“太阳是一团炽热的等离子体，一座巨大的核熔炉，氢在太阳的核心被聚变成氦，释放出巨大的能量。”

估计现在连小孩子都知道，太阳是一个由氢元素聚变成重元素的核熔炉，太阳发光发热的方式已在我们心中根深蒂固！以至于现在很少会回想起来，仅在100年前，我们甚至还不知道太阳是由什么构成的，更不用说是什么给它提供了如此巨大的能量！

早期开尔文对太阳发光发热的研究

几个世纪以来，根据万有引力定律，我们知道了太阳的质量大约是地球的30万倍，通过测量地球接收到的能量，我们知道了太阳的功率约为4×10^26瓦，这大约是地球上最大发电厂释放能量的10^16倍。

但我们不知道太阳的能量来自哪里。开尔文勋爵就是着手解决这个问题的人。

根据达尔文的研究，很明显地球至少需要数亿年的进化才能产生我们今天看到的生物多样性，而从同时期的地质学家来看，地球显然已经存在了至少几十亿年。但是什么样的能量来源能在如此长的一段时间内保持如此高的能量输出呢？开尔文勋爵（发现绝对零度存在的著名科学家）考虑了以下三种可能性：

太阳在燃烧某种燃料。太阳在吞噬太阳系内某种物质。太阳通过自身的引力来产生能量。

事实证明，每一种可能所释放能量都不足以维持如此长时间的能量输出。

太阳在燃烧某种燃料。

第一种可能性是太阳燃烧某种燃料，这在当时听起来很有道理。

大多数“可燃”燃料要么是氢，要么是碳氢化合物，要么是TNT，所有这些都能与氧气结合，释放出巨大的能量。如果太阳完全是由这些燃料中的一种组成的，那么就会有足够的材料让太阳产生惊人的能量4×10^26瓦，并且能持续数万年。但不幸的是，这段时间与人类的寿命相比，确实相当长，但还不足以说明生命、地球或太阳系的漫长进化史。因此，开尔文排除了这种可能性。

太阳正在吞噬太阳系内的某种物质。

第二种可能性更有趣一些。既然第一种可能性的燃料不够燃烧，不可能通过现有的原子来维持太阳的能量输出，但原则上可以不断地向太阳添加某种燃料来保持它持续燃烧。众所周知，彗星和小行星在我们的太阳系中大量存在，只要有足够的新（未燃烧的）燃料以大致稳定的速度被添加到太阳中，它的燃烧寿命就可以大幅度延长。

但是，我们不能随意的给太阳增加质量，因为在某种程度上，太阳质量的增加会轻微地改变行星的轨道，自从16世纪第谷·布拉赫时代以来，人们就能以极高的精度计算出行星的运行轨道。简单的计算表明，即使只是给太阳增加少量的质量（在过去几个世纪里不到千分之一）也会产生可测量的效果，而稳定的、可观测的椭圆轨道排除了这种可能性。所以，开尔文认为，这就只剩下第三种选择了。

太阳通过自身的引力产生能量。

太阳释放的能量可能是由引力收缩提供的。根据我们的普遍经验，一个球在地球上上升到一定的高度，然后释放，它下落的时候就会加快速度，增加动能，当它与地球表面碰撞并静止时，就会将动能转化为热量（和变形）。相同类型的初始能量（重力势能），就会导致分子气体云在收缩的时候变得更密集，然后就会升温。

由于引力收缩后会比以前的弥散气体云小得多（更接近球形），所以就需要很长一段时间才能将所有的热能辐射到天体表面。开尔文是当时世界上研究这一力学机制最重要的专家，开尔文-赫尔姆霍兹机制是以他在这一领域的研究成果命名的。开尔文计算出，像太阳质量的天体，如果它能释放出和太阳一样多的能量，其寿命大约是几千万年，更准确地说是两千万到一亿年间。

虽然年龄有所增加，但这一定是错的！有些恒星确实是通过引力收缩获得能量，但那些是白矮星，不是像太阳这样的恒星。开尔文关于太阳（和恒星）的年龄估计实在是太小了，这不足以解释我们所观察到的一切，因此，要解决这个问题需要几代人的时间，以及一种新力（核力）的发现。

与此同时，我们甚至还不知道太阳是由什么构成的。当时的普遍看法是，太阳几乎是由与地球相同的元素构成的！尽管这对你来说可能有点荒谬，但考虑一下下面的证据。

对太阳光谱的研究，以及对恒星的分类

元素周期表上的每一个元素都有一个特征光谱。当原子被加热时，电子向低能态的回落时会产生发射谱线；当光照射到原子的时候，它们会吸收相同波长的光线。所以如果我们观察太阳光不同的波长，我们就可以通过它的吸收特征找出它的最外层有哪些元素。

这种技术被称为光谱学，从一个物体发出的光被分解成其各自的波长以供进一步研究。当我们对太阳光谱进行分析时，我们会发现...

