星云深处初见光

冷云向内收缩

太阳的形成要从冷分子云中一处较致密的区域说起。天文学家把这样的区域称为云核。根据年轻恒星的观测和成星模型，形成太阳的物质曾在云核中向内集中，逐渐聚成原恒星，也就是正在积聚物质、尚未靠持续的核心氢聚变长期供能的幼年恒星。周围的气体可能继续流入，也可能被向外的气流等过程带离，影响中心最终能得到多少物质。一颗恒星的生长因而与周围远大于它自身的空间相连。

云核中的分子不断运动、碰撞，形成气体压强。靠近中心处的压强较高，气体有向外推开的趋势，可以抵抗引力的压缩。如果物质聚集得足够多，向内的自引力可能超过气体压强、磁场等提供的支持，云核便无法维持原状，开始收缩。气体越聚越密，引力也随之增强。

真实的收缩并不均匀。云中杂乱的气流有些相互汇聚，把气体压成致密的细丝和团块；有些则把物质推散。磁场也会限制某些方向的压缩，改变气体的去向。物质可以沿着细丝流入云核，较密的区域继续收缩。在其他成星区域中，还能见到云核分裂、形成多颗恒星的情形。

收缩能否持续，还取决于能量能否及时散出去。气体向内下落，相互吸引的物质靠得更近，便能释放能量。这种引力势能的释放使气体加速，再通过压缩和碰撞等过程使气体升温。热运动增强，压强随之增大，又会抵抗进一步压缩。在坍缩初期，气体和尘埃仍能通过辐射把能量带走，密度虽然大幅增加，温度却升得比较慢。气体没有因迅速升温而获得足够的支撑，便能继续向内集中。

这些气体在收缩以前就已经运动，其中一部分还绕着云核转动。随着分布范围缩小，旋转会改变气体接近中心的路径。

收缩中的旋转

云核里的气体朝不同方向运动，合起来通常仍有一个主要的绕转方向。角动量是描述物质转动的物理量，既与质量和速度有关，也与物质离转轴有多远有关。云核虽然转得很慢，但气体分布得广，仍可能携带可观的角动量。

如果没有外界作用改变一团物质的角动量，它在收缩时便会转得更快。滑冰运动员收拢手臂后转速提高，就是这个道理。不过，云核中的气体可以相互交换角动量，也能把角动量传给周围环境。把参与交换的物质和环境一起考虑，总角动量仍须守恒；其中一小团气体的角动量却可以增减。

保留着较多角动量的气体会以较大的横向速度掠过中心附近，沿弯曲的轨道运动。已经主要靠绕转支撑的物质要继续移向内侧，通常就需要把一部分角动量交给别处。因此，收缩中的气体并不都径直落向中心：有些较直接地向内落下，另一些先在外围绕转。

气体相互碰撞、受到压缩时，一部分运动能转化为热，再通过辐射散掉。沿主要转轴方向的上下运动可以逐渐减弱，而引力仍把气体拉向与转轴垂直的平面。绕转受角动量守恒的约束，难以同样迅速消失。物质便可以在平面附近集中，形成盘状结构。真实成星云核还受磁场和气流影响，扁平的物质分布是否已成为主要靠绕转支撑的盘，需要测量它的运动才能判断。

中心的原恒星长大以后，在主要由它的引力控制的盘区，内侧的气体受到更强的引力，需要以较高的速度绕行才能维持轨道；外侧的气体则绕行得较慢。谱线波长的移动能够显示气体向我们靠近或远离的速度。把盘内不同位置的速度与盘的朝向结合起来，就能检验这种绕转。在较早或质量较大的盘中，盘自身的引力也可能明显影响运动。

磁场也会改变气体保留下来的角动量。磁场随气体绕转而弯曲、扭转，又通过相互作用把角动量传向较远的物质，这种作用称为磁制动。磁场主要作用于带电粒子，再通过粒子间的碰撞影响其他气体。这样的联系有多强，会影响磁制动的效果，也会影响盘能形成多大。

