The Sun’s Structure and Life Cycle

太阳的结构和生命周期

知识方舟 · 宇宙 · 第08章 / 第01篇

我们的太阳内部。贯穿其一生。

温暖你皮肤的光，始于恒星深处的核反应。跟随能量向外传播，了解太阳持续发光的原因，并探索未来将发生的变化。

隐藏的内部氢变成氦一颗不断变化的恒星
The star that shapes our days A conceptual glowing Sun with textured plasma and loops above its limb. Colors and features are illustrative rather than a reconstruction from telescope observations. The star that shapes our daysEnergy from deep within. Change across the ages.Plasma and magnetic fields in constant motionConceptual illustration • Not a telescope photograph
太阳及其磁性大气层的概念图。颜色和结构仅用于示意。
46亿年太阳自形成以来的大致年龄。[1]
1500万K其中心的大致温度。[2]
约50亿年核心氢聚变还将持续的大致时间。[3]
太阳的结构与生命周期

日常相伴，却拥有非凡内部结构的天体

日光让人感到即时而熟悉。它的源头是一颗恒星，我们无法直接看见其内部，却可以通过光、振动、粒子以及物理定律对其进行研究。

在章节导言中，我们跟随太阳系经历了不同的时间尺度。现在，我们从太阳本身开始：它的结构如何让它持续稳定地发光，以及同一过程为何会逐渐改变这颗恒星。

有两条线索贯穿整个故事：能量在哪里产生，以及恒星如何作出响应。它们解释了我们今天熟悉的太阳，也解释了最终将留下的截然不同的天体。

01
引力、压力和能量供给

是什么阻止太阳坍缩？

太阳是一颗主序星：它主要通过在核心将氢聚变成氦来产生能量。其物质主要由氢和氦组成，其中很大一部分以等离子体的形式存在——也就是含有自由电子和带电离子的物质。在我们看到的光辉之下，并不存在固体表面。[1]

在光球层，氢约占总质量的四分之三，氦接近四分之一，其余少量为较重元素。这些比例并不适用于每个深度。随着时间推移，核聚变使中心区域的氦含量大幅增加。[4], [5]

压力支撑恒星；核聚变补充其能量

引力向内拉。太阳内部深处的压力最大，并向外递减，从而提供相反方向的力。如今的太阳主要依靠高温粒子的压力来获得这种支撑。这种近似平衡称为流体静力学平衡。核聚变提供能量，帮助维持炽热的内部，同时恒星不断向太空辐射能量。[6]

太阳的尺度·四舍五入后的参考值
属性 近似值 描述内容
质量 1.99 × 1030 千克 提供太阳引力的物质。
半径 696,000 km 从中心到可见边界的距离。
光度 3.83 × 1026 瓦特 以光的形式、跨越各个波长辐射出的总功率。
有效温度 5,770 K 能够产生与其总辐射输出相同效果的表面温度。

这些四舍五入后的数值描述的是当前的太阳；其内部的温度和密度范围很广。[7]

02
不同区域以不同方式传递能量

能量如何到达表面？

聚变集中在中心区域，大致占太阳半径的内侧四分之一。其外部是辐射区。外层对流区始于半径约70%的位置，并向表面延伸。这些是按物理过程区分的区域，而不是固体壳层。[2]

Inside our star Shaded plasma regions indicate the core, radiative and convective zones, photosphere, and outer atmosphere. They are not solid shells. The atmosphere is enlarged for clarity. Inside our starEnergy begins in the core and moves outward.Chromosphere & coronaConvective zoneRising and sinkingplasmaRadiative zoneEnergy carriedby radiationCoreFusionPhotosphereLight escapesRegions are schematic; atmosphere enlarged.The Sun is plasma, with no solid surface.
太阳的示意区域；为清晰起见，大气层经过放大。[2], [1]

辐射：能量穿过物质传递

在深层内部，辐射会反复与粒子相互作用。散射会改变其方向；吸收和发射则与物质交换能量。能量逐渐向外扩散。试图追踪某一个原始伽马射线光子一路到达地球会产生误导：辐射在不断地重新分配和再生。[8]

对流：运动的物质携带热量

在外部内部区域，炽热等离子体上升，较冷的等离子体下沉，携带能量。在光球附近，这种翻腾运动形成了高分辨率太阳图像中可见的明亮颗粒和暗色条带。[2]

