太阳诞生之前

一　陨石里的旧材料

1969年，默奇森陨石落在澳大利亚。此后，研究人员取出样品，将岩石研磨，再用酸溶去大部分矿物，从残余物中分离出微小的碳化硅颗粒。这是一种由硅和碳组成的矿物。进一步分析发现，这些颗粒中同位素的比例与太阳系物质中常见的比例明显不同。

同位素是同一种元素中质量不同的原子。原子核是原子中心极小的部分。核反应会改变原子核，能够生成不同的元素或同位素。不同恒星中的核反应会留下不同的同位素比例。

研究人员把颗粒中的异常比例与恒星核反应的计算结果比较，发现它们与更早恒星的产物特征相符。再结合碳化硅能在恒星周围冷却的气体中凝结这一条件，研究人员判断这些颗粒在太阳诞生以前就已形成，后来才进入形成太阳系的物质中。

这些古老颗粒混入太阳系的原料后，有些被保存在新形成的岩石中。因此，颗粒比容纳它们的岩石更古老；岩石碎片落到地球成为陨石时，也把它们带了过来。

不过，早先的颗粒并非都能保存下来。在太阳系形成和岩石后来的变化中，许多颗粒受热或发生化学变化，被破坏或改造，原有的同位素特征也随之难以辨认。颗粒能否保留下来，还取决于温度有多高、受热多久，以及周围物质是否容易与它们发生反应。不同地方经历的改造强弱不同，一些碳化硅颗粒没有被彻底破坏，也没有失去可辨认的同位素特征，因而得以保存至今。研究人员由此能从今天的样品中辨认出太阳诞生以前的物质。

这些被称为前太阳颗粒的矿物只占太阳系物质中极小的一部分。要了解太阳本身由什么物质组成，还可以从它发出的光中寻找线索。光具有波的性质，波长就是光波相邻两个波峰之间的距离。把阳光按波长展开，就得到光谱。有些波长的光被太阳大气中的元素吸收，在光谱上留下暗线，称为吸收线。不同元素留下的暗线各有特征，研究人员据此辨认出了碳、氧、硅、铁等元素。

太阳以氢和氦为主，碳、氧、硅、铁都比氦更重；天文学家把比氦重的元素统称为重元素。宇宙早期留下的元素主要是氢和氦，碳、氧、硅、铁等重元素还没有大量形成。那么，太阳中的这些重元素是从哪里来的？太阳形成于约四十六亿年前，那时宇宙已经演化了约九十亿年。要追查太阳材料的来历，先要看看宇宙早期留下了哪些物质。

二　氢和氦以外

在宇宙最初的几分钟里，温度与密度足以让质子、中子发生一系列核反应，形成氦等原子核。质子带正电，中子不带电，它们是构成原子核的两类粒子；最普通的氢核只有一个质子。这段制造原子核的过程称为原初核合成。研究人员把早期宇宙的温度变化、膨胀速度和核反应纳入计算，得出了反应结束时的成分比例。这里说的是能够构成原子、恒星和行星的普通物质。按质量计算，大约四分之三是氢，四分之一是氦，此外还有极少量的锂。

这些反应没能继续制造出丰富的重元素，是因为反应过程中形成的一些原子核很不稳定，很快就会分解，使反应难以继续；与此同时，宇宙迅速膨胀，温度和密度不断降低，适合核反应的条件很快消失。氢和氦因此成为原初物质的主要成分。要得到更多种类的元素，还需要在宇宙的某些地方把物质重新集中起来，达到足够高的温度和密度，并将这种条件维持更久。

在这样的环境出现以前，宇宙经历了漫长的冷却。原初核合成结束时，原子核与电子仍普遍分离。电子是带负电的微小粒子，光频繁地受到这些自由电子的散射，改变传播方向，无法一路传到很远。到大爆炸后约三十八万年，宇宙已冷却到新形成的原子不再容易被高能光打散，大量电子才与原子核结合，形成整体不带电的中性原子。自由电子大幅减少，光受到的散射也随之减少，得以在宇宙中长距离传播。

那时留下的光至今仍能被探测到，只是宇宙的膨胀拉长了它的波长，使它成为遍布天空的微波背景。微波与可见光一样，都是电磁波，不过波长长得多，肉眼无法看见。这里说的辐射是物质以电磁波的形式向外释放能量。

1989年升空的宇宙背景探测卫星COBE，把仪器转向不同方向的天空，比较微波背景的细微差别。信号里混有银河系自身的辐射，也有太阳系运动造成的影响；研究人员要从数据中扣除这些成分，才能辨认微波背景本身的温差。1992年，团队公布了分析结果：这片近乎均匀的背景中，温差约为平均温度的十万分之一。

