恒星的童年（上）

星球的早期是由氣體劇烈碰撞所主宰，核反應漸漸地開始了，這使得演化成熟的星球能夠穩(wěn)定地發(fā)出能量。并且持續(xù)數(shù)百萬年。

抬頭仰望清晰的夜空，遠離城市煙火，人們可以看到宇宙中分布了數(shù)不盡的恒星。自然界是如何讓這些繁星沉寂在我們的銀河系中?星球在宇宙產(chǎn)生后(距今100億年～200億年)仍然不斷地誕生，這些星球又是如何產(chǎn)生的?在年輕的星球轉(zhuǎn)變?yōu)槌墒旆€(wěn)定星球(如太陽)的過程中，又經(jīng)歷了哪些變化?

以物理學家的論點而言，一個星球只不過是一團受重力束縛的高熱氣體球。它內(nèi)部的高熱與壓力使得氣體球內(nèi)部產(chǎn)生核反應(主要是氫聚變成氦)，核反應產(chǎn)生的壓力使星球不會受重力作用而繼續(xù)收縮。這種簡單的系統(tǒng)能夠清楚地描述星球演化的過程：剛開始是一團星際氣體慢慢收縮而變密。到最后星球?qū)⑺械暮巳剂舷耐?，使光度逐漸變暗而形成白矮星、中子星或黑洞。

以上的描述似乎會使人以為，早期星球演化的各個細節(jié)應該很容易了解。但事實不然，例如在考慮亮度變化的過程中，尚未進入主序星的年輕星球因為內(nèi)部溫度太低，無法進行核聚變反應，理論上這個階段的星球亮度應該是最低的。當它進入主序星階段，核聚變反應逐漸開始，它的亮度也逐漸增加，最后再變暗。事實上，一些年輕的星球是非常亮的，它的亮度隨年紀增加而變?nèi)?，當亮度達到最小值時，核聚變反應才開始，這與預測的完全不同。早期星球的物理過程非常復雜，有些部分至今仍然不清楚。直到最近20年才有天文學家開始將各個片斷的理論現(xiàn)象連接起來，形成一個完整的物理圖像。

分子云的收縮過程

在銀河盤面上，一團氣體透過本身的重力收縮而逐漸形成星球。這團體積大而且可見光不易穿透的氣體稱作巨大分子云。分子云表示氣體主要由分子狀態(tài)的氫氣所組成，這個分子云是銀河系中最大的結(jié)構(gòu)，直徑大于300光年。

星球通常在分子云中較為稠密的區(qū)域中誕生。這稠密的區(qū)域稱為稠密核，一般天文學家是利用無線電波望遠鏡來研究稠密核的特性。因為只有用這種大型的無線電波望遠鏡才能偵測到發(fā)自分子云微弱的毫米電磁波。這種輻射并不是來自氫分子本身，而是來自核內(nèi)的其他分子，如CO、CS。由這些分子發(fā)出的輻射可知：稠密核密度為每立方厘米約3萬個氫分子，溫度約為IOK。研究者可由以上的數(shù)據(jù)推算出，稠密核的壓力剛好可抵擋住本身的重力收縮，因此一個星球的形成，必須由稍不穩(wěn)定狀態(tài)開始收縮而形成(稍不穩(wěn)定指的是重力稍微大于氣體壓力)。

稠密核本身如何在分子云中收縮達到稍不穩(wěn)定的原因，并不清楚。即使如此，天文物理學家仍然有其他工具可以研究星球的形成。在19世紀90年代發(fā)現(xiàn)稠密核之前，理論學家就曾利用電腦模擬，推斷星球如何在不穩(wěn)定狀態(tài)下收縮。利用電腦做模擬實驗時，每次模擬都假設(shè)不同的初始條件，但每個結(jié)果都顯示分子云并不是劇烈的不穩(wěn)定收縮。也就是說，中心物質(zhì)先進入如自由落體般的收縮狀態(tài)，外面的氣體仍然保持靜止，收縮區(qū)域漸漸地由中心向外擴散。在收縮區(qū)域的中心，一顆恒星經(jīng)由分子碰撞而形成。

恒星本身直徑約一個光秒，大約是稠密核的千分之一。由于體積太小，至今仍不能清楚地觀測到它的收縮過程，唯一能觀測的只是質(zhì)量流入中心的速度。這個流量指的是單位時間內(nèi)流過以分子云中心為圓心的一假想圓球殼面的質(zhì)量。關(guān)于這點，加州大學伯克利分校的徐遐生院士提出一個非常重要的理論。他利用自我相似性的假說證明，質(zhì)量流入中心的速度只取決于分子云剛開始的溫度：溫度愈高，速率愈大。他的研究結(jié)果顯示，正在收縮的稠密核中心，一個太陽大小的物質(zhì)的流入，需10萬年～100萬年。

在收縮分子云中形成的物體稱為原始星球。比較流行的原始星球理論起源于1969年，耶魯大學的拉生在電腦中模擬一團分子云如何收縮成星體。他發(fā)現(xiàn)理論上可以在分子云收縮過程中，將原始星球與分子云完全隔離開來，也就是說研究者可采取比較奇怪的邊界條件(四周不斷有質(zhì)量流入系統(tǒng))，將原始星球當作一顆孤立的星球，而完全忽略掉分子云其他區(qū)域。天文學家利用這套方法，可以研究不同的流量對原始星球演化的效應。1980年徐院士及西北大學的譚遠培，首先利用這種方法研究一個太陽質(zhì)量的原始星球的特性。1990年麻省理工學院的斯塔勒與帕拉合作，利用這種方式研究質(zhì)量更大的原始星球特性。