对流区底部附近的过渡区域包括日冕层，太阳的自转在这里随深度发生显著变化。这种剪切运动与太阳磁发电机模型有关。[5]

光球是一个相对较薄的区域，大部分可见阳光都从这里逸出。它是由辐射能否轻易逃逸所定义的边界，而不是我们可以站立其上的地壳。[8]

03
一系列反应驱动着我们熟悉的光芒

氢如何变成氦？

太阳的大部分能量来自质子—质子链。这些核反应逐步将氢原子核聚变成氦。最终生成物的静止质量略小于起始物质；这部分质量差提供了能量。一些能量以中微子的形式逃逸，其余则沉积在恒星内部。[9]

氢 → 氦 + 释放的能量

这里总结的是燃料的变化，而不是一次单独的碰撞。完整链式反应消耗四个质子，生成一个氦-4原子核。相关反应还会产生正电子和中微子等粒子。[6]

沿着最简单的完整分支进行：pp I
  1. 生成氘。两个质子发生反应，其中一个变成中子。反应会释放一个正电子和一个电子中微子。
  2. 生成氦-3。氘捕获另一个质子并发射光子。前两个步骤各进行两次，生成两个氦-3原子核。
  3. 完成氦-4的生成。两个氦-3原子核发生反应，生成氦-4，并将两个质子送回等离子体。

六个质子参与中间步骤，但其中两个会返回：总体上消耗四个质子。其他质子—质子链分支则会经历不同的中间反应。[9]

第一次质子—质子反应之所以极其缓慢，是因为它需要通过弱相互作用将质子转化为中子。这一瓶颈帮助太阳将燃料保留了数十亿年。[5]

如需了解更广泛的反应网络，包括太阳较小的CNO循环贡献，请继续阅读核聚变路径。

04
可见圆面只是这颗恒星的一部分

为什么太阳的大气层如此活跃？

光球层之上是色球层，以及范围大得多的日冕。日冕的稀薄等离子体温度可达到数百万开尔文，远高于可见表面。问题在于，要解释能量如何到达这些稀薄物质并将其加热。[10]

磁波可以将能量向上传输，而小规模的磁重联事件则可以释放储存在受应力磁场中的能量。观测为这两种机制都提供了证据；研究人员正在厘清它们在不同太阳环境中的作用。[10], [11]

太阳还会向外释放粒子流，即太阳风。其磁活动以约11年为一个周期变化。太阳黑子是相对较冷的磁性区域，耀斑是辐射爆发，而日冕物质抛射则会喷出带磁等离子体。稳定的核心聚变与不断变化的磁性大气层并存。[12]

下一篇文章太阳活动：耀斑、太阳黑子与空间天气将沿着这些过程继续探讨它们对地球的影响。

05
内部会留下可测量的信号

我们如何知道表面下方发生了什么？

聆听太阳的振动

当波穿过太阳时，太阳表面会发生振荡。波的频率和传播时间取决于它们穿过的物质。日震学利用这些模式推断内部性质，包括声速和自转，并检验对流区的深度。[13]

探测聚变产生的粒子

中微子与物质的相互作用非常微弱，因此大多数中微子会直接逃离太阳。测得的能量和到达率可以检验核心中发生的反应。Borexino 测量了 pp 链中微子谱的多个成分，为独立于到达太阳表面的光线的证据提供了支持。[14]

模型必须同时符合多项观测结果：太阳目前的大小和光度、表面成分、振荡以及中微子输出。相符会增强我们的信心，而差异则有助于找出不确定的输入因素，例如成分或辐射与等离子体相互作用的方式。[5]

隐藏的内部正是这样变得可观测的。我们将它产生的效应与可以检验的计算联系起来。

06
燃料的变化会改变恒星的结构

当核心氢逐渐耗尽时会发生什么？

太阳仍处于漫长的主序阶段，核心氢聚变大约还会持续50亿年。这是一个近似的演化时间尺度。之后才会进入后续的巨星阶段并形成白矮星。[3]

The Sun’s evolving life The Sun passes through five broad phases, including the asymptotic giant branch (AGB); losing its outer layers leaves a cooling carbon–oxygen white dwarf. A changing star, a lasting legacyThe Sun’s evolution through five broad stages1Main sequenceCore hydrogen fusion2Red giantHydrogen shell fusion3Core helium fusionCarbon and oxygen form4AGB giantHydrogen and helium shellsOuter layers disperse5White dwarfCooling carbon–oxygen remnantStage sizes and durations are not to scale.
一颗太阳质量恒星的主要阶段。大小和持续时间仅为示意。[15]