早期物质与辐射紧密地相互作用，物质的疏密、引力和运动差异都会影响辐射的温度。把这些温差与宇宙演化模型比较，研究人员便能推断早期物质分布中的微小起伏。

这些密度差别为后来星系等天体的形成提供了起点。密度稍高的区域凭借引力吸引更多物质，积聚起来的物质又增强了这种吸引，最初微小的差别由此逐渐扩大。不过，对星系内部运动的观测显示，维持这些运动所需的引力，比恒星、气体等已知物质能够提供的更强。天文学家由此推断，还有一种尚未直接探测到、主要通过引力显露作用的物质，称为暗物质。在解释宇宙结构怎样形成的模型中，暗物质的聚集也很重要：它产生的引力能吸引普通气体聚拢。随着背景辐射在宇宙膨胀中不断降温，尚无恒星照亮的空间变得幽暗，而气体的聚集仍在继续。

气体能否继续收缩，还取决于它能不能散热。受压的气体会升温，增强的热运动又会抵抗压缩；如果能通过辐射把能量带走，收缩就更容易持续。最早的气体缺少重元素和固体微粒组成的尘埃，由两个氢原子结合成的分子氢便成为重要的冷却帮手：它能通过发出辐射带走能量。在那些能够充分散热和聚集的区域，气体便能继续收缩。散热并不意味着温度始终下降：引力使气体收缩时，也把一部分能量转变成热，中心仍能逐渐升温。当核心达到足够高的温度和密度，能够长久维持核反应时，最早的恒星便开始稳定发光。

三　恒星内部的变化

理论研究通常把第一批恒星的出现放在大爆炸后约一亿至数亿年的时期。许多模型预言其中会有质量很大的恒星，不过，它们究竟大多有多重仍未确定。与质量较小的恒星相比，大质量恒星需要更强的内部支撑来抵抗自身引力，核心温度通常也更高，核反应因而进行得更快。它们虽然储备了更多燃料，消耗速度的增加却超过了燃料储量的增加，有些仅用几百万年便走完主要的生命历程。

在恒星大部分稳定发光的时期，氢转变为氦的核反应不断释放能量，也改变着内部的成分。较轻的原子核结合成较重的原子核，这类反应称为核聚变。原子核都带正电，会相互排斥；温度足够高时，它们的运动更快，才更有机会接近到能发生聚变的距离。在能够放出能量的聚变反应中，产物的总质量比反应前略小，差额转化成了能量。

核反应与木柴或煤炭的燃烧不同：化学反应主要重新安排原子周围的电子，核反应则改变原子核本身。一个碳核含有六个质子，一个氧核含有八个质子；从一种元素变成另一种元素必须改变核内的质子数。

核心中的氢逐渐耗尽后，原有核反应提供的能量减少，难以维持抵抗引力所需的压强，核心便会收缩，并在收缩中升温。如果温度达到更高水平，氦就能参与新的核反应。三个氦核经过一连串过程可以组成碳核，碳核再与氦核结合，又可以生成氧。大质量恒星还能经历碳、氖、氧、硅等元素参与的反应阶段，这些阶段也常被称为核燃烧。恒星内部不同区域的温度、密度和成分不同，因此外层仍富含氢时，深处可能已经在进行更后面的反应。

这些变化并不会在每颗恒星中走到同样远。质量较小的恒星，核心通常无法升到后续反应所需的高温，因而不能经历大质量恒星所有的核燃烧阶段。它们制造并释放到周围空间的元素，种类和比例也就不同。即使在大质量恒星里，靠聚变释放能量也有界限：到了铁、镍等元素附近，核内的质子和中子已经结合得很紧。继续把这些原子核聚得更重，通常反而需要输入能量，已不能像先前那样持续供能。许多更重的元素需要借助其他过程形成，例如原子核吸收中子，这个过程称为中子俘获。

中子不带电，接近带正电的原子核时，不会受到电荷排斥。原子核吸收中子后，可能变得不稳定，随后自发发生变化，这称为衰变。某些衰变会改变核内的质子数，使它成为另一种元素的原子核。中子越密集，原子核吸收中子的机会通常越多。在一些演化晚期的恒星中，原子核吸收中子后如果变得不稳定，往往能在下一次吸收前先发生衰变；在中子极为丰富的环境里，这些不稳定的原子核则可能来不及衰变，就连续吸收许多中子。

中子星并合是后一类过程的重要场所。中子星是某些大质量恒星死亡后留下的天体，物质挤得极紧，主要由中子组成。两颗中子星相互绕转、逐渐靠近，最终碰撞并合时，会抛出富含中子的物质，为快速吸收中子提供条件。

