太阳为什么能持续燃烧不爆发

太阳是一个悬浮在宇宙空间中的大火球，这个火球中的物质都处于等离子态，就是处于高温电离状态的气体，闪电就是等离子体，它已经燃烧了46亿年。

根据日常经验，燃料加的越多，火烧的越旺，燃料的消耗速度也就越快。世界上并不存在天长地久，太阳却拥有这么长的寿命，就在于燃烧得缓慢和稳定。太阳的质量是有限的，太阳燃烧了这么久都没有熄灭，那么是什么原因使太阳的燃烧过程能够长期保持稳定且缓慢呢？

在谈及这些问题之前，先来了解一下太阳烧的啥燃料，太阳能够发光发热的原因。

太阳通过“燃烧”氢释放光和热

在20世纪，随着生产力的高速发展，人类的科学知识也得到了迅猛提升。科学家们利用核物理知识，制造出了原子弹和氢弹。这些武器之所以能够产生如此巨大的能量，就在于产生能量的方式，原子弹靠的是核裂变，氢弹则包含核聚变过程。与氢弹产生能量的方式类似，太阳也是依靠氢聚变为氦的过程产生能量。目前，氢大约占太阳总质量的73%，氦大约占25%，其余2%是其它元素。

虽然太阳燃烧的是氢，但与普通燃烧过程不同，太阳中进行的是核反应，而通常所说的燃烧是一种化学反应。燃烧在化学中属于氧化反应，传统烧火做饭过程中使用的燃料是柴草，其实还需要氧气和足够的温度，否则火是烧不起来的。氢如果和氧气发生反应，燃烧后的产物则是水，反应发生于原子级别，原子核的结构不会发生变化。核聚变反应过程中只需氢参与反应，更准确点来讲是氢原子核，原子核结构会发生变化，氢元素会变为氦元素。核聚变反应能够释放出大量能量，光（光和热本质上是一样的，都属于电磁波）就是这些能量的主要载体。

1千克铀238裂变后释放的能量，就相当于2000吨优质煤燃烧后所释放的能量。相同质量下，核聚变释放的能量通常比核裂变更多。可见，同样是发光发热，原理不相同，反应时释放的能量大小也不相同。在核反应过程中，一部分质量会转变为能量。据估计，太阳每秒钟大约消耗400多万吨的氢，经过了46亿个年头，太阳也就损失了100多个地球质量的氢，但这还不到太阳质量的0.1%。

上图是铀235的裂变反应，铀238与之相似。

燃烧反应的发生需要足够的温度，核反应也十分类似。既然在同等的条件下，核聚变能够释放出更大的能量，所需要的反应条件也必然比燃烧反应更苛刻。科学研究表明，核聚变反应只有在超高温、超高压条件下才能进行，当恒星的质量足够大时，才能在内部保持高温高压环境。根据科学家的估测，太阳内部核反应区的温度至少在1500万摄氏度，核心处的压力则比地球大气压高3000亿倍。

其实木星和太阳很相似，主要都是由氢构成的，木星的质量如果再大上80倍，木星内部的温度和压力就足够开启氢聚变。正是如此苛刻的条件，才使得人工可控核聚变难以实现。

如上图所示，人工氢核聚变，将氘和氚聚变为氦。

说到这里，就该向大家介绍太阳在燃烧过程中能够保持稳定的原因了。

一场拔河比赛，势均力敌才能保持平衡，辐射压和重力的平衡使太阳保持稳定

在拔河比赛过程中，当双方的力量相当时，谁也拗不过谁，此时就处于二力平衡状态。在一个系统中，如果存在多种力量，要想使系统保持稳定，这些力量就必须要处于平衡状态。太阳能够稳定地燃烧，其实就是力的平衡结果。

要想了解太阳在核聚变过程中为啥这么稳定，就必须了解具体的反应原理。

质量越大，引力就越强，高温高压就是靠引力产生和维持的。太阳主要由氢构成，在这个过程中，某一临界点时，会引发氢核聚变反应，氢原子核通过一系列的反应聚变成一个氦原子核。除了光子以外，在这个过程中，太阳还会释放出中微子等粒子。如果此时没有保持平衡，太阳在自身重力的作用下，核心处的温度和压力会继续升高，核反应速率加快，聚变反应也将变得更加剧烈，直至引发猛烈的核爆炸，太阳也将就此消亡。

