文档介绍：太阳的过去和将来
按我们目前对物理学定律的理解，在四维的物理时空中，我们可以在三个空间维度中自由运动，却只能在时间中“随波逐流”，既不能回到过去，也无法随意前往将来[注一］。可人类的好奇心却偏偏对许多事物的过去和将来颇怀有浓重兴趣，大至宏不再象十九世纪那样唯我独尊而已。二十世纪八十年代之后，随着新恒星周围的行星盘被观测天文学家所发现,星云说的命运迎来了新的转机。时至今日，星云说虽仍然面临一些困难（太阳系作为一个比太阳更复杂的系统，它的起源理论存在困难是意料中的事)，其主流地位却已根本无可撼动。而且星云说的困难大都集中在解释行星和卫星的某些特征上，对于太阳的起源，那么几乎已到达了铁板钉钉确实切度。事实上,即便在所谓的衰落期，星云说的对手们也很少挑战它对太阳起源的描绘,而将注意力集中在行星和卫星上.
有着两百多年历史的星云说奠定了研究太阳过去（起源）的理论框架,那么对太阳将来（归宿）的研究又如何呢？这方面的研究历史要短得多。这是因为决定太阳将来的最重要因素：太阳的能量来源,和那来源可以支撑多久,直到二十世纪三十年代末才得到初步解决（参阅第八节)。
下面我们就来介绍一下目前学术界有关太阳过去和将来的主流看法。
按照星云说，太阳（和太阳系的其它主要天体）都是由所谓的星际云(interstellarcloud)，终究什么样的星际云最有可能成为太阳或其它恒星的“摇篮”呢？要想答复这一问题,——氢——的形态为根据的。详细地说，星际云通常分为三类，也称为三个区（之所以称为“区”，是因为不同类型的星际云所占据的往往是同一片大星际云的不同区域）：
1。氢以离子状态存在的被称为HII区，它的温度最高(往往能到达10，000K)。
，它的温度适中(通常在100K左右）。
3。氢以分子形态存在的被称为分子云(molecularcloud），它的温度最低（往往只有10K左右，几乎是整个星系中最冷的物质)，平均密度那么较高（每立方厘米约有几百个粒子)，相当于太阳附近星际介质密度的100倍以上,因此也被称为稠密云(densecloud）[注四]。
【离我们较近的分子云：猎户星云(OrionNebula）】
在这三类星际云中，最有可能成为太阳或其它恒星“摇篮”的是分子云。为什么呢？因为一片星际云要想坍缩，必须满足一个显而易见的条件，那就是不能无限期地“维持现状”(否那么坍缩就无从谈起了).这一条件有一个学术名称,叫做不稳定性(instability）。那么，一片星际云怎样才会有不稳定性呢？答案是它的总质量必须足够大。而且星际云的温度越高、密度越低,出现不稳定性所需要的总质量就越大。这一结果是不难理解的，因为使星际云坍缩的动力是引力，负隅顽抗的那么是它作为弥散气体所具有的压强。假设在两者的竞争中引力占到上风，并且在坍缩过程中能持续占到上风,坍缩就会很自然地发生,这样的星际云就有不稳定性。明白了这一点，也就不难理解“温度越高、密度越低,所需要的总质量就越大”,密度低那么意味着引力弱，两者都不利于引力。为了抑制这些不利因素,引力必须倚仗它的“独门武功”,，引力就越强，这是压强所不具有的特点。因此在“温度越高、密度越低”那样的不利条件下，“所需要的总质量就越大”。
详细的计算说明，星际云产生不稳定性所需的最小质量正比于温度的3/2次方,反比于密度的1/（JamesJeans,1877—1946)，人们把这种不稳定性称为金斯不稳定性（Jeansinstability)，相应的最小质量那么称为金斯质量(Jeansmass）.
那么，分子云的金斯质量有多大呢？计算说明，约为太阳质量的几千倍（相应的线度约为几十至上百光年）.而HI区和HII区的星际云由于温度更高、密度更低，从而金斯质量更大，大到了实际上很少能到达的程度，因此不容易成为太阳或其它恒星的“摇篮”［注五］。
有了不稳定性，坍缩就将是不可防止的，因为很多偶尔因素-—比方附近超新星爆发产生的激波，星际云的互相碰撞，星际云穿越星系旋臂所遇到的干扰等——都能触发坍缩的发生。那么,坍缩的详细过程会是怎样的呢？质量约为太阳质量几千倍的分子云，会不会坍缩成一个质量达几千个太阳质量的超级恒星呢？答案是否认的。事实上，质量达几千个太阳质量的超级恒星不仅在观测上从未被发现过，在理论上也被认为是不可能的。这其中一个很重要的原因，就是在坍缩过程中,随着密度的增加，金斯质量将会减小(因为金