首先，氢聚变转移到壳层中

当核心的氢供应耗尽时，富含氦的核心发生收缩，而氢聚变继续在周围的壳层中进行。外层大幅膨胀。表面温度降低，但体积大得多的恒星会发出更多总光度：它变成一颗红巨星。其中仍然含有氢；只是活跃燃料所在的位置发生了变化。[16]

随后氦成为新的中心燃料

致密的氦核最初受到电子简并压这一量子效应的强力支撑。当温度接近 1 亿 K 时，氦聚变在氦闪中迅速加快。由于初始压力响应对温度的依赖很弱，升温不会立即通过膨胀自行调节。

释放出的能量会重塑核心结构，并解除其简并状态。这是一次内部事件，并非会将恒星炸散的超新星。进入核心氦燃烧阶段并稳定下来后，太阳会比红巨星顶端阶段更小。这一阶段大约持续1亿年，远短于其主序星阶段的寿命。[17]

第二个巨星阶段随之而来

氦聚变生成碳，进一步捕获氦则产生氧。当中心氦耗尽后，太阳进入渐近巨星分支，即 AGB 阶段。碳氧核心下方分布着彼此分开的氢燃烧壳层和氦燃烧壳层。氦壳层会经历热脉冲，而膨胀的恒星则通过恒星风损失大量物质。[16]

07
外层包络逸去；致密核心 ಉಳ留

太阳将会剩下什么？

裸露核心周围可能出现的短暂辉光

如果裸露的核心升温足够快，其紫外辐射就能在逸出气体散开之前将其电离。结果便是形成一个行星状星云，尽管它与行星形成没有直接联系。它是否可见取决于质量损失、核心升温和气体膨胀的时机。

模型表明，太阳可能形成一个暗淡的行星状星云。我们不应把它想象成某张特定望远镜图像中那样必然明亮的环状结构。中心残骸与发光气体会共同演化；残骸并不是要等到星云消散后才突然出现。[18]

大小大致与地球相当的白矮星

太阳演化计算预测，这颗残骸的质量将略高于太阳当前质量的一半——在一个代表性模型中约为0.54个太阳质量。确切的最终质量取决于这颗恒星损失了多少物质。[15]

这颗碳氧白矮星的大小将大致与地球相当。它抵抗进一步坍缩的主要力量来自电子简并压，这种压力源于高密度聚集电子的量子行为。它不再需要持续的核心聚变来支撑自身。它的光度将主要来自储存的热量，并在冷却过程中逐渐释放。[19]

足够寒冷、褪色发白的白矮星通常被称为黑矮星。这是一种理论上的极遥远未来状态：宇宙存在的时间还不够长，普通白矮星尚未冷却到那种程度。与其给出一个会造成误导的精确倒计时，不如不为这一冷却时间标注具体日期。[20]

08
宜居性与物理存续是两个不同的问题

这些变化对行星意味着什么？

在太阳变成巨星之前，地球就会发生变化

太阳在其主序星阶段会逐渐变亮。从地质时间尺度来看，增强的阳光会使地球逐渐转向更炎热的环境。水蒸气反馈、云层行为以及水分流失到太空，都会影响这一转变的过程。气候模型对于临界点和演变顺序存在差异，因此，断言所有海洋或生态系统将在某个确切日期消失，未免过于武断。[21]

关键区别在于，地球可能在面临被吞没很久之前，就已经失去熟悉的地表宜居性。气候问题与宜居带概念相关；轨道问题则涉及恒星及其引力的演化。[21]

质量损失和潮汐将轨道演化引向不同方向

预计水星和金星会在太阳的巨星阶段被吞没。地球的实际命运取决于模型：质量损失往往会使地球轨道扩大，而恒星潮汐则可能将其向内拉动。一项2026年的研究根据对这些过程的不同设定，探讨了地球存留和被吞没两种结果。[22]

遥远的巨行星可以在更宽广的轨道上熬过恒星的转变。在更长的时间尺度上，行星之间的相互作用以及与经过恒星的遭遇，可能使残余系统变得不稳定。这些是跨越极长时间尺度的模型推测，并非近期预报。[23]

其他白矮星表明，行星的历史仍在延续

天文学家在一些白矮星的大气层中发现了重元素，这表明有岩质碎片正在落入。因此，即使在母恒星经历巨星阶段之后，来自解体天体的物质仍可能留下可测量的化学记录。这类系统为最终可能影响我们自身的过程提供了证据。[24]

