天上太阳放光明|太阳的故事之光明的源泉 恐怖的核心
爱因斯坦和他的年轻合作者英费尔德(LeopoldInfeld,1898-1968)曾经写过一本非常出色的科普著作，叫做《物理学的进化》(TheEvolutionofPhysics)。在那部著作中，他们作过一个令人印象深刻的比喻，那就是把科学的发展比喻成一个侦探故事。他们这样写道：
自从柯南·道尔写出绝妙的故事以来，在几乎所有侦探小说中都有这样一个时刻，侦探收集到了为解决问题的某个阶段所需的全部事实。那些事实往往看起来很奇特、不连贯，并且彼此毫不相干。可是大侦探知道这时不必继续调查了，现在只有纯粹的思维能把搜集到的事实联系起来。于是他拉拉小提琴，或躺在安乐椅上抽抽烟。突然间，老天爷，他找到了联系！他不仅对手头所有的线索都有了解释，而且知道某些其它事情也一定发生了。因为现在他已经确切地知道在哪里可以找到它，如果愿意的话，他可以出去收集他理论的进一步证实。
我们的太阳故事进行到这里，也差不多到了那样一个时刻，可以——甚至必须——象大侦探一样解决一些谜团了。不过与大侦探的单枪匹马及“老天爷，他找到了联系！”那样的戏剧性不同，科学家们收集事实的过程更象是现代侦探连续剧中那些跨省市的联合行动。因为除了大侦探自己收集的事实外，来自同事、同行乃至其它部门的协助往往也对案情的侦破起着关键作用。而科学家们解决谜团的过程，与其说是“拉拉小提琴，或躺在安乐椅上抽抽烟”，不如说更象是现代侦探连续剧中的大型案情分析会。在那样的分析会上，很多人(尤其是新手)会提出很多设想。当那些设想被一一排除后，某位幸运儿(多半是男主人公)会提出一个真正的好想法。当然，一个精彩的侦探故事往往是曲折的，一个曾经的好想法也许后来又遇到新问题，然后不得不召开新的案情分析会。我们将会看到，科学的发展常常也是如此。
现在就让我们来观摩一场有关太阳的案情分析会，会议的主题是太阳为什么会发光？或者用更学术一点的话说，是恒星的能量产生机制是什么？
太阳为什么会发光？这是一个很古老的问题。既然是很古老的问题，当然曾经有过很古老的回答，比方说“上帝安排的”。但那样的回答就好比是说凶案是上帝做的，不必查了。那样的人做神父远比做侦探合适，我们就不邀请了[注一]。
那么，我们所邀请的第一位侦探是谁呢？是英国天文学家赫歇耳(WilliamHerschel,1738-1822)。此人是太阳系第六大行星——天王星——的发现者，在天文史上是一位赫赫有名的前辈。不过我们这场案情分析会虽然打算开成一个“团结的大会”、“奋进的大会”，却不是一个论资排辈的地方。在这个分析会上，赫歇耳的资格虽老，却必须被列入“菜鸟”行列(这也比较符合侦探片中新手总是先发言的惯例)，因为他的提议确实是太“菜”了一点。那提议是这样的：太阳之所以发光，是因为它有一个因炽热而发光的大气层，那大气层的下面则有可能是一个凉爽、甚至可能有生命居住的固态表面！
今天的读者也许很难理解，象赫歇耳那样著名的天文学家怎么会想出如此不靠谱的提议？难道是超前学习了韩乔生同学的“意识流”？在这里，我们要为赫歇耳说几句公道话，因为他的提议在如今看来虽然极度离奇，在当时却并非单纯的臆想。事实上，赫歇耳之所以作出那样的提议，是因为他注意到了太阳上的黑子，他认为那是透过太阳大气层中的空隙所看到的太阳表面，那表面既然呈现黑色，想必是凉的，这就是他那提议的依据。那依据虽然是错误的，在当时却不失为是一种可能性。在科学史上，错误的假说可以说是层出不穷，一些反科学人士往往以此为由来抨击科学。其实，科学之所以有今天的声望，从来就不是因为她不会出错，而是因为她不断地寻求实证，并且在这过程之中不断地纠正错误，去芜存菁。我们在后文中将会看到，黑子的“黑”是一种相对的颜色，它并不等于日常意义上的“凉”。我们在第六节中介绍过的太阳光谱的类型也间接证实了太阳“表面”非但不凉，而且要比大气层(确切地说是光球层)更热，因为否则的话，太阳大气层的光谱将会是发射光谱而非吸收光谱(参阅第六节的注四)。除上述误判外，赫歇耳的提议还有一个很大的问题，那就是无论多热的大气层如果得不到能量的补充，都会很快冷却下来，这与太阳长时间稳定地发光是完全矛盾的[注二]。