旋转决定了气体向内集中时的一部分路径。中心能否形成原恒星还取决于云核最深处怎样散热。要理解那里的变化，需要回到中心仍在快速坍缩的阶段。

尘埃中的星光

在致密云核的深处，密度升高后，原本能够带走热量的辐射越来越难穿过气体和尘埃。能量来不及散出去，中心温度便明显升高。热运动产生的压强随之增强，一度足以抵住快速下落的物质，在中心形成一个暂时相对稳定的核心。在太阳这类低质量恒星的形成模型中，这一短暂阶段称为第一静力核心。“静力”是说压强与引力暂时接近平衡，核心不再快速坍缩，周围物质仍可继续落入。

第一静力核心继续接收周围落来的物质，内部进一步升温。当中心温度升到约两千开尔文，也就是约一千七百摄氏度时，氢分子开始大量解离，两个结合在一起的氢原子分开。拆开分子需要能量，压缩提供的一部分能量用在这里，温度和压强便不能像此前那样迅速增长。中心失去足够的支撑，经历第二次快速坍缩。

中心的大部分氢分子拆开以后，解离吸收能量的作用减弱，压缩重新更有效地提高温度和压强。压强再次抵住快速内落的物质，一个更紧密的第二静力核心形成。这时，原恒星已经出现。周围气体继续落到它上面，使它长大。物质这样落入并使中心对象增长的过程称为吸积。

下落的气体抵达盘或原恒星附近时，会减速、受压，把运动能转成热，并放出辐射。原恒星自身的收缩也会释放引力能。因此，在稳定的核心氢聚变建立以前，原恒星及其周围就可以相当明亮。一部分能量留在内部，影响它的大小和后来的演化，另一部分向外辐射。

这些光在可见光波段往往难以直接抵达地球。原恒星外面还包着未被吸积的气体和尘埃，尘埃吸收辐射后会升温，再以更长的波长向外辐射。另一些中心光可以沿物质较少的空腔传出，被腔壁上的尘埃散射到我们的方向。不同波段因此能显露不同的结构：冷尘埃、盘的表层，或被中心光照亮的空腔。

2022年11月，韦布空间望远镜团队公布了暗云L1527的近红外图像。画面中央一道暗线的上下，展开两个宽阔的亮区，合成沙漏般的轮廓。盘几乎侧着朝向我们，遮住了中央的原恒星；光从盘的上下方传出，照亮了外流在周围物质中开出的空腔。图中的蓝色和橙色是赋予不同红外波段的代表色；尘埃对光的遮挡程度不同，也造成了两处颜色的差别。

美国国家航空航天局（NASA）的发布说明将这个中心对象的年龄估为约十万年。厚重的包层和持续的吸积说明它仍处在很早的成长阶段。包层就是原恒星和盘外围尚未散去的气体与尘埃。其中一部分还会继续向内落下，增加原恒星的质量。

盘把物质送向中心

气体进入盘以后，还没有抵达原恒星。要继续向内，它通常得把一部分角动量交给别处。接收者可以是盘中较外侧的气体，也可以是离开盘面的气流和更远处的物质。质量向内集中与角动量向外传递在这里相互联系。

这种传递需要力来改变气体的转动。中心天体的引力主要指向中心，使绕行的气体不断改变运动方向，本身并不改变气体绕该中心的角动量。其他物质若沿绕行方向拉它，或朝相反方向拉它，就能增加或减少它的角动量。力改变转动状态的作用用力矩来描述。盘内不同区域相互施力时，一些气体失去角动量而向内迁移，另一些获得角动量，可以向外扩展。

在质量较大的年轻盘中，如果气体足够冷、物质足够集中，自引力就可能放大原有的疏密差别。盘内外绕转速度不同，这些扰动可以发展成螺旋结构。螺旋臂中的气体较密，对附近气体的吸引不都指向盘中心，因而能够转移角动量。在一些成星盘模型中，这种输送可以缓解局部物质的积聚，螺旋结构中的压缩和冲击也会加热气体，增强抵抗收缩的压强。周围继续供料，辐射又把热量带走，盘是否仍然不稳定，取决于这些作用怎样共同变化。

