到，慢慢地以辐射的形式逸出到太阳表面。相对低温pp链的简化形式可以表示为

表5.5代表太阳演化可能阶段的恒星的典型性质。

财产	原恒星	T-Tauri	主序	红巨星	白矮星
R / RQ	10 o	3 - 8	1	One hundred.	0.01
l / lq	10	5	1	1000	0.2
T eff	2000 K	3000 K	6000 K	3000 K	40000 K
生活	1最高产量研究	10最高产量研究	11 Byr	500年最高产量研究	1 Byr

v代表中微子，e+正电子。}H的原子质量是1.00797 amu(原子质量单位)，而|He的原子质量是4.00260 amu，因此我们有0.029mp的质量缺陷，其中mp是质子质量1.00727 amu。这相当于0.029mpc2的能量损失，其中c是光速。因此，每转换一个质子，我们就产生0.0073mpc2能量。如果，作为一个近似值，我们假设太阳的光度在其MS生命周期内没有改变(§5.4.2)，那么由于H转换为He而释放的能量量为L©t©，约为56x1050 erg。这相当于从H到He转换了约5% M©，质量损失仅为0.0073x0.05 M©或0.00037M©。因此，由于H转化为He而引起的太阳质量变化是非常小的。

5.3.2主序列以外

当所有的氢转化为氦的时候太阳能核心，随着太阳核心的聚变过程发生变化，太阳将从主序移出，依次变成红巨星，然后变成白矮星和行星状星云。当核心中的氢耗尽时，核心就会收缩，直到核心周围的壳层开始发生氢聚变。这加热了大气，然后膨胀，直到太阳变成一个红巨星(表5.5)，半径更大，但表面更冷，因此黑体辐射的最大值向红色移动。在壳层中的氢转化为氦之后，核心再次收缩，直到堆芯温度上升到它的电子气压与温度无关的点(电子是简并的)。这导致了进一步的收缩和温度上升，而没有压力的上升来平衡核心的崩溃，直到核心温度达到1亿K，这时氦有足够的动能融合成碳和氧。这是高度依赖于温度的三氦核过程。这种核聚变在几分钟内迅速扩散，产生了所谓的核聚变氦闪．在更高的温度下，核心中的电子压力再次依赖于温度，收缩停止。当内核中的氦耗尽时，内核会再次收缩，直到氦聚变发生在围绕核心的壳层中。大气层再次膨胀成一个更大的巨星，由于增强的恒星风，大气层非常稀薄，质量损失很大。当大气失去质量时，膨胀冷却和收缩加热因为三阿尔法过程的温度敏感性而变得更加剧烈，然后太阳就变成了一颗脉动恒星。随着质量的损失，这些脉动的不稳定性最终导致大气喷射形成行星状星云，留下行星大小的碳核或白矮星，由于其有效温度高，主要发射紫外线。

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