恆星是如何產生的？從年輕的星球變成穩定的星球又經歷了那些變化

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定地發出能量。並且持續數百萬年。

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不盡的恆星。自然界是如何讓這些繁星沉寂在我們的銀河系中?星球在宇宙產生後(距今100億年～200億年)仍然不斷地誕生，這些星球又是如何產生的?在年輕的星球轉變為成熟穩定星球(如太陽)的過程中，又經歷了哪些變化?

以物理學家的論點而言，一個星球（恆星）

只不過是一團受重力束縛的高熱氣體球。它內部的高熱與壓力使得氣體球內部產生核反應(主要是氫聚變成氦)，核反應產生的壓力使星球不會受重力作用而繼續收縮。這種簡單的系統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。到最後星球將所有的核燃料消耗完，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，最後再變暗。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弱，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複雜，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象連接起來，形成一個完整的物理圖像。

分子雲的收縮過程

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雲。分子雲表示氣體主要由分子狀態的氫氣所組成，這個分子雲是銀河系中最大的結構，直徑大於300光年。

星球通常在分子雲中較為稠密的區域中誕生。這稠密的區域稱為稠密核，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自分子雲微弱的毫米電磁波。這種輻射並不是來自氫分子本身，而是來自核內的其他分子，

如CO、CS。由這些分子發出的輻射可知：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據推算出，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，必須由稍不穩定狀態開始收縮而形成(稍不穩定指的是重力稍微大於氣體壓力)。

稠密核本身如何在分子雲中收縮達到稍不穩定的原因，並不清楚。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年代發現稠密核之前，理論學家就曾利用電腦模擬，推斷星球如何在不穩定狀態下收縮。利用電腦做模擬實驗時，每次模擬都假設不同的初始條件，但每個結果都顯示分子雲並不是劇烈的不穩定收縮。也就是說，中心物質先進入如自由落體般的收縮狀態，外面的氣體仍然保持靜止，收縮區域漸漸地由中心向外擴散。在收縮區域的中心，一顆恆星經由分子碰撞而形成。

恆星本身直徑約一個光秒，大約是稠密核的千分之一。

由於體積太小，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量流入中心的速度。這個流量指的是單位時間內流過以分子雲中心為圓心的一假想圓球殼面的質量。關於這點，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，質量流入中心的速度只取決於分子雲剛開始的溫度：溫度愈高，速率愈大。他的研究結果顯示，正在收縮的稠密核中心，一個太陽大小的物質的流入，需10萬年～100萬年。

在收縮分子雲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於1969年，耶魯大學的拉生在電腦中模擬一團分子雲如何收縮成星體。他發現理論上可以在分子雲收縮過程中，將原始星球與分子雲完全隔離開來，也就是說研究者可採取比較奇怪的邊界條件(四周不斷有質量流入系統)，將原始星球當作一顆孤立的星球，而完全忽略掉分子雲其他區域。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，天文學家現在已發展出一套理論來描述原始星球。他們發現當流人的氣體以高速撞擊到原始星球時，並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，會被加熱到百萬攝氏度，然後氣體透過輻射降溫到10 000℃，然後才一層層地沉積在原始星球表面。這可以解釋為什麼年輕的星球會非常亮。假如原始星球累積到一個太陽的質量，當氣體碰到震波前產生的亮度是太陽的6倍～60倍，這超常的亮度並不是來自於核聚變反應，而是來自物質受重力收縮而形成的動能。

原始星球的亮度可觀測到，但並不能從光學望遠鏡看到。所有在星際空間的氣體(包括分子雲)，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收縮的塵埃。這些塵埃無法掉到原始星球表面，因為震波內的高熱可以將塵埃蒸發掉。天文學家稱此塵埃蒸發的區域為「不透明縫隙區」。遠離此區域的地方溫度較低，所以塵埃並不會被蒸發，較冷的塵埃吸收震波產生的光子，然後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，然後再輻射。這些光子不斷地在分子雲內被塵埃再吸收，再輻射，直到光子的平均波長落在紅外線範圍之外。這時光子的位置大約在離原始星球幾個光時的區域(稱為塵埃光球層)，光子的波長已長到連塵埃都無法吸收，此後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，紅外線天文衛星發射升空，得到數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，質量達到太陽質量1/10時，中心溫度足以產生核聚變反應。不過原始星球內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。大爆炸產生的氫原子主要是由一個單一質子組成，但是在約10萬個氫原子中會有2個氘。氘是由一個質子、一個中子組成，氘一直到今天都存在於星際氣體之中。更重要的是：這一點點不純的成分在原始星球的生命發展中扮演了重要的角色。

原始星球內部溫度尚不足熱到使氫原子產生核聚變反應，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太過稠密，輻射線無法直接穿透出去，造成星球對流不穩定的現象，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，這種循環的對流旋渦，會將掉落在表面的氘帶到中心，然後產生聚變反應，產生了大量的熱能。這種對流循環的現象，可以不斷提供能量來源，以保持中心繼續反應。

當原始星球得到足夠的質量，達到兩倍的太陽質量，這種對流循環便有不同的運作方式。帕拉與斯塔勒最近發現，在它內部區域有一層薄球殼會變成透明，熱不經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，最後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雲氣表面，然後下沉到燃燒殼，完成補充原料的一個循環。

