恒星的童年（上）
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作者: 曾耀寰
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。并且持續數百萬年。
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。到最后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的氫氣所組成，這個分子云是銀河系中最大的結構，直徑大于300光年。
星球通常在分子云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于氣體壓力)。
稠密核本身如何在分子云中收縮達到稍不穩定的原因，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云并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，一顆恒星經由分子碰撞而形成。
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云中心為圓心的一假想圓球殼面的質量。關于這點，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。他發現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，而完全忽略掉分子云其他區域。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，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，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，這超常的亮度并不是來自于核聚變反應，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，所以塵埃并不會被蒸發，較冷的塵埃吸收震波產生的光子，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，然后產生聚變反應，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。
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，此特定大小取決于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。(待續)
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