21世紀了-人類的這抷土知多少呢？(7-4)
太陽是離我們最近的一顆恒星，反過來也可以說，恒星是一顆顆遙遠的太陽。古時候，人們在觀測星空時發現天空中除幾顆行星的位置是不斷移動的之外，其餘星星的相對位置長期保持不變，同時它們的明亮程度也似乎不發生變化，因而稱它們為恒星，意為永恆不變的星。
現在知道，這些星不僅以很高的速度在運動，而且亮度也在發生變化。早在唐代天文學家張遂（一行法師）經過測量恒星的精確位置，發現當時的位置和古代記載的位置有明顯的差別，從而在世界上首先發現恒星的運動。後來，到了1718年，英國天文學家哈雷也根據某些恒星位置的明顯變化，發現了恒星的運動。天文學家將恒星的這種運動叫做“自行”。太陽有自行，所有恒星都有自行。每個恒星的自行各不相同，表現在它們的運動方向和運動速度上。有的恒星運動速度很高，甚至超過每秒一千千米。
既然所有恒星都在運動，那麼為什麼人們不容易發現它們位置的移動呢？這是因為星星離我們太遙遠了，要經過相當長的時間才能顯出它們在天空中位置的變化。恒星之遙遠，遠到無法用千米來做單位。天文學家特別定義了幾把不同的尺子來衡量它們的距離。我們已經知道，太陽和地球之間的平均距離大約是1.5億千米，這成為第一把尺子，稱為“天文單位”。這是一把小尺子。更大一點的尺子叫“光年”。光是世界上速度最快的，約為30萬千米/秒，1秒鐘就可以繞地球7圈多。光1年要走大約10萬億千米，光年成為一把大尺子。還有一把更大一點的尺子叫“秒差距”。1秒差距等於3.26光年，差不多等於32萬億千米。
太陽是距離我們最近的恒星，它的距離是8光分19光秒。除了太陽以外，離我們最近的恒星是半人馬座的比鄰星，距離是4.22光年。人們比較熟悉的牛郎星為16光年，織女星是25光年。北極星的距離則為680光年。在銀河系中離我們最遠的恒星距離大約8萬光年。銀河外星系中的恒星，離我們則有幾億甚至一二百億光年。太陽是我們最熟悉的一顆恒星。太陽的能源有多少？它在主序星階段能持續燃燒多長時間？過了主序星階段以後它又會變成什麼樣子？是會變得越來越熱呢？還是會變得越來越冷？
這些問題不僅是廣大公眾十分牽掛的，也是天文學家非常關心的，自從人類有了智慧和文明之後，人們就從來沒有停止過對太陽的觀測和研究。現代的人們使用最精密的儀器，也從來沒有測出過太陽的輻射強度有過緩慢變弱的現象。根據在地殼最古老的沉積岩中所發現的有機生命痕跡，可以看出早在35億年以前地球上就有生命存在，說明那時的太陽已經具有和今天大致相同的光度和熱量了。
太陽如此巨大的能量是從哪里來的呢？如果是燃燒煤的話，太陽的品質為2000億億億噸，這些煤的燃燒僅僅能夠維持太陽5000年的輻射。所以，如果煤是太陽的燃料，那麼太陽火球早就熄滅了。太陽是一顆恒星，是銀河系千億顆恒星當中非常普通的一個成員。像大多數恒星一樣，太陽主要是由氫組成的。1克氫原子核聚變為氦核時能夠釋放出6300億焦耳的能量，是燃燒相同品質的煤所釋放能量的2000萬倍。氫的聚變反應就是維持太陽輻射數十億年穩定不變的能量來源。如果太陽2000億億億噸的品質全部由氫聚變成氦的話，那麼它能夠維持1000億年的輻射。然而，事實上太陽並不是全部由氫組成的，並且只有太陽中心部分的氫才能發生聚變反應。所以，天文學家估計，太陽可以保持均勻輻射大約100億年。這就是太陽在主星序上停留的時間。
