宇宙中第一代恒星的誕生

羅夢竹

宇宙大爆炸過后50萬年，熾熱的輻射漸漸平息下來，溫度慢慢下降，這時宇宙中物質(zhì)開始占主導地位，中性原子不能被電離，引力開始發(fā)揮作用。

從這時開始，到第一顆恒星的形成，宇宙花費了大約5000萬到1億年的時間。

不同的區(qū)域開始冷熱不均

中性原子最初形成時，標志著光子停止從自由電子中散射出來，因為自由電子只有在原子以等離子體的形式電離時才會出現(xiàn);由于沒有任何東西可以散射，這時，空間中的光輻射以光速運動。

這些光輻射來自各個方向，幾乎是完全均勻的，基本都是2970.8K，但是有些地方略高一點，達到約2971.0K，而有些地方略低一點，約為2970.6K。這些細微的差別，是導致恒星的產(chǎn)生和演化的重要因素。

實際上，這些光一開始都是均勻的（都是完全相同的溫度），但是受到所處位置的影響，它們才略有不同。

有些區(qū)域的密度與整個宇宙的平均密度完全相同，但有的區(qū)域的密度略高或略低于平均密度。密度稍微低的區(qū)域，因為其中的物質(zhì)較少，引力也較小。當一個光子離開該區(qū)域時，它要對抗的引力勢較小，失去的能量也較少，這個區(qū)域的光子會變得比平均溫度高;而密度稍微高的區(qū)域，其中的物質(zhì)也較多，因此有更多的引力來對抗，隨著光子爬升，它損失的能量超過平均水平，因此整體上變得更冷，或者說能量更少。

接下來，這些密度稍微高的區(qū)域會在引力的作用下，吸引越來越多的物質(zhì)，直到形成恒星。

引力開始聚集

在宇宙中，所有物體都在相互吸引，哪個物體的質(zhì)量最大，它就會優(yōu)先吸引周圍的所有其他物體。在不斷擴展的宇宙中，密度較高的區(qū)域會吸引附近密度較低的區(qū)域中的任何物質(zhì)。

從這個意義上說，引力是一種失控的力量，吸引的物質(zhì)越多，引力就越強，就越能成功地將更多的物質(zhì)帶入其中。

隨著宇宙的冷卻，引力開始將物質(zhì)聚集成團，并最終聚集在一起，隨著越來越多的物質(zhì)被吸引在一起，其生長速度越來越快。

但是，值得注意的是，這時宇宙中并非只有物質(zhì)和引力，還有輻射（以光子的形式存在）。原子物質(zhì)和暗物質(zhì)在引力下吸引大質(zhì)量粒子的同時，也將輻射吸引到了密度較高的區(qū)域。

然而，輻射與物質(zhì)不同，它具有壓力。正因為有了輻射壓力，這些氣體云（聚集到一起的團塊）才不會發(fā)生引力坍塌。

這種壓力也會控制物質(zhì)的生長速度，即使在一個以物質(zhì)為主導的宇宙中，只要輻射仍然存在，物質(zhì)的密度就只能緩慢增加——幾百萬年間，一直如此。

引力坍塌與核聚變

宇宙誕生300萬年后，溫度從3000K降到800K，輻射最終冷卻到人眼看不見的程度。隨著輻射壓力的下降，物質(zhì)團塊增長速度逐漸增加，密度變得越來越大。

所有的物質(zhì)團塊都遵循這么一個簡單規(guī)律：當宇宙溫度下降到原來的一半時，它就會快速增長，并且密度變大;當宇宙溫度下降達到某個臨界閾值（100K左右）時，它的增長速度會迅猛增加，一旦成長到其密度比平均密度大68%時，就開始發(fā)生坍塌。

大爆炸后5000萬年時，較為致密的團塊都已過渡到迅猛增長的階段，開始以極快的速度收縮。最終，到達了可以坍塌的地步，形成了熾熱而龐大的物體，并點燃其核心的核聚變。

這些龐大的物體幾乎完全由氫和氦組成。除了少量的鋰（大約占宇宙中所有元素十億分之一），根本沒有更重的元素。當引力坍塌發(fā)生時，能量被困在這些物體中，從而導致這些物體變熱。當溫度超過約400萬K的臨界閾值時，核聚變開始了。

