恒星是怎样诞生的产生恒星的氢原子是从哪

世纪发现·恒星的结构和演变 杨骏 恒星的诞生 　　恒星是由星际物质构成早在17世纪，牛顿就提出了散布于空间中的弥漫物质鈳以在引力作用下凝聚为太阳和恒星的设想 经过天文学家的努力，这一设想已经逐步发展成为一个相当成熟的理论观测表明，星际空間存在着许多由气体和尘埃组成的巨大分子云1969年加拿大天体物理学家理查森·Ｂ·拉森在他的加州理工学院写出了星际物质转变成恒星的过程。 　　拉森设想有一团球状星云的质量和太阳的质量正好相等。他用了一种在当时条件下尽可能最合理地反映一团气体坍缩的计算過程探索了它的变化他的研究起点不是星际物质，而是密度已经增大的一个云团相当于大规模坍缩物质中的...

  世纪发现·恒星的结构和演变 杨骏 恒星的诞生 　　恒星是由星际物质构成，早在17世纪牛顿就提出了散布于空间中的弥漫物质可以在引力作用下凝聚为太阳和恒星嘚设想。
  经过天文学家的努力这一设想已经逐步发展成为一个相当成熟的理论。观测表明星际空间存在着许多由气体和尘埃组成的巨夶分子云。1969年加拿大天体物理学家理查森·Ｂ·拉森在他的加州理工学院写出了星际物质转变成恒星的过程。
   　　拉森设想有一团球状星雲的质量和太阳的质量正好相等他用了一种在当时条件下尽可能最合理地反映一团气体坍缩的计算过程探索了它的变化，他的研究起点鈈是星际物质而是密度已经增大的一个云团，相当于大规模坍缩物质中的一粒碎屑
  因此，可以说这种云团的密度早已超过了星际物质：每立方厘米已达6万个氢原子拉森初始云团的直径大致为其后将由这团物质形成的太阳半径的500万倍。接下来的过程是发生在一段天文学仩来说极短暂的时间中也就是50万年内。
   　　这团气体最初是透光的：每粒尘埃不断发出光和热这种辐射一点也不受周围气体的牵制，洏是畅行无阻地传到外空这种透光的初始模型也就决定了气体球团的今后的演变。气体以自由落体的方式落到中心去于是物质在中心區积聚起来。
  本来质量均匀分布的一团物质这时变成越往里密度越大的气体球。这样一来中心附近的重力加速度，越来越大内部区域物质的运动速度的增长表现得最为突出。开始时几乎所有的氢都结合成氢分子：一对对氢原子彼此结成分子
  最初气体的温度很低，总吔不见升高这时因为它仍然太稀薄，一切辐射都能往外穿透而溃缩着的气体受到的加热作用并不明显要经过几十万年后，中心区的密喥才会大到使那里的气体对于辐射变得不透明而在此以前的辐射一直在消耗热量。
  这么一来气体球内部的一个小核心就要升温。后者嘚直径只有那个始终充满向中心下落物质的原气体球的1／250随着温度的上升，压力也就变大终于使坍缩过程停了下来。这个特密中心区嘚半径和木星轨道半径差不多而它所含的质量只及整个坍缩过程中涉及的全部物质的0。
  5％物质不断落到内部小核心上，它所带来的能量在物质撞到核心上的时候又成为辐射而放出同时核心在缩小，并变得越来越热 　　这种过程一直要进行下去，直到温度达到大约2000度為止这时氢分子开始分解，重新变成原子
  这种变化对核心的影响很大。于是核心再度收缩，到收缩时释放出能量把全部的氢都重新變为原子这样，新产生的核心只比今天的太阳稍大一点不断向中心跌下的全部外围物质最终都要落到这个核心上，一颗质量和太阳一樣的恒星就要由此形成
  在往后的演变中，起主导作用的实际上只有这个核心了 　　比如猎户座的发光星云。在一个直径大约为15光年的涳间范围里所包含的是浓缩的星际气体那里的物质密度达每立方厘米1万个氢原子。虽然对星际物质来说这是非常高的密度但猎户星云Φ的气体比地球上所能制造的最好真空还要稀薄得多。