太陽已經在茫茫宇宙中度過了50億年漫漫歲月，那麼再過50億年之後，太陽會發生什麼變化呢？到那時，太陽中心部分的氫完全聚變成了氦，太陽核心週邊的氫又開始了聚變為氦的反應，並且從裏到外逐步擴展。核聚變所產生的強大輻射壓力把太陽外層的大氣向外推，太陽就像吹氣球似地很快膨脹起來。目前太陽的半徑是70萬千米，到那時會膨脹到大約7000萬千米，半徑擴大了100多倍，體積有多大就可想而知了。在膨脹的過程中，太陽外層大氣的溫度逐漸下降，發出的光也逐漸變為紅色，太陽變成了一顆紅巨星。在紅巨星的照射下，地球上熱浪滾滾，人類得天獨厚的生存條件一去不復返了。不過，我們也不必為那時的人們擔憂，科學技術高度發達，他們可以遷移到其他類地行星上去居住。
紅巨星是不穩定的星，太陽在紅巨星階段最多只能維持10億年。由於它的輻射壓大大降低，遠遠不能與引力相抗衡，導致恒星坍縮，體積縮小，密度加大，溫度升高。在這種高溫的條件下，原子核外的電子全部電離，變成赤裸裸的原子核和核外的自由電子，原子核一個挨一個的擠在一起。我們知道，原子由原子核和核外的電子組成。原子很小，而原子核更小。這樣，一顆和太陽差不多大小的恒星一下子就變成為和地球差不多大小的密度很高的白矮星了。由於自由電子可以產生巨大的壓力來抵抗引力，恒星不再坍縮了，白矮星成為穩定的恒星。
白矮星是在1862年發現的。那時，天文學家發現天狼星旁邊有一顆暗星，和天狼星組成一對雙星。這兩顆星的亮度差10個星等，光度相差1萬倍。由於光度是和恒星的表面積成正比，因此天狼星伴星的表面積比天狼星的小1萬倍，半徑小100倍，和地球差不多，大約是7000千米，密度高達 10?－7克/釐米3。這顆星被確認為白矮星。
紅巨星本身向內的引力與向外的輻射壓力不平衡，其內部坍縮變成了白矮星。坍縮過程中產生的巨大反衝力導致外層大氣向四周逃離。向外逃離的大氣會圍繞著中心的白矮星形成一個十分美麗的星雲――行星狀星雲。行星狀星雲的形態優美，色彩絢麗，有的像彩環，有的像啞鈴，有的像貓眼，還有的像沙漏。它們就好像是恒星死亡之後給自己穿上的一件漂亮壽衣，它們是宇宙中最美麗的天體。天文學家最初發現這類星雲是在200多年之前，由於當時的望遠鏡不夠大，人們看不清楚星雲的樣子，於是給它們起了一個並不恰當的名字－－行星狀星雲。
與太陽相類似的恒星晚年之後都會變成一顆白矮星和圍繞著它的行星狀星雲。目前，天文學家已經發現的銀河系中的白矮星和行星狀星雲都在千個以上。品質比太陽大許多的恒星的演化歸宿將不是白矮星。當恒星拋掉外層的物質後所留下的品質超過1.4個太陽品質時，引力要比自由電子產生的壓力大，恒星就要繼續坍縮，直到形成中子星或黑洞為止。曾經在1983年榮獲諾貝爾物理學獎的著名天文學家錢德拉塞卡首先給出了白矮星這個品質上限，所以又稱錢德拉塞卡品質上限。
我們生活在一個三維空間。我們肉眼所看到的星座則是恒星在天球上的投影，是兩維空間的圖像。如果我們不知道恒星的距離，那麼就不能知道恒星在空間的真實分佈、它們的運動速度和發射電磁波的真實強度。恒星離我們那麼遙遠，怎樣才能測量出它們的距離呢？比較近的恒星可以用三角的方法進行測量，這種方法是1838年由德國天文學家貝塞爾首創的。
這種測量恒星距離方法的原理，與我們在地面上測量遠處某點的距離的原理，是相同的。譬如，我們要測量遠處的一座高塔的頂到我們的距離。可以先確定相隔一段距離的兩個點A和B，測出它們之間的準確距離，作為基線。然後分別從A點和B點去觀測塔尖C的方向，∠CAB和∠CBA的大小都可以使用普通的測繪儀器量出。在三角形ABC中，知道了兩個角和一夾邊，就可以求出它的其他邊長和高了，即能夠得到塔頂到我們的距離。基線AB相對的角叫做“視差角”，在天文學中通常用字母π來表示。顯然，視差角π的大小與基線AB的長短有關，AB越長視差角π也越大。而且，對於已經固定的基線AB來說，要測距離的C點越遠，視差角π就越小。視差角越小，測得的距離的精度就越差。