雖然只有少量氘進行聚變反應，它所產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，此特定大小取決於每個原始星球的質量。根據計算一個太陽質量的原始星球可脹到太陽的5倍，三個太陽質量的原始星球則脹到10倍。

前主序星

典型稠密核的質量一般都大於恆星的質量。因此，一定有某種機制可將多餘質量掃走，並阻止質量不斷由外面流入。大部分天文學家現在相信，在原始星球表面會噴出強烈的星際風，可以將流人的質量吹走，慢慢地驅散整個稠密核。星際風的想法並不是來自於理論的計算，由於廣泛地觀測到分子雲從紅外線源流入的現象，因此構想原始星球上也會有類似太陽風的現象。這種星際風尚未直接觀測到，但它一定比主序星所噴出的星際風強。

當稠密核被吹散後，暴露出來的物體能用可見光觀測，稱為前主序星。像原始星球一樣，前主序星也非常亮，同樣地，重力是造成強亮度的主因：星球內部的壓力，使得星球不會有自由落體般的收縮，而維持此壓力的熱量從表面輻射出去，就造成了星球非常亮，而收縮卻很緩慢。

前主序星也像原始星球一樣處於對流不穩定，但是它的物理機制卻不相同。一般而言，當星球溫度由中心到表面降低得很快時，就會產生對流不穩定。在原始星球中，氘在中心聚變，產生大量的熱，造成對流。但當原始星球演化到前主序星，氘已經燃燒殆盡。在前主序星內變化大的溫度梯度，主要來自於強烈的亮度。表面大量的輻射散出，造成星球表面冷卻，而內部受到物質的隔絕，使得溫度維持不變，這種內外溫度劇烈的變化，造成對流不穩定。

當星球繼續演化，亮度逐漸變暗，對流不穩定的區域也逐漸變小，現今太陽對流區域只剩半徑的30％，旋渦上上下下地運動，形成太陽表面米粒狀的結構。當星球變得更加稠密，它的內部溫度逐漸穩定地上升到千萬攝氏度。這時氫原子開始聚變成氦，所放出的熱量提供足夠的壓力，使收縮停止，星球便進入主序星的階段，就如我們的太陽。

典型氫聚變反應的星球，大約花3000萬年的時間，由原始星球收縮到現在的大小，氫聚變所放出的熱量，可使體積維持50億年不變。

吸積盤

描述星球誕生的模型中，有一個重要的副產品，也就是環繞四周的吸積盤。專家相信，這些盤狀結構提供行星系統形成的原料。不論是何種過程，當收縮開始進行，稠密核多多少少都會有些旋轉，在旋轉的核心中，角動量較大的氣體位在離旋轉軸較遠的位置，當收縮的區域向外傳播，它會吃掉較遠的氣體，這些氣體便開始向中心掉落，但它並不會撞上原始星球，而是在原始星球四周做軌道運動，形成盤狀結構。

1976年加州大學洛杉磯分校的伍爾瑞克與1981年美國航空航天局艾美研究中心的凱森和穆斯曼，對向中心掉落的氣體會從原始星球移到盤狀結構的現象，分別提出數學理論。凱森和穆斯曼首次研究了吸積盤的物理特性，比如說，吸積盤大小及表面溫度。不僅這些研究可以解釋行星如何形成，而且最近觀測證實盤狀結構確實存在。

1987年，貝克威斯和沙金特觀測T Tauri星HLTau附近的一氧化碳譜線，他們認為這譜線來自直徑好幾個光周的低質量的盤狀結構。另一項吸積盤存在的證據比較間接、且具爭議性。理論學者認為某些T Tauri星被觀測的特性是可以用盤狀結構來解釋，根據1974年貝爾和普林格爾的原始構想，研究人員大多認為之所以星球有過多的紅外線、紫外線，其原因是盤狀結構不斷將質量傳到了星球中心。

假如物質想要以螺旋狀軌跡掉到星球表面，它一定利用某種方式釋放角動量。貝爾和普林格爾假設盤狀結構內有某種不確定的摩擦力，當相鄰氣體相互摩擦，摩擦力會使轉速較慢的氣體減慢，而逐漸向中心收縮，就像人造衛星的軌道，因為大氣阻力而逐漸變小。摩擦造成的熱能，形成紅外線；紫外線則來自盤狀結構與星球之間狹窄、高熱的區域，這區域有較強的摩擦力阻止氣體的運動。利用這種模型的描述，科學家可以得到許多與T Tauri星符合的現象。即使理論學家多年的努力，但這些模型所需要的內在摩擦力仍然沒有令人可信的解釋。比如說，計算顯示一般分子氣體的摩擦力太小，無法有效地使氣體掉入星球中心。

大自然的蛛絲馬跡

最近，所有直接或間接的觀測都顯示：盤狀結構的質量只是中心質量的一小部分，也許只有百分之幾，或更少。理論學家發現的事實正受到挑戰，假如盤狀結構是旋轉物質收縮而形成，為什麼當星球形成後，這過程馬上停止?假如的確有星際風將這個收縮階段停住，這是否表示盤狀結構的形成與造成星際風的原因有重要的關連?

這些問題仍然沒有答案，但是這些未解決的問題通過理論和觀測的雙重努力，應該是了解整個現象的關鍵。假如我們能把握住大自然留給我們的線索，便可以連接這些線索，完成關於年輕星球的故事，而大自然所遺留的線索就在我們的頭頂上，在清晰的夜空中閃爍著。

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