有这么多严重问题，赫歇耳的资格再老，也只能到一旁凉快去了。接下来有两人几乎同时发了言，这两人一位是德国医生兼物理学家迈耶(JuliusvonMayer,1814－1878)，另一位是苏格兰物理学家沃特斯顿(JohnWaterston,1811-1883)。说来也巧，这两人不仅发言时间相近，学术经历也相似：他们都在热力学领域中做过一些先驱性的工作，前者研究了热功当量和能量守恒，后者研究了气体分子运动论，但两人的工作都在很大程度上被同时代人所忽略。到了十九世纪四十年代后期，这对“难兄难弟”又几乎同时对太阳为什么会发光产生了兴趣。与赫歇耳时代不同，当这两人开始研究这一问题时，能量守恒的观念已初步形成(如前所述，迈耶本人就是研究这一观念的先驱之一)，因此他们不能象赫歇耳那样随意假设一种近乎静态的发光机制，而必须寻求能让太阳持续发光的能量来源。
作为起点，他们两人都分析了一种土得掉渣的假说，即把太阳当成一个燃烧的大煤球。这种“煤球说”的提出是不需要想象力的，凡用过煤炉的人都有可能想到，但推翻它却需要一些专业知识。经过计算，迈耶发现太阳虽然大得惊人，但与它那更惊人的光度相比却还不够大，假如太阳果真是个大煤球的话，即便维持燃烧所需的氧气不是问题，它也只能燃烧几千年。沃特斯顿的研究则表明，不仅大煤球烧不了多久，其它化学反应也强不到哪里去，至多能撑20000年(感兴趣的读者可以利用化学过程所涉及的能量与原子外层电子的能量同一量级这一特点核实一下他们的结果)。如果时光能倒转两百年，他们这些结果将不仅不是问题，反而是天大的优点，因为那跟神学家们“推算”出的世界历史的长度大致相当。但在十九世纪中叶，学术界已基本断定地球的年龄远不止那个量级。而依照当时流行的康德-拉普拉斯星云假说(Kant-Laplacenebularhypothesis)，太阳和地球是由同一片星云收缩而成的，彼此年龄相近。既然太阳和地球的年龄相近，而地球的年龄远不止几千年，那么只能燃烧几千年的“大煤球”显然不可能是太阳持续发光的能量来源。因此“煤球说”也被排除掉了。[NextPage]
排除了“煤球说”之后，迈耶和沃特斯顿各自提出了自己的假说。迈耶提出太阳之所以持续发光，是因为不断有陨星坠落到太阳上。沃特斯顿则认为是太阳自身引力收缩产生的热量使它持续发光。两者之中，沃特斯顿的“引力说”由于与康德-拉普拉斯星云假说存在共性——即都与引力收缩有关——而占有一定优势。不过优势归优势，两人的论文投寄出去后的命运却是相同的：那就是都被拒掉了——迈耶的论文被巴黎科学院(ParisAcademy)所拒，沃特斯顿的则被伦敦皇家学会(RoyalSocietyofLondon)所拒。但即便如此，沃特斯顿还是找到机会于1853年向英国科学进步协会(BritishAssociationfortheAdvancementofScience)报告了自己的理论，他的报告打动了两位著名人物：德国物理学家亥姆霍斯(HermannvonHelmholtz,1821-1894)和英国物理学家汤姆生(WilliamThomson,1824-1907)，即后来的开尔文勋爵(LordKelvin)。他们成为了我们这个案情分析会的下两位发言者。