測量不太遠處的恒星，我們可以把地球繞太陽運動軌道的直徑作為已知距離的基線。地球繞太陽一周的時間是一年，繞行半周就是半年，地球正好處在地球軌道直徑的兩端。處在地球軌道直徑的兩端時分別觀測同一顆恒星，其方向是不同的，也就是可以測出它的“視差角π”。由視差角π和地球的軌道直徑（3億千米），便可以計算出恒星的距離。天文學家利用三角視差法測定了大約7000顆較近恒星的距離。這些恒星的距離大約都在二三百光年之內。 對於那些距離超過二三百光年的恒星，因為它們的視差角太小了，小於0″.01，根本沒有辦法將它們則得準確，所以只能尋找其他方法。其中一個著名的方法是利用造父變星的周光關係來推算遙遠天體的距離，造父變星因此而獲得了“量天尺”的美譽。
光輝燦爛的太陽，永不停歇地向外發射著巨大的能量。那麼，太陽的能量來自哪里？太陽的裏裏外外究竟什麼樣？天文學家根據太陽的距離確定出它的直徑為139萬千米，是地球的109倍，體積則是地球的130萬倍。太陽是一個熾熱發光的氣體團，根據太陽大氣不同深度的不同性質和特徵，天文學家把它從裏向外分為幾個層次。
太陽的中心部分稱為日核，它的半徑大約為0.25個太陽半徑。日核雖然不算大，但太陽的大部分品質都集中在這裏，而且太陽的光和熱也都是從這裏產生的，溫度高達1500萬K。 理論研究表明，這些光和熱是在氫原子核聚變為氦的過程中釋放出來的，因此，日核也叫做“核反應區”。太陽的主要成分是氫，為氫核聚變反應提供了足夠的燃料。日核外面的一層稱為輻射區，日核產生的能量通過這一區域，以輻射的形式向外傳出。它的範圍從0.25個太陽半徑到0.86個太陽半徑處。這裏的溫度比太陽核心低得多，大約為70萬K。輻射區外的一層稱為對流層，太陽大氣在這一層中間呈現劇烈的上下對流狀態，它的厚度大約10萬千米左右。
對流層外是光球。光球就是我們平時所看見的明亮的太陽圓面，我們所說的太陽半徑， 就是從太陽中心到光球這一段。光球厚度約500千米。太陽光球的中間部分要比四周亮一些，這叫“太陽臨邊昏暗”現象。這種現象的產生是由於我們看到的太陽圓面中間部分的光是從溫度較高的太陽深處發射出來的，而圓面邊緣部分的光則是由溫度較低的太陽較淺的層次發出來的。
光球之外是非常美麗的紅色的色球層。色球層的厚度大約2000千米，上面佈滿了大小不一、形態多變的頭髮狀的結構，稱為針狀體。色球層的溫度越往外面越高，最外層的溫度高達10萬K。平時我們看不到色球層，這是因為地球大氣中的分子和塵埃散射了太陽光，使天空變成了藍色，色球層就淹沒在藍色背景之中了。日全食的時候，當太陽光球被月亮完全遮住的那一瞬間，美麗的色球層就能顯露出來。有一種專門對色球進行觀測和研究的望遠鏡，叫色球望遠鏡，這種望遠鏡上附加了一種只允許紅光通過的濾光器，隨時都可以觀測太陽色球，這樣就不用去等難得一見的日全食了。
日冕是太陽大氣最外面的一層，從色球層的邊緣向外延伸出，最遠可以達到4～5個太陽半徑。日冕的亮度只有光球的百分之一，平時根本看不見，只有在日全食的時候，日冕才顯露出它的“廬山真面目”。日全食的機會很少，要想平時對日冕進行觀測和研究，就需要使用日冕儀了。日冕的溫度相當高，太陽光球的溫度大約是6000K，越往外溫度越高，到了色球和日冕交界的區域，溫度達10萬K以上，日冕的溫度達100萬～200萬K。在這麼高的條件下，所有的物質都成為電離狀態。日冕的溫度雖高，但是它並不很熱，因為日冕中所包含的氣體太稀薄了，它的總熱量是低的。
