星星为什么会发光 是谁点亮了它

伤我心太深

宇宙起源于神秘，借力光明和黑暗，凭借复杂的化学过程，星星为什么会发光呢？从大爆炸后的第一时刻起，到首批恒星的形成，无论在哪个数量级上，都是一个关于聚合的故事。为了讲述这个故事，科学家仰望星空寻求答案，同时又在实验室里，模拟宇宙历史上最为极端的环境。这个故事充满了惊奇。一些看似平凡的英雄即将登场。没有它们，这一切就不可能发生，也不可能存在。而其中的两位至关重要。生命的涌现，有赖于来自恒星的元素。而正是它们点亮了星光。下面就是它们的故事。

暗物质

大爆炸创造了物质，对于这个过程，我们仍未完全明了。但是我们知道，大部分的物质——约占84%——是以一种与光无关的形式存在的。它就是只与引力发生作用的“暗物质”。其余16%是重子，或称“普通物质”，它们构成了今天的可见宇宙。普通物质不但与引力发生作用，还能以发出、吸收光子，也就是我们平常所说的辐射或发光的形式，与电磁发生作用。

随着宇宙的膨胀和冷却，来自大爆炸的部分能量转化成了普通物质：电子、中子和质子（即电离的氢原子）。今天，质子和中子安逸地共存于原子核中。但在最初几秒内，大爆炸残余辐射场中存在的高能质子流——伽玛射线使它们无法聚合在一起。不过几秒之后，情况有所好转，辐射温度下降到了大约数万亿K——虽然仍比我们今天所习惯的室温（300K）高出太多，但那时候不同，那是一个早期宇宙，是一个完全不同的物质世界。

大爆炸余热的强度导致早期宇宙过于光滑，从而使气体云难以形成。

温度下降后，较重的原子核已经能够从伽玛射线的轰炸中幸存下来。原初的原子核开始合成，核力已经能够将质子和中子联接在一起。这一过程持续到因宇宙继续膨胀变冷，而使核聚变无法再进行。在此20分钟内，宇宙中充满了原子。它们是76%的氢，24%的氦，和微量的锂——但是因为温度太高，电子无法稳定地围绕原子核飞行，因此它们都是以离子的形态存在的。至于其它元素，则一直要到首批恒星诞生，才会在恒星的内部开始锻造。

恒星想要诞生，这些刚刚形成的氢原子和氦原子就必须聚集在一起，以形成稠密的云团。云团会在宇宙中引力稍强一点的地方产生，以便它们吸引周围的物质。问题在于，早期宇宙的团块化程度是否足够？

要回答这个问题，我们可以先看看今天的夜空。在今天的夜空中，有一个内含微妙图案的昏暗微波辐射。它就是宇宙微波背景。宇宙微波背景显示出的结构可以追溯到大爆炸后约377000年。对于年龄138亿年的宇宙来说，这是很短的一段时间，只相当于一个81岁人生命中的一天而已。

虽然那时宇宙的温度仅仅冷却到了3000K，但自由电子已经开始被质子俘获并绕着它旋转，中性的氢原子由此形成。而来自大爆炸闪光的光子，此前一直在未被束缚的电子中碰撞、散射，本性自由的它们终于得到机会，飞向宇宙的各个角落。这些光子直到今天仍然弥漫在整个宇宙中，虽然它们的温度已经降到了2.7K。这就是宇宙微波背景。

这幅天空地图所揭示的内容令人惊讶：大爆炸余热的强度导致早期宇宙过于光滑，从而使气体云难以形成。

但是暗物质不与光直接发生作用，在同样的辐射下，它不会像普通物质那样被光滑化。因此，它的团块化程度会较高。在引力的作用下，暗物质密度高于平均水平的区域开始将密度较低区域中的物质吸引过来。暗物质“晕（Halo）”开始形成，并且相互合并。随着暗物质的聚合，普通物质也相伴而至。因此是暗物质，而非常规物质，促成了恒星和星系的形成，并逐渐使现代宇宙的结构成形。

分子氢

宇宙一旦中性化，气体便开始形成云团。普通物质开始加速落入暗物质的引力陷阱，引力的势能逐渐转化为动能，并在暗物质晕内创造出快速移动的高动能炽热粒子气体。大约从温度1000K起，在大爆炸后大约5亿年——相当于81岁人生的第4年，宇宙中的首批恒星开始从这些气体云中降生。

气体云中要形成恒星，就必须有一定的密度；但如果组成气体云的分子温度太高，运动太剧烈，就会无法达到这个密度。所以第一步就是要让云团中的原子慢下来，释放掉多余的动能，温度要低于100K。

但是它们自己冷不下来。碰撞的原子会彼此交换动能，而气体的总动能不会改变。因此它们需要催化剂。

宇宙中的第一个化学反应是“结合性分离”。

扮演催化剂角色的是“分子氢”。“分子氢”是两个结合在一起共享电子的氢原子。炽热粒子与这个哑铃状的分子相撞，会将自己的一部分能量传递给它，使它旋转。被激发的氢分子为了达到低能状态，会释放出一个光子。光子在逃离云团时就会把能量带走。

要产生分子氢，原子气体云需要一些化学进程。反映早期气体云化学进程的最精妙模型包含了将近500种可能存在的化学反应。幸运的是，要了解分子氢的产生，我们只需要关注其中两个关键性的。

宇宙中的第一个化学反应是“结合性分离”。起初大部分气体云中的氢都是中性原子。它们由一个带正电荷的质子和一个围绕着它旋转的带负电的电子组成，二者的电荷刚好抵消。但是少量原子会俘获两个电子，形成一个带负电荷的氢离子。带电氢离子会与中性氢原子“结合”，使额外的电子“分离”，并留下一个中性的分子氢。这一过程可以用化学符号H + H- → H2 + e-来表示。“结合性分离”只能将0.01%的原子氢转化为分子氢，但这一小部分就足以让云团开始变冷变厚。

云团冷却和变厚到一定程度后，第二阶段的化学反应随即开始。这一阶段就是所谓的“三体结合”，可以表示为H + H + H → H2 + H。组成这段“三角恋”的是三个单独的氢原子，它们中的两个最终将结合在一起，而另一个会被抛弃。“三体结合”会把云团中剩余的原子氢基本上全部转化为分子氢。一旦所有的氢成为分子，云团的温度便也会降低到足以凝结成恒星了。

恒星

从稠密云团的形成到恒星核熔炉的点燃，这个过程的复杂性超过了此前所有的一切。实际上，即便是当今最精秒的计算机模拟，也只能触及恒星的体积和核聚变开始时那一刻。模拟2亿年的过程相对简单，只需大约12小时的高速并行运算能力。问题在于最终1万年。随着气体的密度越来越高，云团结构变化也越来越快。起初只需计算云团每10万年的变化，而到了最后1万年，每几天都在发生变化。计算量急剧增长，即便是现在最快的计算机，也需要不停地运行一年以上。模拟原始云团完整的初始状态即使耗尽人的一生也无法完成。所以我们仍然对第一代恒星形成时的质量分布状况一无所知。决定恒星核心锻造什么元素的是恒星的质量，因此我们现在还没有办法了解宇宙中那些生命必需的元素是何时开始出现的。想要知道答案，我们只能指望“摩尔定律”了。

原载：nautil.us
作者：Daniel Wolf Savin（美国哥伦比亚大学天体物理学家）
插画：Jon Han
翻译：老孙