2017年8月17日，一次中子星并合产生的引力波抵达地球。引力波是时空中向外传播的微小起伏。收到警报后，多支观测团队开始寻找对应的光源；不到十一小时，智利的斯沃普望远镜便在一个遥远星系中找到了新出现的亮点。随后，欧洲南方天文台的甚大望远镜接连记录它的光谱，覆盖紫外光到近红外光的范围。紫外光的波长比可见光短，近红外光则略长。最初的分析还未能可靠地辨认出具体元素。

到2019年，研究人员重新分析这些数据，辨认出了一种重元素（锶）的特征。核反应模型预言，并合抛出的富中子物质会合成锶等元素；实际观测到的光源变化和锶的光谱特征与此相符，为中子星并合能够制造重元素提供了证据。

铁、镍等元素也不只由一条途径产生。大质量恒星的演化和爆发会贡献一部分，Ia型超新星也是重要来源。超新星是一类剧烈的恒星爆发，其中的Ia型与白矮星有关，由剧烈的核反应引发。白矮星是某些恒星演化后留下的小而密的残骸。在两颗恒星相互绕转的双星系统中，白矮星可能从伴星获得物质，也可能与另一颗白矮星并合。模型认为，这些变化可能使局部物质被压缩、加热，进而引发剧烈的核反应，但具体爆发过程仍在研究。因此，构成一块岩石的氧、硅和铁不必来自同一颗恒星，也不必形成于同一次事件。这些元素先被释放到恒星之间的空间，才有机会混在一起。

四　流入星际空间

恒星向外释放物质有时并不需要等到最后的爆发。在某些晚期恒星中，外层气体周期性的膨胀和收缩会把一部分物质推到离恒星更远、温度更低的地方。那里若凝结出尘埃，星光便能推动颗粒，颗粒再通过碰撞带动气体，形成向外流动的恒星风。

在这些逐渐冷却的气体中，能形成哪种尘埃，取决于成分等条件：富碳环境可以产生碳质颗粒或碳化硅，另一些环境则能形成硅酸盐，也就是一类含硅和氧的矿物。这些颗粒随后被向外运动的气体带入星际空间。元素的原子核在先前的核反应中形成，尘埃却是在此后的冷却中凝结，两者有着不同的形成条件和时间。

另一部分物质由超新星带出。某些大质量恒星演化到末期，核心已不能靠核反应持续获得能量，逐渐失去抵抗引力的支撑，最终迅速向内塌缩。在发生爆发的恒星中，坍缩释放的能量有一部分传给外层气体，推动它向外爆发，将大量物质抛向四周。被抛出的物质中，既有恒星此前生成的元素，也有在爆发过程中形成的成分。爆发还会向外发出激波，这种强烈的扰动会使沿途气体突然被压缩、加热，并改变它们的运动。不过，恒星并不把所有内部物质都送回空间，有些会留在小而密的残骸中，或落入引力强到连光也无法逃出的黑洞。最终有多少新元素进入星际空间，不仅取决于恒星制造了多少，也取决于它释放了多少。

被送出的尘埃还会继续变化。超新星环境中能够形成尘埃，激波又可能破坏刚凝结的颗粒；辐射、高能粒子和碰撞也会在星际漂流中侵蚀或打碎它们。在寒冷而较稠密的区域，气体中的物质还可以附着到颗粒表面，使它们重新生长。许多星际尘埃已经反复经历破坏、附着和改造。陨石中那些仍保有特殊同位素比例的前太阳颗粒则保存了部分早期成分，供研究人员分析。

这些过程分布在银河系的不同地方，也发生在不同时间。对于诞生时间相近的恒星，寿命短的大质量恒星较早释放演化晚期的产物，寿命较长的恒星则通常较晚释放。物质进入星际空间以后，还要经过扩散、混合和迁移，才能抵达另一个恒星形成区域。某处气体刚接收了一次爆发抛出的物质，另一处可能仍保持不同的成分。新的恒星由这些混合物形成，材料却来自不同时期的许多天体。

太阳因而很难被排进一份简单的恒星家谱。它的重元素说明，在它以前已有其他恒星及其遗骸制造并释放过这些元素；占太阳质量绝大部分的氢和氦则主要来自宇宙早期。不同成分经历的过程和时间相互交错。等这些材料来到太阳将要形成的地方，它们已经混在同一片气体中，一些化学与同位素特征仍让研究人员有机会辨认不同的来源。

五　暗云中的气体和尘埃

银河的亮带上横着暗色裂隙，一些星星仿佛在边缘突然消失。这些地方往往不是缺少物质，而是前方的尘埃吸收和散射了背景星光。许多星际尘埃颗粒还不到一微米，也就是千分之一毫米。这里的“致密”，是说云团里的物质比周围星际空间更集中；与地球上常见的气体相比，它仍极为稀薄。不过，光要穿过的距离十分漫长，沿途积累的遮蔽便足以使云显得漆黑。