我们将在红巨星阶段：内行星的命运和太阳系的长期演化中进一步探讨这些后果。

来源与延伸阅读

为本文中的测量、物理过程和基于模型的预测提供支持的研究论文及机构说明。

  1. NASA——我们的太阳：事实概述太阳的尺度、等离子体本质、可见光球层、外部大气层和磁活动。
  2. NASA 马歇尔太空飞行中心——太阳内部描述产生聚变的核心、辐射内部、日冕底层和外部对流区，并给出大致的径向边界和中心条件。
  3. NASA——恒星类型太阳的主序恒星身份，以及其核心氢聚变大约还将持续五十亿年。
  4. Asplund、Amarsi 和 Grevesse（2021）——太阳的化学组成：2020 年的视角区分当前光球层成分与太阳最初的混合物，并讨论光谱学如何约束元素丰度。
  5. Christensen-Dalsgaard（2021）——太阳结构与演化将太阳结构、成分变化、能量产生和观测检验联系起来。
  6. 俄亥俄州立大学——能量产生与热平衡解释氢聚变、四个质子净转化为氦、能量传输，以及主序恒星核心的稳定化响应。
  7. Prša 等（2016）——选定太阳和行星物理量的名义值解释 IAU 关于太阳半径、光度、有效温度和引力质量参数的参考值，以及它们与测量属性的关系。
  8. Barbara Ryden，俄亥俄州立大学——恒星大气层研究通过散射、吸收和热辐射实现的辐射传输，解释辐射能如何在恒星物质中扩散。
  9. Acharya 等（2025）——太阳聚变 III：氢燃烧恒星的新数据与理论质子—质子链和 CNO 循环的反应物理学最新研究。
  10. 国家太阳观测站——太阳大气层中脉动着隐秘的扭转波磁波观测及其对日冕加热可能产生的贡献。
  11. NASA——IRIS 发现纳米喷流：揭示太阳日冕加热之谜小规模磁重联事件将能量传递到日冕等离子体中的证据。
  12. NASA——太阳风暴与耀斑磁活动、耀斑辐射和日冕物质抛射。
  13. 国家太阳观测站——日震学解释表面振荡及其频率如何揭示太阳内部原本隐藏的性质。
  14. Borexino 合作组（2018）—《pp 链太阳中微子的综合测量》报告了对数种质子—质子链反应产生的中微子的测量结果，用于检验太阳的聚变过程和中微子味转换。
  15. Sackmann、Boothroyd 和 Kraemer（1993）—《我们的太阳 III：现在与未来》一项详细的太阳演化计算，展示了晚期阶段的时间安排、对质量损失的敏感性，以及接近 0.54 个太阳质量的最终质量。
  16. 俄亥俄州立大学 — 低质量恒星氢壳层燃烧、核心氦燃烧、渐近巨星支壳层结构与热不稳定性。
  17. Bildsten 等（2012）—《氦核闪的声学特征》对氦点火、电子简并的解除，以及向稳定的红团块燃烧过渡进行了建模。
  18. Gesicki、Zijlstra 和 Miller Bertolami（2018）—《行星状星云光度函数明亮端截断的神秘年龄不变性》建立裸露恒星核心与星云可见性之间的联系，其中包括对太阳形成微弱行星状星云的预测。
  19. NASA — 白矮星地球大小的恒星遗骸、电子简并压、碳氧内部结构，以及没有持续核心聚变时的冷却。
  20. Caplan（2020）—《遥远未来的黑矮星超新星》从理论上讨论极其寒冷的恒星遗骸，以及将其遥远未来进行外推时所涉及的假设。
  21. Wolf 和 Toon（2015）—《太阳变亮条件下宜居气候的演化》对不断增强的阳光、水汽反馈、云层和水分流失进行了气候模拟。
  22. Esseldeurs、Mathis 和 Decin（2026，预印本）—《太阳巨星阶段地球的命运》探讨行星存续对恒星潮汐和质量损失的敏感性。
  23. Zink、Batygin 和 Adams（2020）—《大不等式与外太阳系的动力学解体》模型扩展了巨行星轨道，并纳入了经过恒星造成的后期摄动。
  24. NASA — 哈勃发现被行星碎屑“污染”的死亡恒星大气化学特征为吸积岩质物质提供了证据。
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