第一批恒星點亮宇宙

這種核聚變發(fā)生在所有密度較高的區(qū)域中，并且都是首次。

當核聚變開始時，繼續(xù)增加這些物體質(zhì)量的引力，突然被內(nèi)部輻射壓力抵消了。在亞原子水平上，質(zhì)子在連鎖反應中發(fā)生聚變，形成氘，然后是氚或氦-3，然后是氦-4，每一過程都釋放能量。

隨著核心溫度的升高，釋放的能量也在增加，如此一來，會不斷抵消引力持續(xù)增加的質(zhì)量。

當最初的這些氫-氦鏈反應開始發(fā)生時，一顆恒星就此誕生。

宇宙最初形成的這批恒星，就像現(xiàn)代恒星一樣，由于引力作用而迅速生長。但是，與現(xiàn)代恒星不同，它們中沒有重元素，沒有重元素就很難輻射能量，所以不能迅速冷卻。因為需要冷卻才能坍塌，所以這意味著只有更大，更重的團塊，才能形成恒星。

因此，我們在宇宙早期形成的第一批恒星平均質(zhì)量是太陽的10倍，最大的恒星達到太陽質(zhì)量的數(shù)千倍（相比之下，今天恒星的平均質(zhì)量僅為太陽的40%）。

第一批恒星發(fā)出的輻射的峰值與太陽的不同。太陽主要發(fā)出可見光，而這些恒星主要發(fā)出紫外光。紫外線光子是一種擁有更高能量的光子，不僅可以曬傷人體，還會使物質(zhì)發(fā)生電離——它們有足夠的能量將電子從遇到的原子中撞出來。

再電離與行星盤

由于宇宙大部分的物質(zhì)是由中性原子組成的，當?shù)谝慌阈菑倪@些塊狀氣體云中出現(xiàn)時，光（紫外光）所做的第一件事就是撞向它們周圍的中性原子，并將這些原子電離：分裂為原子核和自由電子。

這個過程被稱為“再電離”，因為這是宇宙歷史上原子第二次被電離（第一次是在中性原子初次形成前）。

但是，由于大多數(shù)恒星要花很長時間才能形成，所以還沒有足夠的紫外線光子來電離宇宙中大部分的物質(zhì)。

在數(shù)億年的時間里，中性原子牢牢控制住再電離的原子。最初的恒星發(fā)出的光走不了多遠，就會被遍布整個宇宙空間的中性原子吸收，這些原子吸收后被電離，這些電離的物質(zhì)中的一些會再次變?yōu)橹行栽?，并發(fā)出光。

第一批恒星的電離作用和強烈的輻射壓力，迫使其它恒星的形成在剛開始后不久就停止;大多數(shù)形成恒星的氣體云被吹散，并被這種輻射蒸發(fā)掉（被電離了）。這些氣體云中剩下的的物質(zhì)塌陷到原行星盤中，但是沒有任何重元素，只能形成彌散的巨型行星——像今天我們看到的那樣。第一批形成的恒星也不可能有行星依附其上，因為輻射壓力會將行星摧毀。

持續(xù)形成的恒星

大爆炸后5000萬至1億年，宇宙已經(jīng)完全打破了均勻，在宇宙引力作用下形成巨大的宇宙網(wǎng)。

最初密度較大的區(qū)域不斷擴大，隨著時間的推移，這些區(qū)域吸引了越來越多的物質(zhì)。與此同時，那些密度低于平均密度的區(qū)域開始無法留住位于其中的物質(zhì)，從而將它們給了密度更高的區(qū)域。

結(jié)果是，密度較大的區(qū)域最先形成恒星，中等密度的區(qū)域可能需要五億年，密度稍低的區(qū)域可能需要十幾億年，而密度最低的區(qū)域最終也會形成恒星，不過那是在幾十億年之后了。