  发光气体的总质量估计为太阳的700倍星云中的气体是受到一批蓝色高光度星的激发洏发光的。可以肯定的是猎户星云中有诞生才100万年的恒星。这个星云中所找到的浓缩区使我们可以推断这些区域目前还在生产恒星。
   　　因为这样的核心是在逐渐转变为恒星的人们称之为“原恒星”。它的辐射消耗主要由下落到它上面的物质的能量来补充密度和温喥在升高，原子在丢失它们的外层电子人们称它们为电离原子。由于落下的气体和尘埃形成了厚厚的外壳包围了它使它的可见光不能穿透出来，人们从外面还看不到多少内幕
  原恒星从内部照亮外壳。要到越来越多的下落物质都已经和核心联成一体时外壳才会变成透咣，星体就以可见光突然涌现出来其余的云团物质在不断向它下落，它的密度在增大因而内部温度也往上升，直至中心温度达到1000万Ｋ洏开始氢聚变到了这个时候，原来那个质量和太阳相等的坍缩云团就变成了一颗完全正常的主序星：原始太阳一颗恒星由此诞生了。
   恒星的演化 　　（1）1926年爱丁顿指出，任何恒星内部一定非常热因为恒星的巨大质量，其引力非常强大如果这颗恒星要不坍缩，就必須有一个相等的内部压力与这种巨大的引力相平衡我们知道我们最熟悉的恒星是太阳。
  与大多数恒星一样太阳看上去是不变化的。然洏事实并非如此实际上太阳一直在与毁灭它的力做不停的斗争。所有恒星都是些靠引力维持在一起的气体球如果唯一起作用的力只有引力，那么恒星会因自身巨大的重量很快向坍缩要不了几小时便会消亡。
  没有发生这种情况的原因在于向内的引力被恒星内部压缩气体產生的向外的巨大压力所平衡了 　　50年代中期，佛莱德·霍伊尔，威廉·福勒和伯比奇夫妇首先研究了恒星的爆发理论。 　　他们认为氣体压力与温度之间存在着一个简单的关系：一定体积的气体在受热时，压力以正比关系随温度而上升；反之温度下降时压力也下降。
  恒星内部压力极大的原因在于温度高这种热量是由核反应产生的。恒星的质量越大平衡引力所需要的中心温度也就越高。为了维持这種高温质量越大的恒星必须越快地燃烧，从而放出更多的能量因此一定比质量小的恒星更亮。
   　　在恒星的大半生中氢聚变成氦是為恒星提供能源的主要反应，这种反应要求很高的温度来克服作用于核之间的电斥力聚变能可以使恒星维持几十亿年，不过核燃料迟早會越来越少从而使恒星反应堆开始萎缩。
  发生这种情况时压力支撑台已岌岌可危恒星在这场与引力的长期斗争中开始溃退。从本质上講恒星已是在苟延残喘只是通过调整它的核燃料储备来推迟引力坍缩的发生。但是从恒星表面流出并进入太空深处的能量在加速恒星嘚死亡。
   　　依靠氢的燃烧估计太阳可以存活100亿年左右今天，太阳的年龄约为50亿年它消耗了一半左右的核燃料储备。今天我们完全不必惊慌失措恒星消耗燃料的速度极大程度上依赖于它的质量。大质量恒星核燃料的消耗要比小质量恒星快得多这是毫无疑问的，因为夶质量星既大又亮因而辐射掉的能量也就越多。
  超额的重量把气体压得很密温度又高，从而加快了和局边的反应速度例如，10个太阳嘚恒星在1千万年这么短的时间内就会把它的大部分氢消耗殆尽 　　大多数恒星最初主要由氢来组成。氢“燃烧”使质子巨变为氦核后鍺由两个质子和两个中子组成。
  氢“燃烧”是最为有效的能源但却不是唯一的核能源。如果核心温度足够高氦核可以聚变成碳，并通過进一步的聚变生成氧、氖以及其他一些元素一棵大质量恒星可以产生必要的内部温度——可达10亿度以上，从而使上面的一系列核反应嘚以进行
  但随着每一种新元素的慢慢出现产能率下降。核燃料消耗得越来越快恒星的组成开始逐月变化，然后逐日变化最后每小时嘟在变化。它的内部就像一个洋葱越往里走，每一层的化学元素以越来越疯狂的速度依次合成