原始星球

通過電腦模擬，天文學家現(xiàn)在已發(fā)展出一套理論來描述原始星球。他們發(fā)現(xiàn)當流人的氣體以高速撞擊到原始星球時，并不是緩慢地落到原始星球表面，而是在原始星球外形成震波以阻止氣體撞到表面。當氣體進入震波內(nèi)，會被加熱到百萬攝氏度，然后氣體透過輻射降溫到10 000℃，然后才一層層地沉積在原始星球表面。這可以解釋為什么年輕的星球會非常亮。假如原始星球累積到一個太陽的質(zhì)量，當氣體碰到震波前產(chǎn)生的亮度是太陽的6倍～60倍，這超常的亮度并不是來自于核聚變反應，而是來自物質(zhì)受重力收縮而形成的動能。

原始星球的亮度可觀測到，但并不能從光學望遠鏡看到。所有在星際空間的氣體(包括分子云)，都含有塵埃，一種次微米大小的固體粒子。當光子從震波前向外流出時會撞上跟著氣體向內(nèi)收縮的塵埃。這些塵埃無法掉到原始星球表面，因為震波內(nèi)的高熱可以將塵埃蒸發(fā)掉。天文學家稱此塵埃蒸發(fā)的區(qū)域為“不透明縫隙區(qū)”。遠離此區(qū)域的地方溫度較低，所以塵埃并不會被蒸發(fā)，較冷的塵埃吸收震波產(chǎn)生的光子，然后重新輻射出波長較長的電磁波，這些電磁波又被更遠的塵埃吸收，然后再輻射。這些光子不斷地在分子云內(nèi)被塵埃再吸收，再輻射，直到光子的平均波長落在紅外線范圍之外。這時光子的位置大約在離原始星球幾個光時的區(qū)域(稱為塵埃光球?qū)?，光子的波長已長到連塵埃都無法吸收，此后光子可以不受阻礙地、自由地飛到地球的紅外線天文望遠鏡里。

即使用最先進的觀測器，天文學家也不敢確定望遠鏡是否接收到來自原始星球的紅外線信號。1983年，紅外線天文衛(wèi)星發(fā)射升空，得到數(shù)以千計的紅外線輻射影像，有些影像毫無疑問就是原始星球。其他則無法分辨是來自年老的星球，還是隱藏在塵埃氣體內(nèi)的原始星球。若要進一步辨認，就得觀測紅外線源附近的多普勒位移。多普勒位移可以找到氣體流動的速度，證明紅外線源是否為原始星球。

氘聚變反應

當原始星球吸收到足夠的氣體，質(zhì)量達到太陽質(zhì)量1/10時，中心溫度足以產(chǎn)生核聚變反應。不過原始星球內(nèi)部的核聚變反應與主序星的核聚變反應不同，主序星是一種中年的星球，就像太陽一樣，處在長時間平衡狀態(tài)的星球，主要的核聚變是氫的核聚變。

氫原子是宇宙中最常見的成分。大爆炸產(chǎn)生的氫原子主要是由一個單一質(zhì)子組成，但是在約10萬個氫原子中會有2個氘。氘是由一個質(zhì)子、一個中子組成，氘一直到今天都存在于星際氣體之中。更重要的是：這一點點不純的成分在原始星球的生命發(fā)展中扮演了重要的角色。

原始星球內(nèi)部溫度尚不足熱到使氫原子產(chǎn)生核聚變反應，氫原子的核聚變反應需要幾千萬攝氏度，但通過重力收縮，原始星球很容易就達到氘聚變的溫度。氘聚變反應也會產(chǎn)生大量的能量，這些能量以輻射的方式向外傳播，但是原始星球附近的物質(zhì)太過稠密，輻射線無法直接穿透出去，造成星球?qū)α鞑环€(wěn)定的現(xiàn)象，就像滾燙的開水一樣，氣泡不斷受到核聚變反應加熱而升到表面。在原始星球中，這種循環(huán)的對流旋渦，會將掉落在表面的氘帶到中心，然后產(chǎn)生聚變反應，產(chǎn)生了大量的熱能。這種對流循環(huán)的現(xiàn)象，可以不斷提供能量來源，以保持中心繼續(xù)反應。

當原始星球得到足夠的質(zhì)量，達到兩倍的太陽質(zhì)量，這種對流循環(huán)便有不同的運作方式。帕拉與斯塔勒最近發(fā)現(xiàn)，在它內(nèi)部區(qū)域有一層薄球殼會變成透明，熱不經(jīng)過對流就可直接以輻射方式傳出，但是上升及下降的氣體無法穿透這一輻射障礙。緊接著，聚變反應很快將輻射障礙內(nèi)的氘用完，新鮮的氘卻又只堆積在輻射障礙的表面，漸漸地，表面愈來愈熱，最后也可以進行氘聚變反應。熱氣泡從燃燒殼開始上升，順著它們的路線升到云氣表面，然后下沉到燃燒殼，完成補充原料的一個循環(huán)。

雖然只有少量氘進行聚變反應，它所產(chǎn)生的熱對原始星球有巨大的影響。氘反應主要的效應是會造成原始星球膨脹，因為對流能夠有效地傳遞能量，氘的燃燒可使每個原始星球脹到某一特定大小，此特定大小取決于每個原始星球的質(zhì)量。根據(jù)計算一個太陽質(zhì)量的原始星球可脹到太陽的5倍，三個太陽質(zhì)量的原始星球則脹到10倍。(待續(xù))