计算机表演恒星的诞生
 
 
1969 年，一位年轻的加拿大天体物理学家理查德·B·拉森(Richard B.Larson)在他的加州理工学院博士论文中写出了这种变化过程。他的这篇论文后来成为现代天体物理学文献中的一件标准作品。拉森研究了由星际物质形成一颗单独恒星的过程。 拉森设想有一团球状星云的质量和太阳的质量正好相等，他用了一种在当时的条件下尽可能最合理地反映一团气体云坍缩的计算程序探索了它的变化。他的研究起点不是星际物质，而是密度已经大增的一个云团，相当于大规模坍缩物质中的一粒碎屑。因此，可以说这种云团的密度早已超过了星际物质：每立方厘米已达 60000 个氢原子。拉森初始云团的直径大致为其后将由这团物质形成的太阳半径的 500 万倍。接下来的过程是发生在一段天体物理上来说极短暂的时间中，也就是 500000 年内。
 
这团气体最初是透光的：每粒尘埃不断发出光和热，这种辐射一点也不受周围气体的牵制，而是畅行无阻地传到外空。这种透光的初始模型也就决定了气体球团的今后演变。气体以自由落体的方式落到中心去，于是物质在中心区积聚起来。本来质量均匀分布的一团物质，这时变成越往里密度愈大的气体球（参阅图 12-2）。这样一来，中心附近的重力加速度愈来愈大，内  
部区域物质的运动速度的增长表现得最为突出。开始时几乎所有的氢都结合成氢分子：一对对氢原子彼此结成分子。最初气体的温度很低，总也不见升高，这是因为它仍然太稀薄，一切辐射都能往外穿透而溃缩着的气体球受到的加热作用并不显著。要经过几十万年后，中心区的密度才会变大到使那里的气体对于辐射变得不透明，而在此以前的辐射一直在消耗热量。这么一来，气体球内部的一个小核心就要升温。后者的直径只有那个始终充满向中心下落物质的原气体球的 1/250。随着温度的上升，压力也就变大，终于使坍缩过程停了下来。这个特密中心区的半径和木星轨道半径差不多，而它所含的质量只及整个坍缩过程中涉及的全部物质的 0.5%。物质不断落到内部小核心上，它所带来的能量在物质撞到核心上的时候又成为辐射而放出。同时核心在缩小，并变得愈来愈热。
 
这种过程一直要进行下去，直到温度达到大约 2000 度为止。这时氢分子开始分解，重新变成原子。这种变化对核心的影响很大。于是，核心再度收缩，到收缩时释放出的能量把全部的氢都重新变为原子。这样，新产生的核心只比今天的太阳稍大一点。不断向中心跌下的全部外围物质最终都要落到这个核心上，一颗质量和太阳一样的恒星就要由此形成。再往后的演变中，起主导作用的实际上只有这个核心了。
 
图 12-1 所示为猎户星座的发光星云。在一个直径大约 15 光年的空间范围里所包含的是浓缩的星际气体，那里的物质密度达每立方厘米 10000 个氢原子。虽然对星际物质来说这是非常高的密度，但猎户星云中的气体比地球上所能制造的最好真空还要稀薄得多。发光气体的总质量估计为太阳的 700 倍。星云中的气体是受到一批蓝色高光度星的激发而发光的。可以肯定，猎户星云中有诞生才 100 万年的恒星。在这个星云中所找到的浓缩区使我们可以推断，这些区域目前还在产生恒星。今天我们所看到的这个气体星云的光大约还是日耳曼人民族大迁移^①的年代里所发出来的。
 
因为这样的核心是在逐渐转变为恒星的，人们称之为“原恒星”。它的辐射消耗主要由下落到它上面的物质的能量来补充。密度和温度在升高，原子在丢失它们的外层电子，人们称它们为原子。由于落下的气体和尘埃形成了厚厚的外壳包住了它，使它的可见光不能穿透出来，人们从外面还看不到多少内幕。原恒星从内部照亮外壳。要到愈来愈多的下落物质都已经和核心联成一体时，外壳才会变成透光，星体就以可见光突然涌现出来。其余的云团物质还在不断向它落下，它的密度在增大，因而内部温度也往上升，直至中心温度达到 1000 万度而开始氢聚变。到了这个时候，原来那个质量和太阳相等的坍缩云团就变成了一颗完全正常的主序星：原始太阳，再往后的发展我们已经在本书前面讲过了。

 
 
 
 
^① 原书用“民族大迁移”对德国等国读者合适，这里为了我国读者方便而加了“日耳曼人”。此事发生在
 
4 — 8 世纪；可见“简明德汉词典”（广东人民出版社，1979）中 V■lkerwanderung 一词——译者注。  
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在原恒星时期行将结束，尚未达到主序之前，能量就以对流的方式传送。在登上主序，成为原始太阳之前，太阳物质再一次发生大混和。这样一来，第 5 章里讲到的太阳的锂含量问题也就可以彻底解决。在混和过程中，这种容易破坏的元素的原子就会往内流入更高温区域，它们等不到星体变成主序星，就会发生图 5-3 所示的核反应而变成氦原子。