太陽的能源在中心部分的日核區，日核產生的能量由裏向外傳播。照理說太陽的溫度應該是越往外越低，從日核到光球也確實是這樣。然而，從光球到日冕，太陽大氣的溫度卻是從裏到外急劇的增高，太陽外層的色球和日冕的溫度比下層的光球高得多。
這種反常的現象是什麼原因造成的？這個問題很難解釋清楚，曾經困擾了天文學家很長時間。目前比較流行的一種說法認為是從光球以下的對流層中產生的各種波，如聲波、重力波等，向上傳播到高層大氣，並在那裏耗散，引起高層大氣反常加熱，造成了高層大氣的高溫現象。儘管這些波的能量與來自下層的輻射能相比是很少的，但是由於太陽高層大氣密度極低，所以這種附加能量的加熱效果非常好。
日冕的形狀不是長期固定不變的，它有時大致為圓形，有時呈扁圓形，有時又呈不規則的形狀。日冕形狀的變化與太陽活動的強弱程度有關係。由於日冕距離太陽較遠，所以受到太陽的吸引力也較小。日冕中高溫粒子的動能很大，有時它們能夠克服太陽的引力形成高速的粒子流跑出來，叫做太陽風。太陽風會對地球造成很多影響，受到人們的關注。
1859年，即使大規模的太陽風暴來臨，人們也無從察覺，而如今，科學家不但在時刻監視著空間天氣的變幻。而且成功地將2003年10月 28日發生的太陽風暴的“聲音”記錄了下來。2003年10月28日。正在旅途中的“凱西尼”號上星探測器記錄到了一次無線電暴。
無線電暴是由當天發生的太陽耀斑引發的，無線電以光速傳播．僅僅用了69分鐘便到達“凱西尼”號探測器。“凱西尼”號探測器當時距地球大約8．7天文單位（1天文單位相當於 1.5億千米），預計於2004年7月1日進入環土星軌道。這次無線電暴是迄今所探測到的類似事件中最強烈的一次。美國愛荷華州大學的唐納德•甘奈特教授已經把它轉製成了人耳可聽到的聲音，在網上你就能聽到。
太陽如此活躍，強烈的耀斑一浪高過一浪，這不免讓人產生疑問：太陽到底怎麼了？甚至有人在想，這是不是不正常，太陽是不是要爆炸了。或者要變成一顆紅巨星？“並不是真的不正常。”德賴爾說道。雖然現在太陽不是處於太陽活動周的高潮，但是“我們已經知道，大耀斑常常在太陽活動11年週期中的下降階段或上升階段出現。”兩個星期的活躍表現並不預示著太陽會有根本性的變化、天文學家仍然認為，2006年將是太陽活動極小年。“當太陽內部所有的燃料都燒盡的時候，它會膨脹。並吞噬掉地球。”布萊科說道。“這將在大約50億年之後發生。”“太陽在天體物理學家預測的日期之前爆炸或變為紅巨星的可能性是零。”德賴爾肯定地說。
當然，太陽這顆離我們最近的、與我們的生活息息相關的恒星尚有許多的秘密不為人知。有新理論認為，當前的理論預測無法與事實上發生的耀斑數量相吻合。太陽是在一顆超新星爆發後留下的核心的基礎上形成的。是太陽核心中的鐵元素，而非傳統理論所認為的氫元素在引發這些耀斑。目前，這種新理論存在很大爭議。“毫無疑問，我們還有許多需要學習的東西。我們學習得越多，就有越多的問題出現並等待我們回答。”德賴爾把這兩句話稱為科學家面對任何提問時的“標準答案”。
從18世紀中葉到20世紀初，研究銀河系結構的天文學家都錯誤地把太陽當做銀河系的中心，得出這個錯誤的主要原因之一是沒有考慮星際消光。1918年沙普利發現球狀星團的分佈很特殊，98％以上位於以人馬座為中心的半個天球上。於是他第一次提出，太陽不位於銀河系中心，而是位於比較靠邊緣的地方。沙普利也未考慮星際消光。但是，由於他觀測的是球狀星團，而球狀星團分佈很廣，各種銀緯方向都有消光的影響但相對來說不那麼嚴重，因此他得到太陽不是銀河系中心這一正確結論。