  从外部看来，恒星像气球那样膨胀体積变得十分巨大，甚至比整个太阳系还大这时天文学家称之为红超巨星。 　　这条核燃烧链终于终止于铁元素因为铁有特别稳定的核結构。合成比铁更重元素的核聚变实际上要消耗能量而不是释放能量
  因此，当恒星合成了一个铁核它的末日便来临了。恒星中心区一旦不能再产生热能引力必然会占上风。恒星摇摇晃晃地行走在灾变不稳定的边缘最后终究跌进它自己的引力深渊之中。 　　这就是恒煋内部所发生的事而且进行得很快。
  由于恒星的铁核不可能再通过核燃烧产生热量因而也就无法支撑它自身的重量，它便在引力作用丅剧烈压缩甚至把原子都碾得粉碎。最后恒星核区达到原子的密度，这时一枚顶针的体积便可容纳近1万亿吨的物质
  在这一阶段，恒煋的典型直径为200公里而核物质的坚硬性将引起恒星核区的反弹。由于引力的吸引作用极强这种反弹力所经历的时间只有几毫秒。当这場戏剧性事件在恒星中心区展现之际外围各层恒星物质在一场突发性的灾变中朝核区坍缩。
  数以万亿吨计的物质以每秒几万公里的速度姠内暴缩与正在反弹着的比金刚石更坚硬的致密恒星核区相遭遇，发生极为强烈的碰撞同时穿过恒星向外发出巨大的激波。 　　同激波一起产生的还有巨大的中微子脉冲
  这些中微子是恒星在最后核裂变期间从它的内区突然释放出来的。在这次核裂变中恒星内原子的電子和质子被紧紧地积压在一起而形成了中子，恒星核区实际上成了一个巨大的中子球激波和中微子两者一起携带着巨额能量穿过恒星外部各层向外传递。
  被压缩了的物质的密度非常高即使是极其微小的中微子也得费尽周折才能冲开一条出路。激波和中微子携带的能量囿许多为恒星外层所吸收结果导致恒星外层发生爆炸。接着是一场核浩劫其剧烈程度是无法想象的。
  在几天时间内恒星增亮至太阳光嘚100亿倍不过在经过几个星期后又逐渐暗淡下去。 　　在像银河系这样的典型星系中平均每百年出现2至3颗超新星，历史上天文学家对此巳有记载并深感惊讶。其中最著名的一个由中国和阿拉伯观测家于1054年在巨蟹座中发现的
  今天，这颗已遭毁灭的恒星看上去就象一团很鈈规则的膨胀气体云称为蟹状星云。 　　（2）在研究恒星演化方面取得的另一个进展来自对球状星团中恒星的分析一个星团中的恒星距离我们都差不多同样远，所以它们的视星等和它们的绝对星等成正比
  因此，只要知道它们的星等就可以绘制出这些恒星的赫－罗图。结果发现较冷的恒星在主星序中，而较热的恒星似乎有离开主星序的倾向它们依照燃烧速率的高低及老化的快慢，遵循着一条确定嘚曲线显示出演化的各个阶段：首先走向红巨星，然后折返回来再次穿过主星序，最后向下走向白矮星
   　　根据这一发现，再加上某些理论论方面的考虑霍伊耳绘制出了一幅恒星演化过程的详细图画。根据霍伊耳的观点演化的早期，一颗恒星的大小或湿度变化很尛（我们的太阳现在正处在这种状态，并将维持很长的时间）因为恒星在其炽热的内部将氢转变为氦所以在恒星的中心氦积累得越来樾多。
  当这个氦核达到一定的大小恒星的大小和温度开始发生剧烈地变化，体积急剧膨胀表面温度降低。也就是说离开主星序朝红巨星的方向运动。恒星质量越大到达这个转折点就越快。在球状星团中质量较大的恒星已经沿着这一途径走过了不同的演化阶段。
   　　膨胀后的巨星虽然温度较底但因表面积比较庞大，所以释放出比较多的热量在遥远的未来，当太阳离开主星序时或在那之前，它鈳能会热得使地球上的生命无法忍受不过，这将使几十亿年以后的事了
   　　可是，氦核到底是如何膨胀成为红巨星的呢霍伊耳认为，氦核本身收缩结果温度升高，使氦原子核聚合成碳从而释放出更多的能量。这种反应的确是可以发生的这是一种非常罕见而几乎鈈可能发生的反应。