磁场能够把角动量传到盘面以外。气体运动使磁场弯曲、扭转，磁场也反过来对气体施力。在磁场驱动盘风的模型中，盘内气体失去一部分角动量，离开盘面的气流则获得角动量。传递是否有效，取决于磁场的形态，也取决于气体中带电粒子的多少。尘埃会吸附带电粒子，因而也可能影响气体与磁场联系的强弱。

离开盘面的气流既带走质量，也带走角动量。盘自身的引力、磁场和盘风可以在不同阶段、不同半径上共同起作用。研究人员测量吸积辐射、盘内气体的速度以及外流的运动，用来检验不同的物质输送模型。各过程的贡献还会随对象和演化阶段而改变。

气体向内迁移、失去引力势能时，其中一部分能量转成热和辐射。如果单位时间内落入的物质增多，吸积所释放能量的速率通常也会增大，年轻恒星及其近旁区域便可能增亮。观测亮度的变化因而提供了一条追踪吸积的线索。

在一些年轻恒星上，光谱与亮度的共同变化显示，它们经历了吸积突然增强的阶段。盘的演化计算也能产生这样的吸积爆发：物质在一段时间里积聚，随后较快地向内输送。吸积速率的起伏可以解释原恒星之间的部分光度差异；质量、演化阶段、观察方向和尘埃遮挡同样会影响所见亮度。太阳早期究竟怎样时快时慢地积聚物质，目前还无法逐次还原。

向外伸展的喷流

在一些仍被尘埃包围的原恒星两侧，狭长的喷流向相反方向伸展，大致垂直于盘，把物质带入周围云体。有时还可以看到较宽、速度较低、含有分子的外流。这些气体从哪里出发，又怎样影响原恒星的增长？测量它们的运动，可以把向外流失与向内吸积联系起来。

猎户座方向的HH 212恰好让望远镜从接近侧面的方向看见盘和喷流。2017年公布的高分辨率观测利用波长接近但短于一毫米的亚毫米波显露了它的盘；结合沿盘两侧伸展的喷流，研究人员能够辨认二者的相对朝向。盘中的绕转与沿两极向外的运动，在这个对象上可以分别追踪。

同年发表的另一项研究测量了HH 212喷流中的旋转。阿塔卡马大型毫米／亚毫米波阵列，简称ALMA，由多台天线联合观测。研究人员利用一氧化硅分子的谱线，比较喷流两侧向我们靠近或远离的速度。在距原恒星约十个天文单位处，研究人员辨认到支持喷流旋转的速度差异。一个天文单位约等于日地平均距离。这样的测量支持喷流能够把角动量从内盘带走。

研究人员再将速度测量与磁场、旋转共同驱动喷流的模型结合，推算这束喷流可能起源于极靠近原恒星的内盘：气体在盘上的出发位置距原恒星约为一个天文单位的二十分之一。这个半径并非望远镜直接分辨出的结果。模型利用能量和角动量的守恒关系，根据已经离开盘面的气体运动，反推出它出发的区域。

在这样的模型中，少量离开的气体若能带走足够的角动量，就能帮助更多物质向内迁移。较宽的分子外流既可能含有直接从盘面离开的气体，也可能含有被喷流或盘风扫起的周围材料。估计它们带走多少质量和角动量需要结合气体含量、速度与空间结构，不能只凭外形判断。

高速气流撞上较慢的材料，产生强烈压缩气体的激波，推动并加热周围物质，留下空腔或一串结状亮区。原恒星的生长由此反过来改变供给它的环境：一些材料继续落入，一些被带离，包层逐渐减少。参与成星过程的物质最终只有一部分进入恒星。

盘中的尘埃

盘中的气体不断流入或被带离，尘埃的分布也在改变。2014年11月6日，ALMA团队公布了年轻恒星HL Tau周围的一幅盘图。为检验阵列辨认细节的能力，天线被分布到最远相隔约十五公里的位置，共同接收目标的信号。天线相隔越远，目标方向的微小差别就越容易从各处收到的信号中区分出来，阵列因而能分辨更细的结构：盘中显露出一圈圈明亮的环和较暗的环带。