这两人之中，亥姆霍斯的发言很简短，中心思想就是坚决拥护沃特斯顿的“引力说”。汤姆生则比较健谈，他虽然也表态支持“引力说”，却详细回顾了自己的“心路历程”。他坦承，自己曾经喜欢过迈耶的“陨星说”，但在接触过程中逐渐认清了后者存在的问题，那就是假如太阳系中仍有那么多陨星，我们地球也应该会分到一瓢羹，这与地球目前的“冷清”状态显然不符(事实上，考虑到我们这些地球生物的脆弱性，地球若果真分到那“一瓢羹”的话，我们早就挂掉了)。不仅如此，假如太阳的巨大能量真的来自陨星，那陨星的数量必须极为庞大，它们的坠落将使太阳的质量增加，进而影响行星的轨道。由此导致的后果之一，是过去几千年中地球的公转周期应该缩短几个星期。这与天文观测显然也是矛盾的。“吾爱‘陨星说’，但吾更爱真理”，面对如此严重的问题，汤姆生毅然决然地抛弃了“陨星说”，转而投入“引力说”的怀抱。
与“陨星说”相比，“引力说”的确显得高出一筹。亥姆霍斯和汤姆生的研究表明，太阳的半径只要每年收缩几十米，就足以维持目前的光度(感兴趣的读者不妨自己估算一下，看能否证实他们的结果)。相对于139万公里的太阳直径而言，那样小幅的收缩在当时是任何人都无法察觉的，因而不与观测相矛盾。而且，那样的收缩可以持续几千万年，与汤姆生本人所估算的地球年龄具有相同的量级。这一点给了他很大的信心，使他在有生之年里保持了对“引力说”的从一而终。若干年后，当人们利用新发现的放射性现象对地球年龄作了重新估算，发现它远比几千万年更古老时，汤姆生依然固执己见，凭借自己的巨大威望将“引力说”全面推向了二十世纪。
但在有关地球年龄越来越铁的证据面前，汤姆生的威望虽高，终究只是螳臂挡车。在这一点上，亥姆霍斯醒悟得比较早，他曾表示，如果能发现新能源，我们就可以把太阳的年龄延长。这虽然是一句没什么技术含量的大白话，却也道出了一个努力方向，那就是寻找新能源。只不过“煤球说”所用的化学能(本质上是电磁能)和“引力说”所用的引力能都被排除了，新能源在哪里呢？这个问题自然而然就成为了下一位发言者的主题。
这位发言者是我们的老朋友了，他就是英国天文学家爱丁顿，他的准备工作比前几位发言者都更充分，因为他从兄弟单位那里拉来了以下几项“友情赞助”(赞助者全都是诺贝尔奖得主)：
•1905年，爱因斯坦提出了著名的质能关系式：E=mc2。它表明在貌似寻常的物质之中蕴藏着惊人的能量。
•1919年，新西兰物理学家卢瑟福(ErnestRutherford,1871-1937)在卡文迪许实验室里实现了所谓的人工原子核嬗变(nucleartransmutation)，即用人工手段将一种原子核变成另一种[注三]。
•1920年，英国化学家阿斯顿(FrancisWilliamAston,1877-1945)发现了氢原子核(即质子)的质量要比重元素单个核子的平均质量略大。
这几项“赞助”落到爱丁顿那训练有素的大脑里，很快就变成了一个有关新能源的大胆构想：既然原子核可以彼此转变，而质子的质量要比重元素单个核子的平均质量略大，那么只要能把质子聚合成重原子核——比如氦核。前者所包含的多余质量就应该会按照爱因斯坦质能关系式所确定的“汇率”转变为巨大的能量[注四]。简单的估算表明，这种被称为核聚变(nuclearfusion)的能量产生机制足以支撑太阳100亿年以上，与有关地球年龄的所有测定都完全相容[注五]。
当然，这只是理论可能性，它能否成为现实，关键得看太阳上的质子是否真能聚合成重原子核。在爱丁顿时代，那还是一个谜，因为核子世界的一个重要成员——中子——尚未被发现，有关核子相互作用的理论也尚未建立起来。不过爱丁顿很乐观，他表示“在卡文迪许实验室里能够做到的事情对于太阳来说应该不会困难”。但他乐观不等于别人也乐观，他的观点一经提出，就遭到了一位重量级英国物理学家金斯(JamesJeans,1877-1946)的强力反对。两人互不相让，展开了公开而激烈的争论，他们的争论一度成为皇家学会的一道风景，吸引了很多听不懂他们争论的科学家来看热闹(科学家也是人，他们的好奇心也并不总是集中在大自然上的)。
