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盾始终存在。是我们在太阳的计算中有错误？还是金矿中的实验不正确？很难设想，所有用计算机进行的计算都是错误的。我们已经看到，计算的太阳模型在很多方面都与实际太阳相符合。实际上只要将太阳模型中的高能量的中微子流量，用一个很小的改正量相减，就可以消除和实验的矛盾。而这只需将太阳模型的中心温度降低一点就可以达到。但不幸的是，我们找不出任何一个理由来说明太阳模型的中心温度应该比计算得出的值要低一些。假若中微子的寿命不能任意长的话，那倒是可以找到一条解决矛盾的出路。如果有很多中微子就像其他粒子一样，比如它们在由太阳到地球八分钟路程中已经分裂为其他粒子，那么在氯实验中计数到较少的中微子就不足为怪了。但是物理学家确信，中微子本身是不会衰变的，所以这条出路被堵死了。
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我本人是不相信在计算机模型中会存在重大错误的，但很有可能是计算用的铍…硼…链的反应速率不正确。如果处在这个链开始状态的两个氦核，即一个正常的氦和一个较轻的氦同位素，相互间的反应几率远小于核物理学家所相信的几率（见图5…6），那将会怎样？太阳会发生变化吗？不会，因为太阳的能量是由质子…质子…链提供，所以它不会对太阳有影响。它除了会减小高能量的中微子流量，从而与氯实验相符合以外，太阳内部不会发生其他的变化。因此即使存在与氯实验的矛盾，我也不相信我们必须对太阳内部结构的概念作重大的修正。镓实验除了氯以外，还有其他原子能够和中微子发生反应。其中之一是镓的同位素。它的质量数是71，它在吸收一个中微子后变为锗。镓实验和氯实验相比，其本质区别在于，低能量的中微子也可以被计数出来。就是说，在镓实验中计数的是质子…质子…链中产生的中微子。它是真正在太阳能量产生过程中释放出的中微子，而不是产生于不太重要的附加反应中的中微子。为什么不立即进行镓实验？其困难首先在于怎样计数中微子反应中产生的锗原子。这样就需要先研制出合适的探测器，但正如一切中微子实验所遇到的情况一样，又使人陷入到一种新的困境之中，即中微子被一个原子捕获的现象极为罕见。为了使太阳的中微子流量造成每天至少有一个镓原子变为锗原子，那么就要求在池子中至少有37吨镓。这个数目和全世界纯镓的总储备量相比不是一个小量。镓是制造铝的附产品，目前1吨镓的价格将近100万马克。当然为了进行实验只须借用一下镓，以后还可以还回去。这样能否使价格大为便宜些也还成问题。为了预防战争每一个大国必定有镓的储备，因为电子工业需要镓，所以镓总是有的。当我写这一段的时候，位于海德堡的马克斯…普朗克核物理研究所正在制造锗探测器。并且在美国，以色列和联邦德国进行一些谈判，以便暂时得到1吨镓作为进行预备实验的手段。大型的实验迟早也会进行。它能不能证实我们对于太阳内部结构的设想？或者将使天体物理学家知道，我们所相信的有关太阳能量产生的知识是毫无价值？读者也许会感到奇怪，我们讨论今天的太阳，然而对它的另一些特性却完全置之不理。我们没有讨论太阳黑子以及它的11年周期，也没有讨论日珥和辐射爆发，而这些是在报纸上经常可以读到的。我们忽略这些的原因是为了集中研究太阳的主要性质。太阳的最外表层具有上面列举的一些精细现象，这正像我们地球上的气象一样。人们要想了解地球的历史，并不一定非要关心闪电和打雷的现象。
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6。较大质量恒星的演化史至今还没有得到解决的氯和中微子实验对于天体物理学家的自信心并没有产生很大的影响，因为还有其他的例子可以说明计算结果和天文观测是一致的。本章将要讲述这些例子。在这章里我们要研究质量远大于太阳质量的恒星的演化。由于质量较大的恒星消耗核能源比较快，所以它们属于能源已在很大程度上被耗尽的恒星。天体物理学家可以检验，由计算机预测到的这些恒星的演化过程是否和宇宙中真实的过程相符合。但是要用计算机去模拟计算一颗恒星从早期直到相当晚期的演化阶段，还存在很多困难。绝不可以认为，只要有一台战后出现的大型计算机就能很好地、自动而准确地进行计算了。为了要知道恒星随时间的演化，首先需要发明新的计算方法。外行人可能会奇怪，为什么单纯有台大型计算机还不能解决某一计算任务，还需要有新的计算方法？一般地说，从事观测的天文学家都很明白，如果有一台新的望远镜或是一个新的天文卫星，人们就能观测到更遥远的天体。然而发明一个新的数学方法也可以取得相同的进展，这一点就不那么容易被人所理解，因为数学方法并不能做成木制模型或纸模型，或者是做成彩色幻灯片，也不致于使人们为它举办由主管部长亲自出面主持的庆典。