HL Tau位于金牛座方向，还处在恒星演化的早期。ALMA在多个毫米和亚毫米波段发现了环状结构，最细的观测能够分辨约几个天文单位的尺度。这些波长在人眼的感受范围之外，发布图中的暖色用来显示辐射强弱。明亮的地方并不直接等于物质较多：尘埃温度、颗粒性质，以及辐射是否容易透出来，都会影响图上的明暗。

一颗正在形成的行星可以通过引力扰动周围物质，在盘中形成环隙。HL Tau的环状结构因而成为检验这种解释的目标。

不过，研究还提出了其他成环途径。在盘的不同温度区域，一些气体可以在颗粒表面凝结成冰，冰也可以升华，也就是从固态直接变回气体。颗粒表面有无冰层会影响它们碰撞时是黏结还是破碎，也可能使不同大小的颗粒在盘中重新分布，留下明暗相间的环。要确认是否有行星，还需要环形图像以外的证据。

这种围绕年轻恒星、为行星形成提供材料的盘称为原行星盘。盘中气体占据主要质量，尘埃分散其中，随气体运动，也会相对气体漂移。颗粒碰撞时可能黏在一起，也可能破碎；盘内温度不同，有些物质能保持固态，有些会重新变成气体，到了较冷的区域又能凝结。颗粒的大小和它们在盘中的分布随这些过程不断改变。

这些变化是行星形成的早期准备，能够在原恒星仍然吸积时开始。恒星在积聚质量，盘中的固体也在演化；恒星辐射又不断改变盘的温度。因此，恒星成长与行星形成的准备过程可以在时间上重叠。

不同年龄的年轻星群显示盘会逐渐消散。较年轻的群体里，带盘或仍在吸积的恒星较多；年龄增大，这些迹象出现的比例便下降。尘埃辐射表明盘中仍有颗粒，持续吸积则说明气体还在向恒星供料。结合这些指标，研究人员估计，盘能够持续供料的阶段通常维持数百万年，个体之间差异很大。

依赖盘中气体形成的行星需要在气体散去以前获得材料。对太阳这样质量的恒星，盘的气体供料通常在它进入靠核心氢聚变长期稳定供能的主序阶段以前就已明显减弱。

盘中的气体可以继续被恒星吸积，也可以随磁场驱动的风流失。高能辐射加热气体后，气体还可能获得足以逃离盘的热运动。某些环境中，邻近恒星的辐射或近距离掠过会进一步改变盘。

盘中的一部分固体后来保存在行星和小天体中。在太阳系里，陨石把早期盘中的材料带到了地球，让研究人员能够在实验室中测量它们。

陨石留下的时钟

某些原始陨石里，保存着富含钙和铝的包体，也就是嵌在陨石中的一块块物质。它们的矿物记录了早期太阳系固体形成、冷却的历史。上一章提到的前太阳颗粒把线索带向更早的恒星；这些富钙铝包体记录的则是太阳系内部的早期过程。研究人员用它们建立太阳系形成的年代标尺。

这把标尺利用原子核的衰变。某些不稳定同位素的原子核会按确定的规律转变成另一种原子核。对大量同一种不稳定原子核而言，每经过一个固定时长，剩余数量中约有一半会发生衰变；这个时长称为半衰期。不同同位素的半衰期不同，测年便利用这些已知的规律。

例如，铀的不同同位素分别沿一系列衰变过程生成铅同位素。测出样品中相关同位素的比例，再与衰变规律对照，就可以推算相应的形成或冷却过程发生在多久以前。

矿物要保存这个时间记录，相关原子在某个时刻以后就须不再大量进出。这样，后续积累的衰变产物才留在样品里，保有计时信息。后来发生的加热、流体作用或原子扩散可能改变记录，使不同的计时体系给出不同结果。同位素测量因此还要与矿物特征、受热经历相互核对，才能判断测出的年龄对应哪一次变化。