那么，金斯反对爱丁顿的理由是什么呢？最核心的一条理由是这样的：质子之间存在很强的静电斥力，为了让它们彼此接近到能够发生核聚变的程度，它们的热运动能量必须大到能克服静电斥力的程度，这要求极高的温度，而太阳内部是不可能有那样高的温度的。对此，爱丁顿的回答是：象氦核那样的重原子核的存在是一个既有事实，如果连恒星内部的温度都不够高，那么宇宙中的重原子核从何而来呢？“我们不跟宣称恒星不够热的人争论，我们请他去找一个更热的地方”——他用这样一句掷地有声的名言把球扔回给了金斯。
这球金斯没能接住，因为当时没有人知道更热的地方(不过富有戏剧性的是，后来人们发现，还真的存在一个比恒星内部更热的地方，而且包括氦核在内的某几种重原子核确有相当一部分是在那里被产生出来的。那个地方就是大爆炸初期的宇宙)。爱丁顿虽然把球扔回给了金斯，但要想让别人真正信服，光靠扔皮球是不行的，他必须正面论述自己理论的可行性。为此，爱丁顿对恒星结构模型进行了研究。在那些具有开创意义的研究中，他估算出太阳核心的温度约为4000万度，核心物质的密度则为80克/厘米3(相当于黄金密度的四倍)。由于缺乏核相互作用理论的引导，他无法对核聚变的细节做出可靠描述，但他的估算结果在数量级上是大致成立的[注六]。
几千万度的高温，比黄金还高得多的密度，那样的数据看上去有些离奇。但福尔摩斯说得好：当你排除了所有的不可能，剩下的无论看起来多么不可能，一定就是真相。爱丁顿的理论就颇有那样的意味。如果我们对已被排除掉的“煤球说”、“陨星说”和“引力说”分一下类的话，那么从尺度上讲，它们中既有宏观的，也有原子尺度的；从相互作用上讲，则既有电磁的，也有引力的。既然那些都被排除掉了，剩下的尺度就该轮到原子核尺度，而剩下的相互作用则该是弱相互作用和强相互作用了，这正是爱丁顿假说的基本特点[注七]。但福尔摩斯的话虽然精彩，毕竟不是金科玉律。爱丁顿的假说真的代表真相吗？这个悬念我们要请下一位发言者来揭晓。那位发言者也做了充分准备，而且拉“赞助”的功夫也不含糊，总计拉到四项之多(赞助者除伽莫夫外，也全都是诺贝尔奖得主)：
•1928年，俄国物理学家伽莫夫(GeorgeGamow,1904-1968)发现了量子力学的隧道效应，即微观粒子有一定概率穿越经典意义上不可穿越的“障碍”。这一发现在很大程度上破解了金斯的诘难，因为即便太阳核心不够热，依然有一部分质子可以通过隧道效应来克服静电斥力造成的“障碍”。
•1932年，英国物理学家查德维克(JamesChadwick,1891-1974)发现了中子，为理解原子核结构铺平了道路[注八]。
•1934年，意大利物理学家费密(EnricoFermi,1901-1954)提出弱相互作用的四费密子理论(four-fermiontheory)，为近似描述核子反应中的弱相互作用部分提供了理论基础。
•1935年，日本物理学家汤川秀树(HidekiYukawa,1907-1981)提出了强相互作用的介子理论，为近似描述核子反应中的强相互作用部分提供了理论基础。
有了上述“赞助”，我们的发言者很快就拟定了一份出色的发言稿，为爱丁顿的假说提供了决定性的支持。这位发言者是二十世纪三十年代从纳粹德国逃往美国的许许多多物理学家中的一员，他的名字叫做贝特(HansBethe,1906-2005)。在贝特开始研究恒星能量产生机制时，对这一问题感兴趣的物理学家已经不少，其中包括后来的美国原子弹之父奥本海默(RobertOppenheimer,1904-1967)、美国氢弹之父泰勒(EdwardTellar,1908-2003)，以及著名的苏联物理学家朗道(LevLandau,1908-1968)。不过贝特并不是一个人在战斗，他有合作者，此人名叫克里奇菲尔德(CharlesCritchfield,1910-1994)，是一位研究生，在与贝特合作前曾跟随伽莫夫学习。[NextPage]