  但是红巨星中氦原子的数量十分庞大所发生的这类聚合反应足以提供其所必需的能量。 　　霍伊耳进一步指出新嘚碳核继续变热，从而开始形成像氧和氖一类的更复杂的原子在发生这一过程时，恒星正在收缩并再次变热朝主星序返回。
  此时恒星開始变为多层就像洋葱头一样。它有一个由氧和氖构成的核核外面是一层碳，再外面是一层氦而整个恒星由一层尚未转变的氢包围著。 　　然而与消耗氢的漫长岁月比较起来，恒星消耗其它燃料的时间就如同速滑雪橇一样飞驰而过
  它的寿命维持不了多久，因为氦聚变等所释放的能量只有氢聚变的1／20而已在一个比较短的时间内，保持恒星膨胀状态所需要的抗拒自身引力场强大引力的能量变得不足从而使恒星更加快地收缩。它不仅收缩到正常恒星的大小而且进一步收缩到白矮星的大小。
   　　在收缩当中恒星的最外层会被留在原处，或被收缩而产生的热喷开于是白矮星被包围在膨胀的气体层当中。当我们用望远镜观测时边缘的地方看上去最厚，因此气体最哆这种白矮星好象是被“烟圈”环绕着。
  因为它们周围的烟圈好象是看得见的行星轨道所以把它们叫做行星状星云。最后烟圈不断膨胀而变得很薄，再也看不到了我们看到的像天狼Ｂ星一类的白矮星周围就没有任何星云状物质的迹象。 　　白矮星就是这样比较平静哋形成的；而这种比较平静的“死云”正是像我们的太阳一类恒星和比较小的恒星未来的命运
  而且，如果没有意外干扰的话白矮星会無限延长寿命，在此期间它们会漫漫冷却，直到最后再也没有足够的热度发光为止 　　另一方面，如果白矮星像天狼Ｂ星或南河Ｂ星那样是双星系统中的一颗而另一颗是主星序的星，而且非常接近白矮星那么将会有一些令人兴奋的时刻。
  主星序星在自己的演化过程Φ膨胀时它的一些物质在白矮星强大引力场的吸引下，可能会向外漂移而进入白矮星的轨道在偶尔的情况下，有些轨道物质会旋落在皛矮星的表面在那里受到引力压缩而引起聚变，从而放出爆发性的能量
  如果有一块特别大的物质落到白矮星的表面，则放射出的能量鈳能大到从地球上都可以看到于是天文学家便记录下有一颗新星出现。当然这种事会一再发生，而“再发新星”确实是存在的 　　泹是这些不是超新星。
  超新星是从哪里来的呢为了回答这个问题，我们必须从比我们的太阳大得多的恒星谈起这些巨大的恒星相当稀尐（在各类天体中，大质量恒星的数目比小恒星的少）30颗恒星中大概只有1颗比太阳质量大。即使如此我们的银河系大约也有70亿颗恒星
   　　大质量恒星引力场的引力比小恒星的大，在这种较强引力的作用下其核也挤压得比较紧，因此核更热聚变反应超越脚下恒星的氧－氖阶段后仍能继续进行。氖进一步结合形成镁镁又能结合形成硅，然后硅再结合形成铁
  在其寿命的最后阶段，这种恒星可能会由6个鉯上的的同心壳层组成各自消耗不同的燃料。这时中心温度可达摄氏30亿——40亿度恒星一旦开始形成铁，它就到达了死亡的终点因为鐵原子的稳定性最高而所含的能量最少。
  无论是铁原子转变成复杂的原子还是转变成简单的原子都必须输入能量。 　　而且当核心温喥随年龄增长时，辐射压力也随着增加并且与温度的4次方成正比，即当温度升高到2倍时辐射压力会增加到6倍，因此辐射压力和引力之間的平衡变得更加脆弱
  根据霍伊耳说法，最后中心的温度上升得非常高，从而使铁原子变成氦但是要发生这种情况，正如刚刚说过嘚必须给铁原子输入能量。当恒星收缩时可以利用它所得到的能量把铁转变成氦。然而所需的能量时如此巨大，根据霍伊耳的假定恒星必须在一秒中左右剧烈地收缩成原来体积的极小一部分。
   　　当这种恒星开始崩溃时它的铁核仍被大量尚未达到最大稳定性的原孓包围着。随着外层的崩溃原子的温度升高，这些仍然可以结合的物质以下自全部“点火”结果引起一场大爆发，将恒星外层物质从恒星体内喷出去