2012年，一项发表于《科学》的研究对原始陨石中的富钙铝包体进行了铀同位素校正的铅—铅定年。其中一组包体给出的年龄约为45.673亿年。研究人员先区分样品原有的铅与后来由铀衰变积累的铅，再比较两种衰变产物的比例。两种铀同位素衰变的速度不同，这个比例会随时间变化。再校正样品中铀同位素比例的差异，便能推算年代。这样的测年结果是通常把太阳系年龄概括为约46亿年的依据之一。

包体年龄对应的是这些样品保存的变化，不能把整段成星过程缩成这一刻。原太阳云核开始收缩早于相关固体在盘中形成；太阳最终建立长期稳定的核心氢聚变供能则是后面的变化。包体提供早期固体的时间参照，其他证据与模型再约束云核收缩、太阳进入主序各自所处的时段。

望远镜与陨石由此相互补充。其他年轻恒星周围的盘、包层和喷流显示类似过程怎样发生；太阳系样品则记录本地材料曾在何时改变。两类证据与物理模型相互约束，帮助重建太阳从云核到恒星的大致顺序和时间范围。

走向稳定的太阳

随着外围供料减少，原恒星逐渐结束最强烈的质量增长阶段。它已经积聚了大部分质量，内部还要继续调整。恒星收缩所释放的引力能，一部分向外辐射，一部分维持和提高内部温度。表面可以持续发光，内部的能量来源以及温度、密度分布仍在改变。

早在仍然大量吸积时，原恒星中就可能开始有氘参与的核反应。氘是氢的一种同位素，原子核在一个质子之外还含有一个中子。在太阳这类恒星中，普通氢开始聚变时，要经过质子转变为中子的缓慢步骤。氘核已经含有一个中子，可以绕过这一步，因此在较低温度下就能与普通氢核发生聚变。

这些反应能影响原恒星的热状态，但氘储量有限，不能承担太阳此后数十亿年的能量供应。吸积、收缩和早期核反应在一段时间里共同影响着恒星的成长。

这段吸积历史也会影响此后的收缩。如果落入的物质把较多热能带进内部，这些能量有助于维持内部支撑，年轻恒星便可能保有较大的半径；如果物质在加入前已经散掉较多能量，恒星的起始结构就可能不同。因此，即使质量相同，年轻恒星也可能因吸积经历、初始热状态和氘含量不同，表现出不同的大小与亮度。

在继续收缩和调整的过程中，核心温度逐渐升高，普通氢参与的核反应也逐渐提供更多能量。当持续的核心氢聚变承担起向外辐射的主要能量需求，引力收缩便不再是主要能量来源，恒星进入主序阶段。压强与自引力的整体平衡在原恒星阶段就可以建立；抵达主序意味着有了能维持漫长岁月的供能方式。恒星结构仍会演化，只是变化节奏转向了缓慢的核燃料消耗。

太阳质量的恒星抵达主序，模型给出的时间尺度通常是数千万年。经典计算从一颗已具有太阳质量、半径较大的年轻恒星开始，跟随它收缩和调整，到主序约需四千万年。这不是从母云刚开始收缩时起算；把此前吸积留下的热能等因素纳入模型会改变起始结构以及后续所需时间。太阳早期的热状态仍有未知，这些计算给出的是成长所需的大致尺度。

原先围绕太阳的包层逐渐散去，盘中的气体也随吸积和向外流失而不断减少，一部分固体留在行星和小天体中。太阳经过此后的收缩和调整，进入漫长的主序阶段。

今天太阳系的绝大部分质量集中在太阳，外围天体沿各自的轨道运行。大多数行星的轨道大致处在同一平面，仍保留着早期盘状分布的影响。

行星绕行的轨道尺度和公转周期受太阳引力控制，因而能用来推算太阳的质量。测出太阳在天空中张开的角度，再结合日地距离，就能换算它的实际直径。太阳光的光谱则带来温度与成分的线索。云核中的物质经历了漫长的收缩和汇聚，如今成为一颗靠核心氢聚变持续发光的恒星。