基本上，这些元素和我们在地球上发现的是一样的。但究竟是什么，使得这些线条呈现出相对不同的强度。例如，在上图中会注意到有些吸收线非常窄，而有些吸收线非常深、非常强。仔细观察可见光谱中最强的吸收线，其波长为6563埃。

是什么决定了这些吸收线的强度？结果表明有两个因素，其中一个是：拥有的元素越多，吸收线就越强。那个特定的波长6563埃 ，就是氢元素的吸收谱线。

但要弄清这些线条的强度，还必须了解第二个因素：原子的电离水平。

不同的原子在不同的能量下会失去一个电子（或多个电子）。因此不同的元素不仅各有一个与之相关的特征光谱，相同的元素还可能以多种不同的电离态（少了一个电子、两个或三个电子，等等）存在，所以每个元素都有自己独特的光谱！

因为能量是决定原子电离状态的唯一因素，这就意味着不同的温度会导致不同的相对电离水平，从而导致不同的相对吸收水平。

当我们观察宇宙中的恒星时，可以看到它们有很多种不同的类型，如果肉眼看不清楚的话，任何望远镜或双筒望远镜都能马上看清楚恒星的区别。

很明显，宇宙中的恒星有着截然不同的颜色，这就告诉我们，恒星表面的温度彼此相差很大。因为温度一样物体会发出同样类型的（黑体）辐射，当我们看到不同颜色的恒星时，我们实际上是在探测它们之间的温度差：蓝星更热，红星更冷。

这正是美国女天文学家安妮·坎农（Annie Jump Cannon）根据颜色和温度对恒星进行分类的方法，在一端是最热、最蓝的o型恒星，另一端是最冷、最红的m型恒星。

但这并不是对恒星分类时我们考虑的全部因素。因为如果我们只是根据温度来给恒星分类，那为什么不是“ABCDEFG”，而是“OBAFGKM”呢？毕竟前者更简单一些。

这里有个故事。在这个现代的分类方案形成之前，我们还观察了恒星中吸收线的相对强度，然后根据谱线是否出现对它们进行分类。这是我们对恒星分类考虑的另外一个因素。

不同的吸收线在特定的温度下会忽隐忽现，因为原子被不同程度电离后其电子就无法进行特定的原子跃迁，而在极端温度下完全电离的原子就没有吸收线！所以当我们测量一颗恒星的吸收线时，我们需要了解它的温度是多少（它的电离特性)，以便正确地得出它内部元素的相对丰度是多少。

现在我们回到太阳光谱，了解不同的原子是什么，它们的原子光谱是怎样的，以及它们的电离特性，我们就能从中得出各种元素的组成比例！

事实上，在太阳上发现的元素和在地球上发现的元素几乎是一样的，除了两个例外：氦和氢都比地球上的含量多得多。氦在太阳上的含量是地球上的数千倍，而氢在太阳上的含量是地球上的100万倍。

只有综合以上的所有知识：颜色和温度之间的关系（根据黑体辐射），原子电离程度如何受到温度的影响，以及吸收线的强度如何与电离有关，我们才能算出恒星中元素的相对丰度。

总结：首次发现太阳组成成分的女性天文学家

知道是哪位科学家把这些需要考虑的因素结合在一起的吗？一个25岁的女人，但她从未得到应有的荣誉。

塞西莉亚·佩恩，她早在1925年在自己的博士论文中做了这项研究！(天文学家奥托·斯特鲁夫称这篇论文“无疑是天文学领域有史以来最出色的博士论文”）她是第二位通过哈佛大学天文台（Harvard College Observatory）获得天文学博士学位的女性。她最初的母校剑桥大学直到1948年才向女性授予博士学位。后来，她开创了非凡的天文学事业，成为哈佛大学第一位女性系主任、哈佛大学第一位女性终身教授，激励着一代又一代的天文学家。

在历史上，亨利·诺里斯·罗素（赫茨普龙-罗素图的中的“罗素”）经常被认为是发现太阳主要由氢组成的人，因为他劝阻佩恩不要发表她的结论，他说这是“不可能的”，但在四年后自己却陈述了这一结论。

这是塞西莉亚·佩恩（Cecilia Payne）的伟大发现，她的成功当之无愧。吸收线的强度加上恒星的温度和已知原子的电离特性，使我们得出一个不可避免的结论：太阳的质量主要是氢！多年后，我们发现，正是这些氢聚变形成氦，为太阳和大多数恒星提供了能量，这一切之所以成为可能，要归功于塞西莉亚·佩恩(Cecilia Payne)，以及她对恒星运行和组成的惊人洞见力。