不過他得到的太陽至銀心的距離R0為23000秒差距，實在太大了。考慮了星際消光，會使球狀星團的距離定得更準確，得到的R0值就會大大地降低。R0還可用其他方法確定。確定R0最準確的方法是利用天琴座RR型變星。它們在銀河系中心部分很多，絕對星等彌散度又小，不大於0.2，因此是測定R0的理想天體。目前國際上公認的值是R0=10000秒差距。銀河的中心線大體上是天球上的一個大圓，這表明太陽離銀河系對稱面不遠。根據太陽附近的恒星分佈，可以算出太陽離星系的對稱面有多遠。目前公認的值是太陽位於對稱面以北8秒差距。
在宇宙中眾多而又形形色色的星系中，我們所在的銀河系又是怎樣的呢?銀河系的結構從側面看銀河系物質 (主要是恒星)密集的部分組成一個薄薄的圓盤，很像運動員投擲的鐵餅。圓盤中心鼓起的球狀部分稱核球，核球中心有一個很小的緻密區域，稱銀核，它是銀河系的中心。圓盤外面是一個範圍更大的近於球狀的部分，那裏物質密度比圓盤部分低得多，稱銀暈。
銀河的秘密被揭開之後，天文學家經過長期的觀察研究，發現我們能看到的所有恒星和銀河一起組成了一個極其龐大的天體系統，天文學家把它叫做銀河系。銀河系呈旋渦狀，有4條螺旋狀的旋臂從銀河系中心均勻對稱地延伸出來。銀河系中心和4條旋臂都是恒星密集的地方。從遠處看，銀河系像一個體育鍛煉用的大鐵餅，大鐵餅的直徑有10萬光年，中間最厚的部分約3000～6500光年。太陽位於一條叫做獵戶臂的旋臂上，距離銀河系中心約3.3萬光年。
夏天，地球處於靠銀河系中心的一邊，我們晚上看到的是銀河系中心方向的天空，因此夏季星空的恒星特別多。冬天，地球轉到靠銀河系邊緣的一邊，晚上看到的是銀河系邊緣方向的天空，因此，冬夜星空的恒星就較少。天文學家估計，整個銀河系中一共包含了大約兩三千億顆恒星。
夏秋兩季晴朗無月的夜晚，抬頭仰望天空，你會發現有一條白茫茫的光帶，猶如奔騰咆哮的大河，從北到南橫跨整個天空，蔚為壯觀，這就是民間俗稱的天河，學名為銀河。自古以來，氣勢磅礴的銀河就是人們十分注意觀察和研究的物件。古人不知道銀河是什麼，把銀河想像為天上的河流。我國著名的神話故事牛郎織女鵲橋相會，這鵲橋就是鋪設在這天河之上。夜空中分處銀河兩邊的牛郎星和織女星特別引人注目。牛郎星是天鷹座中最亮的星，在銀河的東岸。織女星在銀河的西岸，是天琴座中最亮的星。西方人把銀河想像成是天上的神後餵養嬰兒時流淌出來的乳汁形成的，叫它為牛奶路。英文中的銀河（Milky Way）就是這麼來的。
美麗的神話故事不能代替令人滿意的科學解釋。銀河究竟是什麼呢？望遠鏡發明以後，這個問題得到了正確的答案。17世紀初期，偉大的義大利科學家伽利略把他自己製造的望遠鏡對準了銀河，驚喜地發現銀河原來是由許許多多、密密麻麻的恒星聚集在一起而形成的。由於這些恒星距離我們太遠，人的眼睛分辨不清，把它看成了一條明亮的光帶。
銀河系中心部分有許多星際氣體和塵埃，消光很厲害，用光學方法難以研究。以前，人們往往從恒星統計來確定銀心方向。 1918年沙普利根據球狀星團的分佈，得出球狀星團系統的中心在L(舊銀經)：325°、銀緯b=-2°的方向，首次得到銀心方向的近似值。後來，許多研究者從恒星的空間分佈得到了類似的結果。射電天文學興起後，發現銀心方向有一個強射電源。即人馬 A。高分辨的射電觀測表明，人馬A可分為兩個源：東源和西源。西源至今未分解開，是一個很密的源，它就是銀河系的中心。根據對人馬A西源的射電和紅外觀測，銀心方向取為：
赤經α=17h42m29s.3 (1950年曆元)
赤緯δ=-28°59′18″ (1950年曆元) (續)