路易斯·亨耶和亨耶方法从1955年霍伊尔和史瓦西发表文章以后，和太阳质量差不多的，类似太阳恒星的演化理论就停顿下来了。在红巨星区域，模型的中心温度为1亿度，这时应该开始氦的聚变反应，但是一旦这种新的核反应在模型中发生时，计算方法就宣告失效。人们已经知道，在这类恒星中氦燃烧会进行得很激烈、很快。例如1952年利昂·梅斯特尔（LeonMestel）曾在剑桥大学所做的博士论文中就指出了这点。但是人们并不知道，利用当时采用的方法会使计算机失效，它根本算不出模型来。对于较大质量恒星，情况还要更糟糕一些。人们只能计算到中心对流区域内氢逐渐被消耗的阶段。一旦氢耗尽时，计算机立即就“畏惧”了，根本得不到进入红巨星区域的恒星模型，因而还达不到像霍伊尔和史瓦西已做到的程度，他们曾经得到了类似太阳的恒星在红巨星区域的模型。这种状况一直到50年代末都没有新的进展。与此同时计算机工业却不断地把功率更高的机型投入到市场上来。即便这样，问题并未得到解决。霍伊尔和他的同事们曾试图计算较大质量恒星的演化，但没有取得大的成果。史瓦西也是徒劳地想让类似太阳的恒星
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通过氦燃烧阶段。这时在日本以物理学家林忠四郎（ChuchiroHayashi）为首的一个小组，他们用台式计算机，并采用手算的方法，计算一个简化的模型，试图得到较大质量恒量在其中心氢耗尽后的命运。后来证明，日本人的计算结果和实际情况是比较接近的，但还是需要发明新的计算方法。在月球背面有座亨耶环形山。这是国际天文学联合会1970年为纪念在这年年初逝世的路易斯·亨耶（LouisHenyey）而给它取的名字。亨耶曾在天体物理的许多领域内工作过，但他给天体物理带来的影响最大的工作当然是计算方法的发明。今天人们称这种方法为亨耶方法。1961年8月国际天文学联合会在加利福尼亚州的伯克利举行大会。会上宣读了大量的各种专题报告。其中有一个报告是伯克利大学天文系的路易斯·亨耶作的。这个报告是关于一个新的恒星模型计算方法。在这以前人们早已传说亨耶发明了一种新方法。几年前他的小组已发表过一篇文章，但是那篇介绍新方法的文章非常难懂。任何人，甚至可能包括亨耶本人在内，都甚感费解。不过现在这种方法已大大简化和改进了。亨耶不属于发表文章又多又快的人，所以那天下午所有对恒星演化理论的进展感兴趣的人都来听他的报告。我听不懂但很勤快地作了记录。会议以后我能有半年时间到普林斯顿的马丁·史瓦西那里工作。我可以证明，史瓦西是怎样根据他的记录将亨耶讲述的方法重新整理出来的。以后我才着手看我的记录，几天以后我也明白了亨耶方法的原理。史瓦西立即应用这个方法去研究长期折磨他的类太阳恒星的氦燃烧问题，并在很短时间内就使演化程通过了几乎爆发式的快速演化阶段。亨耶方法使他能够模拟计算一颗恒星的演化，并顺利通过了以前无法通过的演化阶段！经过在帕萨迪纳逗留以后，我在1962年秋回到了慕尼黑。口袋中装有我对亨耶方法的加工品。阿尔弗雷德·魏格特在这期间已经移居到慕尼黑，并在我们的马克斯普朗克研究所工作。他和一位保险公司的女数学家埃米·霍夫迈斯特（EmmiHofmeister）已经准备好和我一起用亨耶方法来塑造恒星模型。天体物理研究所（这期间它已由原来物理研究所中的天体物理部分变成了天体物理研究所）的计算条件一开始就很好，真是一切道路畅通。我们想模拟计算较大质量恒星从主序到红巨星区域的演化。对于这类恒星，只要当它们离开主序时，通常的方法就会失效。1963年3月，我们所选择的一颗质量为7个太阳质量的恒星，不仅离开了主序而且远远地深入到红超巨星区域，开始了氦聚变为碳的反应。我们给伯克利的亨耶发去了一个电报：“亨耶方法已在慕尼黑工作，感谢你！”在这些星期里，一颗7个太阳质量的恒星的演化史诞生了。
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一颗7个太阳质量的恒星的演化史为什么正好选7个太阳质量？我们选择这颗星来进行计算的原因是希望它在演化的后期有一定把握经过所谓造父变星演化阶段，并具有这类变星的全部性质。而在这以前没有人能看到一颗普通的主序星怎样在演化过程中变成造父变星的。现在有了强有力的亨耶方法，就有希望达到这个目的。果然，这颗恒星在演化过程中甚至多次地经过了造父变星阶段。关于这点我还要再提到，但现在我想先按顺序地介绍一下7个太阳质量的恒星的演化过程。■先从主序阶段开始。这时恒星内部的化学组成是均匀的，并且是由含氢丰富的物质组成的。恒星具有主序星的所有性质。图6…1、图6…2给出了这颗