太阳系简史：揭开太阳年龄之谜

恒星是一种由等离子体组成的巨大而炽热的球体，是相对来说比较容易理解的一类天体。运用基本的物理定律以及已知物质在各种温度压力条件下表现的属性，天文学家就能探知恒星内部深处的情况。一颗稳定的恒星，其等离子向外膨胀的力，和恒星物质在引力作用下向内部塌陷的力是基本相当的，两者达到一种平衡。由此可见，恒星内部物质的密度非常大。每层等离子体会以辐射或对流（指炽热的等离子体羽流不断流向温度较低的物质的现象）的方式向太阳表面源源不断地输送热量。利用这一线索，我们即可计算出太阳内部各圈层的温度。

20世纪前几十年，英国天体物理学家亚瑟·斯坦利·爱丁顿（Arthur Stanley Eddington）奠定了这一方法在恒星天体物理学方面的应用基础，并且证明恒星的亮度与它们的质量大小存在着直接的关系。爱丁顿认识到恒星核心的温度必定高达数百万摄氏度，而且维持高温的能量来自恒星内部的核反应。20世纪30年代，核物理学家证明了太阳的能量来自内部氢核变成氦核的核聚变反应。但恒星内的核燃料是有限的，恒星的质量越大，亮度越高，燃料也会越快耗尽。以太阳为例，太阳的寿命约等于100亿年，假设有一颗恒星的质量是太阳的10倍，那么它的寿命就可能只有数百万年。

尽管我们知道恒星的寿命取决于其质量，但它们的实际年龄测量起来仍出乎意料地难，这是因为恒星的外观在90%的生命历程中基本保持不变。天文学家将处于这一漫长青壮期的恒星称为主序星。恒星在主序阶段即将结束时会发生膨胀，亮度也比之前更高，成为一颗红巨星。恒星演化可以告诉我们不同质量的恒星会在何时膨胀，只要确定某颗恒星从主序星膨胀成为巨星的临界点，就能马上推算出它的实际年龄。

但是，单纯判断一颗恒星何时将到达临界点比较困难，一个更加简单易行的方法就是同时观察一群年龄相当的恒星。恒星总是成群结队诞生的，同一个恒星团里的恒星的质量可能会千差万别。当星团里质量较大的恒星发展成为红巨星时，我们便得到该星团中恒星从主序星变成红巨星的质量临界点，即小于该质量的恒星为主序星，大于该质量的为红巨星。只要确定这一质量，天文学家即可计算出整个星团的年龄。确定星团年龄对于我们理解整个银河系中恒星的诞生和演化史大有裨益。例如，它揭示了年代久远的恒星的重元素含量比新恒星的少。这一信息是我们探索行星形成的一大重要启示，我们会在第7章中详谈。遗憾的是，太阳并不属于任何一个星团，因此天文学家不得不另辟蹊径。(www.xing528.com)

1960年，这一问题迎来了突破性的进展。该年，加州理工学院教授罗伯特·莱顿（Robert Leighton）发现太阳在持续振荡，犹如一个摇晃着的巨大铃铛。振荡引起太阳表面气体有规律地起伏。他发现，研究这些振荡（日震）对于探测太阳内部的物理情况大有裨益。比如，天文学家只需观测太阳的一面，便可判断出无法探测的另一面是否存在太阳黑子。

太阳振荡的传播方式取决于太阳内部氢元素与氦元素的相对含量。天文学家知道最初构成太阳的物质中氢、氦元素各自的含量，根据太阳所产生的能量大小也能得知氢核转变成氦核的速度，然后将它们与日震数据结合起来，就能得出太阳的年龄。根据2011年公布的一个估算，太阳成为主序星的时间是在46亿年前，前后误差0.4亿年。这一结果与使用放射性同位素计年法所测出的最古老陨石的年龄几乎一模一样。正如前文所述，就算使用两种不同的测量方法得出相同的结果也不能确定它们就是对的。然而，有别于19世纪科学家使用的方法，放射性同位素计年法和日震法均建立在准确观测和扎实理论的基础上。到此，我们终于可以拍着胸脯说：太阳系年龄的神秘面纱终于被揭开了。