1938年，在伽莫夫的建议下，克里奇菲尔德研究了质子与质子之间的核反应。在得知贝特也在从事类似的研究后，伽莫夫让克里奇菲尔德把论文寄给贝特，由此促成了两人的合作。贝特和克里奇菲尔德的合作揭示了发生在太阳内部最重要的核聚变反应，即所谓“质子-质子链”(proton-protonchain，简称pp链)的具体实现方式。这种实现方式中最主要的一类被称为第一类质子-质子链(简称ppI链)，它是这样进行的：
【第一类质子-质子链】
1.两个质子p聚合成氢的同位素氘核2H(左上角数字表示核子数，下同)。
2.一个氘核2H与一个质子p聚合成氦的同位素3He。
3.两个3He通过扔掉两个多余质子p而聚合成一个标准氦核4He。
这整个过程释放出的能量约为26.7MeV(MeV为百万电子伏特，是描述核反应能量的常用单位，约合1.6×10-13焦耳)，其效率是普通化学反应的几百万倍以上。在太阳核心所产生的能量中，这类质子-质子链的贡献占了约85%，是当之无愧的产能大户[注九]。
除质子-质子链外，贝特还研究提出了另一种恒星核反应机制，称为碳氮氧循环(CNOcycle)，也称为碳氮循环(CNcycle)，因为参与该反应的氧核是15O，而不是最常见的16O。这种反应所需的温度比质子-质子链更高，在象太阳这样的小质量恒星的能量产出中只占了1%左右。但它在质量比太阳大30%以上的恒星中却占据着主导作用，因而在恒星核物理中的总体重要性不亚于质子-质子链。与贝特几乎同时，德国物理学家魏茨泽克(CarlvonWeizsäcker,1912-2007)也独立地完成了同样的工作。魏茨泽克也是当时这一领域的主要研究者之一，并且正是受到他的影响，贝特才将自己的研究方向由单纯的核物理转到恒星核物理上。1939年，贝特写了一篇综述性的论文，对恒星能量产生机制作了比较完整的阐述。也许是由于对质子-质子链和碳氮循环这两类反应同时作出重要贡献的缘故，贝特成为了1967年度诺贝尔物理学奖的唯一得奖人，得奖理由中很重要的一条就是发现恒星能量产生机制。
在研究恒星能量产生机制的同时，人们对爱丁顿的太阳模型也进行了修正。其中最重要的修正是关于核心温度的，那温度虽仍是一个很难用日常指标来衡量的恐怖数字，但因为有隧道效应的帮助，比爱丁顿所估计的4000万度要低得多，约为1570万度。这个温度的重估是十分必要的，因为核聚变反应的剧烈程度与温度有着极为敏感的依赖性，温度越高，核聚变反应越剧烈。如果太阳的核心温度果真有4000万度，整个太阳将会象一个超级氢弹一样，在惊天大爆炸中化为灰烬(我们的命运自然也可想而知)。与核心温度的调低相反，重新估计后的太阳核心密度则比爱丁顿的估计更高，约为160克/厘米3，而太阳的核心压强也极为惊人，达到2500亿个大气压。这些数字的可怕之处一般人可能难以体会，我们可以举两个例子：维持在太阳核心温度上的物质，哪怕只有玻璃弹珠那样一小块，也足以熔化几百公里以外的钢铁[注十]；而太阳的核心压强，则相当于在手指甲那样的面积上压上几亿吨的重物。可以毫不夸张地说，太阳核心这个太阳系的光明源泉，是一个不折不扣的恐怖核心。
好了，现在我们终于有了一个理论，象大侦探的理论一样，能对手头的线索(比如太阳的光度及维持这一光度的漫长时间)作出解释。从某种意义上讲，爱丁顿和贝特是幸运的，因为当爱丁顿开始思考恒星能量产生机制时，人们对物理世界的了解已经深入到了理解这一问题所必需的原子核尺度上，爱因斯坦也已经提出了质能关系式；而当贝特开始研究恒星能量产生机制的细节时，人们已经有了关于核子相互作用的初步理论。那些理论若是不存在，爱丁顿和贝特就是再高明十倍，恐怕也将会“巧妇难为无米之炊”。我有时会想，如果某个遥远星球上存在着其它智慧生物，他们会如何理解这个世界，我们称之为科学的东西在他们那里会以一种什么样的顺序发展？那是我心中有关他们的最大好奇。至于他们长什么样？能活多少岁？对我来说倒是细枝末节的。
