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1、2023年恒星的童年（上）恒星 星球的早期是由气体猛烈碰撞所主宰，核反应慢慢地起先了，这使得演化成熟的星球能够稳定地发出能量。并且持续数百万年。 抬头仰视清楚的夜空，远离城市烟火，人们可以看到宇宙中分布了数不尽的恒星。自然界是如何让这些繁星寂静在我们的银河系中?星球在宇宙产生后(距今100亿年200亿年)仍旧不断地诞生，这些星球又是如何产生的?在年轻的星球转变为成熟稳定星球(如太阳)的过程中，又经验了哪些改变? 以物理学家的论点而言，一个星球只不过是一团受重力束缚的高热气体球。它内部的高热与压力使得气体球内部产生核反应(主要是氢聚变成氦)，核反应产生的压力使星球不会受重力作用而接着收缩。这种简
2、洁的系统能够清晰地描述星球演化的过程：刚起先是一团星际气体渐渐收缩而变密。到最终星球将全部的核燃料消耗完，使光度渐渐变暗而形成白矮星、中子星或黑洞。 以上的描述好像会使人以为，早期星球演化的各个细微环节应当很简单了解。但事实不然，例如在考虑亮度改变的过程中，尚未进入主序星的年轻星球因为内部温度太低，无法进行核聚变反应，理论上这个阶段的星球亮度应当是最低的。当它进入主序星阶段，核聚变反应渐渐起先，它的亮度也渐渐增加，最终再变暗。事实上，一些年轻的星球是特别亮的，它的亮度随年纪增加而变弱，当亮度达到最小值时，核聚变反应才起先，这与预料的完全不同。早期星球的物理过程特别困难，有些部分至今仍旧不清晰。
3、直到最近20年才有天文学家起先将各个片断的理论现象连接起来，形成一个完整的物理图像。 分子云的收缩过程 在银河盘面上，一团气体透过本身的重力收缩而渐渐形成星球。这团体积大而且可见光不易穿透的气体称作巨大分子云。分子云表示气体主要由分子状态的氢气所组成，这个分子云是银河系中最大的结构，直径大于300光年。 星球通常在分子云中较为稠密的区域中诞生。这稠密的区域称为稠密核，一般天文学家是利用无线电波望远镜来探讨稠密核的特性。因为只有用这种大型的无线电波望远镜才能侦测到发自分子云微弱的毫米电磁波。这种辐射并不是来自氢分子本身，而是来自核内的其他分子，如CO、CS。由这些分子发出的辐射可知：稠密核密度为
4、每立方厘米约3万个氢分子，温度约为IOK。探讨者可由以上的数据推算出，稠密核的压力刚好可抵抗住本身的重力收缩，因此一个星球的形成，必需由稍不稳定状态起先收缩而形成(稍不稳定指的是重力略微大于气体压力)。 稠密核本身如何在分子云中收缩达到稍不稳定的缘由，并不清晰。即使如此，天文物理学家仍旧有其他工具可以探讨星球的形成。在19世纪90年头发觉稠密核之前，理论学家就曾利用电脑模拟，推断星球如何在不稳定状态下收缩。利用电脑做模拟试验时，每次模拟都假设不同的初始条件，但每个结果都显示分子云并不是猛烈的不稳定收缩。也就是说，中心物质先进入如自由落体般的收缩状态，外面的气体仍旧保持静止，收缩区域慢慢地由中心
5、向外扩散。在收缩区域的中心，一颗恒星经由分子碰撞而形成。 恒星本身直径约一个光秒，大约是稠密核的千分之一。由于体积太小，至今仍不能清晰地观测到它的收缩过程，唯一能观测的只是质量流入中心的速度。这个流量指的是单位时间内流过以分子云中心为圆心的一假想圆球壳面的质量。关于这点，加州高校伯克利分校的徐遐生院士提出一个特别重要的理论。他利用自我相像性的假说证明，质量流入中心的速度只取决于分子云刚起先的温度：温度愈高，速率愈大。他的探讨结果显示，正在收缩的稠密核中心，一个太阳大小的物质的流入，需10万年100万年。 在收缩分子云中形成的物体称为原始星球。比较流行的原始星球理论起源于1969年，耶鲁高校的拉
6、生在电脑中模拟一团分子云如何收缩成星体。他发觉理论上可以在分子云收缩过程中，将原始星球与分子云完全隔离开来，也就是说探讨者可实行比较惊奇的边界条件(四周不断有质量流入系统)，将原始星球当作一颗孤立的星球，而完全忽视掉分子云其他区域。天文学家利用这套方法，可以探讨不同的流量对原始星球演化的效应。1980年徐院士及西北高校的谭远培，首先利用这种方法探讨一个太阳质量的原始星球的特性。1990年麻省理工学院的斯塔勒与帕拉合作，利用这种方式探讨质量更大的原始星球特性。 原始星球 通过电脑模拟，天文学家现在已发展出一套理论来描述原始星球。他们发觉当流人的气体以高速撞击到原始星球时，并不是缓慢地落到原始星球