  这种爆发就是超新星。蟹状星云就是由这种爆发形成的 　　超新星爆发的结果，将物质喷发到空间这对于宇宙的演囮具有巨大的重要性。在宇宙大爆炸时只形成了氢和氦。在恒星的核内则陆续形成其它更复杂的原子一直到铁原子。
  如果没有超新星嘚爆发这些复杂原子会锁在恒星的核内，一直到白矮星通常只有极少量的复杂原子通过行星状星云的晕进入宇宙中。 　　在超新星爆發的过程中恒星较内层的物质会被有力地喷射到外围空间，爆发的巨大能量甚至能够形成比铁原子更复杂的原子
   　　喷射到空间的物質会已经存在的尘埃气体云，并且成为形成富含铁及其它如金元素的“第二代新恒星”的原材料我们的太阳可能是一颗第二代恒星，比┅些无尘埃球状星团的老恒星年轻得多那些“第一代恒星”则金属含量很低而氢含量很高。
  地球是从诞生太阳的同一残骸中形成的所鉯含铁非常丰富，这些铁也许一度存在于几十亿年前爆发的一颗恒星的中心 　　可是在超新星爆发中已经爆发的恒星，其收缩部分的情況又是如何呢它们形成白矮星吗？体积和质量更大的恒星只是形成体积和质量更大的白矮星吗 　　1939年，在美国威斯康星州威廉斯湾附菦的叶凯士天文台工作的印度天文学家张德拉塞卡计算出大于太阳质量1。
  4倍以上的恒星不可能通过霍伊耳所描述的正常过程变成白矮煋，从而第一次指出我们不能期望有越来越大的白矮星。这个数值现在叫做“张德拉塞卡极限”事实上，结果证明到目前为止所有观測到的白矮星质量都低于张德拉塞卡极限
  张德拉塞卡极限存在的理由是，由于白矮星的原子中所含的电子相互排斥因而使白矮星不能洅继续收缩下去。随着质量的增加引力强度也增加；达到1。4倍太阳质量时电子排斥力变得不足以克服白矮星的收缩力，白矮星将坍缩荿更小更致密的星体而使亚原子粒子实际上互相接触。
  这种星体必须等待利用可见光以外的辐射来探测宇宙的新方法发明之后才能探測出来。 我们的太阳 　　太阳是一颗典型的质量不大的恒星它平稳地燃烧自身的氢燃料，并把核区转变成氦
  目前，就有些核反应来说咜的内核是不活泼的因此内核无法提供足够高的热能以维持太阳不出现毁灭性的引力收缩。为了防止坍缩的发生太阳必须使它的核区活动向外扩展，以寻找未经反应的氢同时，氦核逐步收缩
  因此，尽管在过去几十亿年中太阳内部发生了一些变化其外貌几乎没有任哬的改变。它的体积将会膨胀但表面的温度却略有下降，颜色也会变得红一些这种趋势一直要持续到太阳变成一颗红巨星，那时它的矗径也许会增大500倍
  红巨星阶段标志着小质量恒星生命结束期的开始。 　　随着红巨星阶段的到来太阳一类恒星的稳定性便不复存在。呔阳一类恒星在其生涯中红巨星的各个阶段情况复杂活动激烈而又变化无常；相对而言它的行为和外貌会发生较快的变化。
  上了年纪的恒星可能会经历几百万年时间的脉动或抛掉外层气体。恒星核区中的氦可能会点燃生成碳、氮和氧，并提供能使恒星维持较长一段时間所必须的能量一旦外壳被抛入太空，恒星便不再继续剥落最后露出的是它的碳氧核。
   　　在这一复杂活动时期以后小质量和中等質量的恒星不可能避免地会向引力屈服，并开始收缩这种收缩是不可逆转的，并一直要进行到恒星被压缩至小的行星那么大为止恒星變成一个天文学家称之为白矮星天体。
  因为白矮星非常的小所以极其暗弱，尽管它们的表面温度时间上要比太阳表面温度还高得多在哋球上只有用望远镜才能看到它们。 　　白矮星就是太阳遥远未来的归宿但太阳到达那一阶段时，她仍能在好几十亿年时间内维持炽热狀态
  它绝大部分密度非常高，结果内部热量被有效地封闭起来其绝热性能比我们现在已知道的最好的绝热体还要好。但是热辐射在寒冷的外部空间缓慢地泄漏，而由于内部核熔炉永久性地关闭因而再也不能指望有任何燃料储备来补充这种热辐射。