太阳能够保持稳定，必然还有另外一种力同重力相抗衡，这便是核聚变过程中产生的辐射压力。辐射压和重力就是拔河比赛中的甲乙两队，这两个家伙的马拉松比赛决定了太阳的命运轨迹。

辐射压就是氢聚变过程中产生的辐射所形成的压力，这些辐射产生于太阳内部，大部分辐射被太阳自己吸收后，会引起太阳的体积膨胀，也就是受热膨胀。只要太阳内的氢燃料充足，辐射压和重力就能够保持动态平衡。正是这种巧妙的平衡关系，才使得恒星能够持续而稳定地发光发热，只是偶尔会抽一下风，搞个耀斑啥的。

这种平衡关系也是太阳能够保持缓慢燃烧的原因之一。下面来为大家揭秘太阳缓慢燃烧的另一个秘密。

量子效应助力太阳缓慢燃烧，这便是太阳长寿的秘密

太阳很大，不仅体积大，质量也占太阳系总质量的99%。不过，太阳能燃烧这么久，并不是因为它的质量很大。相反，质量越大，恒星的引力也就越大，恒星燃烧的就越剧烈，恒星内部的氢消耗的也就越快。因此，大质量恒星非常短命，那些短命的恒星有些只有不到100万年的寿命。不过太阳的质量在宇宙中并不大，科学家估计太阳大约有100亿年的寿命。据估计，有些质量很小的恒星寿命可达1万亿年。

太阳真的很大，太阳内部大约可以容纳100万个地球。位于太阳中央的核反应区，仅占太阳半径的1/4。虽然占地面积不大，但是物质密度却很高。氢1或氕（一个质子）只有在这个区域才有条件聚变为氦4，这个过程并不是直接发生的，需要经历一系列中间过程。下图就揭示了这么一个过程。

如上图所示，质子形成氦2（双质子）后，由于不稳定，会迅速发生贝塔衰变，有机会转变为氢2（氘，含一个质子和一个中子），然后其它质子再和氘结合成氦3（含两个质子、一个中子），最终变为氦4（含两个质子、两个中子），这就是氢聚变为氦的全过程。其中，双质子也有可能会衰变并分裂，重新成为自由质子。中子不能直接由自由质子衰变而来，只有在原子核中，质子才会发生衰变。所以，贝塔衰变概率也是决定核反应速率的重要因素。

太阳核反应区虽然达到了反应条件，但起决定性作用的还是量子隧穿效应。质子虽然能够发生碰撞，但并不一定能够结合。原因在于，质子带正电，同性相斥，质子结合就必须要克服库仑斥力，而恒星内质子的平均热动能还不足以克服库仑斥力。库伦斥力就相当于隔在质子中间的一堵墙，但是这堵墙上面却存在一些可以让质子通过的孔，微观粒子存在的不确定性，使得质子有机会穿过这堵墙。这个隧穿概率便是决定核反应速率的另一个重要因素。

上图展示了量子隧穿效应的变化过程。

总结一下，主要是量子隧穿和贝塔衰变这两种量子效应，决定了太阳内部氢的燃烧速率。说到这儿，相信大家对上面介绍的引力导致恒星收缩，恒星核反应速率会加快，也就能更好的理解了。

太阳的未来

在这些因素的限制下，太阳还能稳定燃烧50～60亿年，就会离开主序星的阶段、转变为红巨星，主序星阶段占太阳生命历程近90%的时间。

不过，在这46亿年的时间里，据科学家估计，由于太阳的体积在缓慢增大，亮度至少提升了30%。从短期来看，太阳还是十分稳定的。未来每10亿年太阳亮度还会增加10%，30亿年后地球可能就不适合生命生存了。

当太阳核心处的氢消耗殆尽，只剩下氦和外层氢壳，辐射压不足以抵抗重力，太阳外层的物质会向内猛烈收缩，就会引发另一种核聚变——氦聚变。剧烈的变化，不仅点燃了氦，还点燃了氦核之外的部分氢，此时辐射压占了上风，剧烈的核反应又导致太阳外层物质迅速发生膨胀，形成红巨星。太阳在红巨星阶段会待上几亿年，然后就会变为白矮星，直至宇宙终结。

上图展示了太阳的生命历程。

好了，这就是太阳能够持续稳定地发光发热的原因，也是太阳能够长寿的秘密。