遮蔽也改变了云内的环境。紫外辐射能打散一些分子，尘埃削弱了外来的紫外光，这些分子便更容易存留。原子附着在尘埃表面后，更有机会相遇并发生反应；足够低的温度还能使一些气体分子停留在颗粒表面，逐渐积成冰层。这样的云称为分子云，其中的气体主要是分子氢，还含有一氧化碳等分子。较冷的致密部分温度常低至零下二百五十多摄氏度。从恒星中释放出来的物质经过散开、混合与冷却，才能够进入这样的环境。

1999年3月，欧洲南方天文台的望远镜拍摄了暗云巴纳德68。在可见光照片中，密集的星点之间留着一块轮廓分明的黑影；近红外观测却在同一位置显露出许多背景恒星。较长波长的星光更容易穿过尘埃，被遮住的星空因而重新出现。

研究人员进一步分析这些背景恒星的颜色。星光穿过云时，较短波长的部分受到更强的削弱，看起来便比未受遮挡时更红。与未受遮挡的同类恒星相比，变红越明显，通常意味着沿途尘埃的遮挡越强。再结合气体与尘埃比例的估计，以及云形状的模型，研究人员就能推算云内物质的分布。2001年发表的研究据此发现，巴纳德68的密度向中心逐渐增加。

背景星光提供了一种探测暗云的办法，尘埃本身发出的辐射则提供了另一种。尘埃吸收能量后，会以辐射的形式释放出去。这里的尘埃温度低，辐射主要落在比可见光更长的波长范围。比较各处的辐射并考虑尘埃温度，研究人员便能估计哪里尘埃多、哪里尘埃少。

气体中的原子和分子也会在特定波长发出辐射，在光谱中形成亮线，称为发射线；不同发射线的相对强弱会随温度等条件变化，帮助研究人员估计气体温度。气体向我们靠近时，传来的光波长会变短；远离时则会变长。测量谱线相对于原有位置的偏移，便能判断气体是在朝我们靠近，还是在远离我们。把这些方法用于不同的分子云，研究人员便能辨认云内的细丝、团块，进一步研究哪些区域可能形成恒星。

低温时，气体粒子的热运动较慢，引力更容易使气体聚拢。但气体受压又会升温，因此必须不断带走能量。某些原子和分子发出的辐射承担着这项作用；在较高密度下，气体与尘埃的碰撞可以把能量传给颗粒，再由尘埃向外辐射。哪种机制起主要作用，取决于当地的温度、密度与成分。尘埃既能遮挡外来的辐射，也能帮助气体散热，还为日后的固体天体提供材料。

寒冷仍不足以保证一片云会形成恒星。气体内部杂乱的流动称为湍流，有些流动能把气体推散，也能在局部将它压密。磁场会影响带电粒子的运动，这种影响又能通过碰撞传给其他气体。因此，引力造成的收缩还会受到湍流和磁场的影响，云内不同区域的条件也不相同。实际的恒星形成往往局限于部分区域，其他气体可能在此后的演化中被驱散。分子云的形状、密度和内部运动始终在变化，只有其中一部分物质会进入新生的恒星。

六　太阳形成以前的云

大约四十六亿年前，太阳的材料也处在类似的冷云环境中。形成太阳的那片气体云称为太阳的母云。经过太阳系的形成和此后漫长的演化，原来的云已经不复存在，今天无法再直接观察。研究人员便从太阳和陨石保留下来的成分中追查材料的来历，也借助别处恒星形成区的观测理解这类环境。望远镜看得到包裹年轻恒星的尘埃，也看得到尚未出现恒星的冷而致密的区域。这些观测能帮助推测太阳形成时的环境，却无法完整还原那片母云的经历。

太阳和陨石都由母云中的物质形成，其中保留下来的成分为追查母云原料提供了线索。研究人员通过太阳光谱中的吸收线，以及陨石里的元素和同位素组成，推断母云的成分。那片云里的氢和氦占绝大多数，较重元素只占很小的份额，其中一部分存在于尘埃中。结合恒星制造元素和向外释放物质的研究，这些材料的来源逐渐清楚：既有宇宙早期留下的物质，也有不同恒星及其遗骸的产物。

至于它们怎样来到同一处、是什么变化最终使其中一部分气体开始收缩，仍有未确定的细节。邻近超新星的爆发可能推动过这样的收缩，但目前还没有定论。

在这片云中，碳和氧来自更早恒星中的核反应。它们与大量来自宇宙早期的氢混在一起。微小的固体颗粒散布其间，有些已在星际空间遭到改造，有些仍保存着更早的成分。后来形成太阳和行星的物质此时仍混在低温、稀薄而持续运动的云中。太阳尚未诞生。接下来，云内一部分物质将开始收缩，逐渐聚成这颗恒星。