7、表面，而是在原始星球外形成震波以阻挡气体撞到表面。当气体进入震波内，会被加热到百万摄氏度，然后气体透过辐射降温到10 000，然后才一层层地沉积在原始星球表面。这可以说明为什么年轻的星球会特别亮。假如原始星球累积到一个太阳的质量，当气体遇到震波前产生的亮度是太阳的6倍60倍，这超常的亮度并不是来自于核聚变反应，而是来自物质受重力收缩而形成的动能。 原始星球的亮度可观测到，但并不能从光学望远镜看到。全部在星际空间的气体(包括分子云)，都含有尘埃，一种次微米大小的固体粒子。当光子从震波前向外流出时会撞上跟着气体向内收缩的尘埃。这些尘埃无法掉到原始星球表面，因为震波内的高热可以将尘埃蒸发掉。天文学家
8、称此尘埃蒸发的区域为“不透亮缝隙区”。远离此区域的地方温度较低，所以尘埃并不会被蒸发，较冷的尘埃汲取震波产生的光子，然后重新辐射出波长较长的电磁波，这些电磁波又被更远的尘埃汲取，然后再辐射。这些光子不断地在分子云内被尘埃再汲取，再辐射，直到光子的平均波长落在红外线范围之外。这时间子的位置大约在离原始星球几个光时的区域(称为尘埃光球层)，光子的波长已长到连尘埃都无法汲取，此后光子可以不受阻碍地、自由地飞到地球的红外线天文望远镜里。 即运用最先进的观测器，天文学家也不敢确定望远镜是否接收到来自原始星球的红外线信号。1983年，红外线天文卫星放射升空，得到数以千计的红外线辐射影像，有些影像毫无疑问就
9、是原始星球。其他则无法辨别是来自年老的星球，还是隐藏在尘埃气体内的原始星球。若要进一步分辨，就得观测红外线源旁边的多普勒位移。多普勒位移可以找到气体流淌的速度，证明红外线源是否为原始星球。 氘聚变反应 当原始星球汲取到足够的气体，质量达到太阳质量1/10时，中心温度足以产生核聚变反应。不过原始星球内部的核聚变反应与主序星的核聚变反应不同，主序星是一种中年的星球，就像太阳一样，处在长时间平衡状态的星球，主要的核聚变是氢的核聚变。 氢原子是宇宙中最常见的成分。大爆炸产生的氢原子主要是由一个单一质子组成，但是在约10万个氢原子中会有2个氘。氘是由一个质子、一个中子组成，氘始终到今日都存在于星际气体之
10、中。更重要的是：这一点点不纯的成分在原始星球的生命发展中扮演了重要的角色。 原始星球内部温度尚不足热到使氢原子产生核聚变反应，氢原子的核聚变反应须要几千万摄氏度，但通过重力收缩，原始星球很简单就达到氘聚变的温度。氘聚变反应也会产生大量的能量，这些能量以辐射的方式向外传播，但是原始星球旁边的物质太过稠密，辐射线无法干脆穿透出去，造成星球对流不稳定的现象，就像滚烫的开水一样，气泡不断受到核聚变反应加热而升到表面。在原始星球中，这种循环的对流旋涡，会将掉落在表面的氘带到中心，然后产生聚变反应，产生了大量的热能。这种对流循环的现象，可以不断供应能量来源，以保持中心接着反应。 当原始星球得到足够的质量，
11、达到两倍的太阳质量，这种对流循环便有不同的运作方式。帕拉与斯塔勒最近发觉，在它内部区域有一层薄球壳会变成透亮，热不经过对流就可干脆以辐射方式传出，但是上升及下降的气体无法穿透这一辐射障碍。紧接着，聚变反应很快将辐射障碍内的氘用完，簇新的氘却又只积累在辐射障碍的表面，慢慢地，表面愈来愈热，最终也可以进行氘聚变反应。热气泡从燃烧壳起先上升，顺着它们的路途升到云气表面，然后下沉到燃烧壳，完成补充原料的一个循环。 虽然只有少量氘进行聚变反应，它所产生的热对原始星球有巨大的影响。氘反应主要的效应是会造成原始星球膨胀，因为对流能够有效地传递能量，氘的燃烧可使每个原始星球胀到某一特定大小，此特定大小取决于每个原始星球的质量。依据计算一个太阳质量的原始星球可胀到太阳的5倍，三个太阳质量的原始星球则胀到10倍。(待续)