網友提問：“我該怎麼用經典物理學計算太陽的年齡？我知道它的壽命是大約100億年，但這是怎麼計算出來的？”

答：這需要一點經典物理學以外的知識，但是你仍然可以通過非常簡單的計算估算出太陽的壽命。

圖解：太陽的生命循環；未依照大小的比例繪制。太陽是在大約45.7億年前在一個坍縮的氫分子雲内形成。太陽形成的時間以兩種方法測量：太陽目前在主序帶上的年齡，使用恒星演化和太初核合成的電腦模型确認，大約就是45.7億年。這與放射性定年法得到的太陽最古老的物質是45.67億年非常的吻合。

首先，如果你想要知道太陽現在的年齡（大約50億年），這個數字可以從追溯太陽系中與太陽同期形成的物體的電波輻射中得出。

圖解：這是太陽上出現的C-3級中等耀斑（在圖片左上角的白色區域），以及一個太陽“海嘯”（位于圖片的右上，波狀的結構）和多個絲狀的磁力線，它們是從恒星表面離開的。

在太陽變成一顆紅巨星（即壽終正寝）前的總壽命，大約是100億年（這意味着轉化會在大約距離現在50億年後發生）。這個估算是假設在太陽内部使其閃耀的能量消耗殆盡之後太陽會“去世”。這一事件發生的時間大約是太陽擁有的可以被轉化成光的總能量，除以太陽消耗能量的速率，或是：

壽命 = （能量）/ （太陽發射能量的速率[能量/時間]）

太陽發射能量的速率（亮度）是大約3.8 x 10^26 瓦特（這是數字38後面跟25個0——相當于好多個電燈泡！）這個數字可以通過測量在地球來看太陽有多明亮以及太陽與我們的距離來得出。

圖解：太陽的有效溫度或黑體溫度（5777K）是一個相同大小的黑體，在産生完全輻射的功率時所對應的溫度。

理解太陽需要燃燒的總能量需要一點額外的知識（例如，一些核物理知識）。我們知道，太陽是通過内部的核反應，将四個氫原子轉化成一個氦原子來發光。如果你看元素周期表，你就是看的一個氦原子的質量比四個氫原子的總和要少；大約0.7%的原始總質量“消失”了。這些“消失的質量”其實被轉變成了能量，這部分能量使得太陽發光。因此，使用愛因斯坦的著名公式E = mc2來轉換質量與能量，我們能知道太陽擁有的可用的能量是：

E = 0.007 x M c^2

c代表光速，M代表太陽的可用于發生上述核反應的質量。

圖解：太陽核心被認為是由中心點至0.2倍太陽半徑的區域，是太陽系内溫度最高的地方。它的密度高達150,000 kg/m^³（是地球上水的密度的150倍），溫度則為15,000,000K（對比于太陽表面的溫度大約是6,000K）。

現在，我們發現隻有太陽的中心部分是處在一個足夠高的溫度之下，可用使得核反應可以發生。你會需要使用一個太陽結構的細節模型來仔細弄清楚太陽哪些部分具有足夠高的溫度，但是如果我們隻是估算這些，我們可以說大約10%的太陽質量是處在太陽中心部分且具有足夠高的溫度使得核反應可以發生。然後就有：

E = 0.007 x 0.1 x Msun c^2

Msun代表太陽的總質量，2 x 10^30千克。我們因此可以計算太陽需要燃燒的總能量是大約1.3 x 10^44焦耳。用這個數字除以3.8 x 10^26 瓦特（太陽放射能量的速率），可以得出大約100億年的太陽壽命。

相關天文知識

質子﹣質子鍊反應是恒星内部将氫融合成氦的幾種核聚變反應中的一種，另一種主要的反應是碳氮氧循環。質子﹣質子鍊反應在太陽或更小的恒星上占有主導的地位。

圖解：質子﹣質子鍊反應在太陽或更小的恒星上占有主導的地位。

參考資料

1.WJ百科全書

2.天文學名詞

3. 彭小琳- NG

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