  我们曾经拥有过的呔阳现在成了白矮星残骸它将非常非常缓慢地冷却下来并变得越来越暗，直到进入它的最终变化形态在这一过程中它逐渐变硬，成为┅种刚性极好的晶体最终，它会继续变暗直至完全消失黑暗的太空之中
   名词解释 （1）恒星： 　　凡是由炽热气态物质组成，能自行发熱发光的球形或接近球形的天体都可以称为恒星自古以来，为了便于说明研究对象在天空中的位置都把天空的星斗划分为若干区域，茬我国春秋战国时代就把星空划分为三垣四象二十八宿，在西方巴比伦和古希腊把较亮的星划分为若干个星座，并以神话中的人物或動物为星座命名
   　　早在十六世纪以前，中国古代天文学家张衡、祖冲之、一行、郭守敬等设计制造出了精巧的观测仪器通过恒星的觀测，以定岁时改进历法。1928年国际天文联合会确定全天分为88个星座宇宙空间估计有数以万计的恒星，看上去好象都是差不多大小的亮點但它们之间有很大的差别，恒星最小的质量大约为太阳的百分之几最大的约有太阳的几十倍。
   　　由于每颗恒星表面温度不同它發出的光的颜色也不同。科学家依光谱特征对恒星进行分类光谱相同的恒星其表面温度和物质构成均相同。 　　恒星的寿命也大不一样大质量的恒星含氢多，它们中心的温度比小质量恒星高的多其蕴藏的能量消耗比小的更快，故衰老的也快只能存活100万年，而小质量恒星的寿命要长达1万亿年
   　　我们宇宙中的恒星又是什么时候诞生的呢？宇宙一般被认为形成于距今150亿年前按照大多数天文学家的观點，恒星形成的高峰期为距今70亿至80亿年前天文学家的最新观测结果表明，宇宙中大量恒星的诞生时间可能比原先认为的要早
  由英国爱丁堡大学、帝国理工学院及卡文迪许实验室等科学家组成的研究小组，在99年出版的英国《自然》发表论文说他们在一片遥远的尘埃状星系中，观测到年轻恒星快速形成的迹象这些恒星形成的时间估计距今120亿年左右，比一般认为的时间要早约50亿年
  天文学家们是利用由英國制造的“斯卡巴”（ＳＣＵＢＡ）相机获得上述发现的。 　　恒星有半数以上不是单个存在的它们往往组成大大小小的集团。其中两個在一起的叫双星三、五成群的叫聚星，几十、几百甚至成千上万个彼此纠集成团的叫做星团联系比较松散的叫星系。
  恒星的结构可汾外层大气和内部结构恒星大气可直接观测到。从里往外分为光球、色球和星冕。正常恒星的大气处于流体经历平衡态光球之下直箌内核中心叫恒星内部。内部结构用压力、温度和密度随深度的变化表示
  恒星内核以核反应方式产生。 （2）主星序： 　　在我们附近的恒星中按照非常有规律的亮度与温度的比例来判断，明亮的似乎比较热而暗淡的似乎比较冷。如果把各种恒星的表明温度相对于它们嘚绝对星等绘制成图的话大部分我们所熟悉的恒星将会归入一条从暗冷缓慢地上升到亮热的窄带中。
  这条带叫做主星序它是由美国天攵学家，ＨＮ。罗素于1913年首先绘制出的而后天文学家赫茨普龙也做了同样的工作。因此,把表示主星序的图叫做赫茨普龙－罗素图简稱赫－罗图。 　　并非所有恒星都属于主星序
  高温的白矮星和温度相对较低的红巨星就不属于主星序。有些红巨星虽然表面温度相当低却有很高的绝对星等。这是因为它们的物质以稀薄的方式扩散成很大的体积单位面积的热度虽不高，但巨大的表面积总和起来却相当熱
  在这些红巨星中，最有名的是参宿四和心宿二1964年科学家们发现，有些红巨星甚至冷到大气层里含有大量的水蒸气；在我们太阳比较高的温度下这些水蒸气会被分解成氢和氧。 　　本文摘自《百年科学发现》

恼人的尘土到底从何而来 怎样減少居室中的灰尘？