最后让我们再回到本节开头所引的爱因斯坦和英费尔德的文字中来。有读者可能会问：爱丁顿和贝特等人的理论虽然给出了太阳的能量产生机制，但那恐怖核心却是一个我们永远也不可能到达的地方，我们有什么办法来检验他们的理论呢？答案是：通过检验理论的推论。事实上，我们很快将会看到，由爱丁顿和贝特等人提出的这个恒星能量产生机制的确很象爱因斯坦和英费尔德所说的大侦探的理论，它不仅解释了我们手头的线索，而且也预言了某些其它事情一定已经发生。我们下一步要做的，就是去验证那些事情，收集有关我们理论的进一步证据。
但出乎意料的是，我们信心满满的收集行动却遇到了非常棘手的困难。大自然似乎嫌我们这个侦探故事还不够离奇曲折，而决心要为我们增添一些新的情节。在下一节中，我们将一同去面对那些困难，同时欣赏一下大自然为我们增添的新情节。
注释
1.值得一提的是，在很古老的回答中也有相对不错的。比如公元前五世纪的古希腊先贤阿那克萨哥拉(Anaxagoras,500BC-428BC)曾经设想太阳是一个烧红的大铁球。理由是他亲眼目睹过如火球般从天而降的陨铁，他认为那是太阳的碎片。他这个提议当然也很“菜”，但起码与赫歇耳的提议有一拼。
2.不过这一点也不能用来苛求赫歇耳，因为能量守恒定律的确立是赫歇耳去世之后的事情(在那之前只有一些关于机械能的粗糙概念)。如今连小学生都会追问的热能从何而来的问题，在赫歇耳时代并不是显而易见的。
3.卢瑟福最早实现的人工原子核嬗变是用α粒子(即氦核4He)轰击氮核14N，从中产生出氧的同位素17O(同时发射出一个质子)。在那之前的1901年，卢瑟福与他的同事索迪(FrederickSoddy,1877-1956)还共同发现了原子核的自然嬗变。
4.除这一构想外，爱丁顿还提出过一个更大胆的想法，那就是让电子和质子彼此湮灭，使它们的质量完全转变为能量。那种过程如果可能的话，将比核聚变更强大。可惜(更恰当地说是幸运)的是，那种过程是不可能发生的，因为否则的话，整个物质世界都将因电子和质子的湮灭而崩溃。而且如果恒星的能量果真来源于湮灭过程的话，将不会留下任何残骸，这与当时已经发现的作为恒星残骸而存在的白矮星相矛盾。因此爱丁顿的那个想法很快就被放弃了。不过有意思的是，几年之后，英国物理学家狄拉克(PaulDirac,1902-1984)出于不同的理由又重蹈了一次覆辙。
5.需要指出的是，核聚变能够释放巨大能量的想法早在阿斯顿发现氢原子核的质量要比重元素单个核子的平均质量略大的同一年，就由法国物理学家佩林(JeanPerrin,1870-1942)提出过。另外要指出的是，由于中子尚未被发现，在爱丁顿等人的早期设想中需要把一些电子塞进原子核里，以中和一部分质子电荷。
6.除估计太阳核心的温度、密度等参数外，爱丁顿还分析了恒星质量与光度之间的关系，并对著名的赫罗图作出了定性解释。那些工作对于人们接受他的观点起了很大的促进作用。
7.严格讲，爱丁顿的假说并不是具有这些特点的唯一假说。在1896年法国物理学家贝克勒尔(HenriBecquerel,1852-1908)发现放射性现象之后，曾有人猜测太阳的能量来自重核裂变成轻核的核裂变反应。不过人们很快就意识到太阳上没有足够多的重元素来长期提供裂变能量，因此那个猜测很快就被推翻了。
8.值得一提的是，卢瑟福早在1921就猜测过中子的存在,用以解释原子核的稳定性(在原先的理论中，原子核是由质子和电子构成的，它面临的一个很棘手的困难，就是禁锢在原子核中的电子的能级远高于实验观测到的核能级)。
9.质子-质子链中的其它几类实现方式与第一类的区别在于3He生成4He的方式各不相同。对太阳来说，那另外几类实现方式对总能量的贡献约为14%。
10.这是假定那一小块物质的温度始终维持在太阳的核心温度上。只有那样，它才能熔化几百公里外的钢铁。如果我们仅仅是从太阳核心挖出一小块物质，它的温度会因辐射能量而急剧降低，情形将很不相同。
