按键盘上方向键 ← 或 → 可快速上下翻页，按键盘上的 Enter 键可回到本书目录页，按键盘上方向键 ↑ 可回到本页顶部！
————未阅读完？加入书签已便下次继续阅读！
矗庥纸徊皆銮苛怂囊ΑＫ哉庖还桃恢痹诩铀伲拖癯Ｋ档哪茄焊徽哂唬墩哂丁�
在这些比较致密的区域中也存在局部的密度差异，所以有同类的过程发生。质量越大，引力越强，从周围吸引的物质聚集得越多。使用计算机能够重构当时的情景，从而建立一个比较好的模型来反映早期宇宙是如何演化成现在宇宙的大尺度结构的。
不论这种结构在哪里形成，都必须考虑两种对立的因素：从大爆炸开始的空间的膨胀和引力作用下的局部物质的收缩。一旦天体在形成过程中积累了足够的质量，它就能抵御总体的膨胀而收缩到一起。
一个星系团的始祖最开始时是很小的，其体积随着宇宙的膨胀而增加，并持续地从周围把物质吸纳过来。随着可以积累的物质的耗尽，它增长得越来越慢，直至停止扩张，这个原始的星系群达到了它最大的范围，并有能力凝聚到它最终的大小。引力随距离的增大而变弱，所以在宇宙演化的这个阶段，收缩仅可能发生在很小的尺度上。这样，还仅仅是气体团的原始星系开始形成。
正文 昏暗时代
2010…1…28 21：14：28 本章字数：837
昏暗时代
这种聚合是什么样子的？我们什么都看不到，因为正处在被第15任皇家天文学家马丁·里斯所称的“黑暗年代”。这个时代紧接着产生微波背景辐射的时刻，当时还没有任何恒星在宇宙中发光。
当然那里还充斥着在宇宙开始透明时产生的、还没有多久的回声。这种辐射（此时应称为宇宙电磁背景辐射，而非微波背景辐射）在3000度时开始出现，这个温度和乙炔焊焰的温度差不多。因而在此期间实际上存在着逐渐变暗、逐渐变红的弥漫的辉光。所以宇宙并未彻底黑暗过，只是昏暗而已。
随着宇宙的冷却，在愈来愈微弱的辉光中，物质的引力收缩将最终形成星系。于是一个剧烈的变化发生了，大量的恒星爆发，昏暗的宇宙忽然被照亮，宇宙中充满了耀眼的光芒。这一刻来得有多突然还有争议，但无论如何，我们已经进入了开始形成最早的恒星的新纪元。
在大爆炸中，实际上只有3种元素被创造出来：氢、氦和少量的锂，其他元素的含量可以忽略。我们已知的所有其他元素都是在恒星内部形成的。人们常说：我们是星尘，这是十分贴切的。我们太阳和太阳系的物质很可能已经经历过两次恒星形成的循环。其后可以看到，很多恒星在其火爆的生命史中将氢和氦转化成较重的元素。例如金元素的出现就清晰地表明它是来自超新星的爆炸。相比之下，第一批恒星在形成时只含有最轻的3种元素。
要形成星系，气体团必须收缩。而气体要收缩，温度必须降低。在现在的宇宙中，气团收缩释放的能量可以被碳和氧原子发出的辐射带走。但在我们描述的这个时代，除了通过氢分子外没有其他的途径进行冷却。而氢分子冷却过程的效率是很低的。其结果是，只有大团的气体才能收缩，而从中形成的恒星也特别巨大。第一批恒星的质量可能有太阳质量的数百倍。既然储存了这么多燃料，那么这些巨无霸的发光时间一定比太阳寿命长很多吧？恰恰相反，这些早期恒星来也匆匆，去也匆匆，仅能存在几百万年。相比之下，太阳的整个活跃期可达90亿年。
正文 恒星能量的源泉（1）
2010…1…28 21：14：30 本章字数：1117
恒星能量的源泉
要理解这点，就要考虑恒星中心深处的情形。只有一颗恒星允许我们做近距离研究，那就是太阳。太阳，像所有普通恒星一样，是个白热的大气体球，是可以吞没100万个地球这么大的球体。它的表面温度有5600℃，而在核心产生能量的地方，温度高达1500万摄氏度。我们无法看到太阳内部较深的地方，但可以检测它的构成。我们建立的数学模型可以做到符合观测结果，所以才确信对于核心温度的预测。占太阳质量70％的物质是氢，这也是它的燃料，和原始恒星的情况一样。
我们知道氢是最简单的原子，由一个质子和一个环绕的电子组成。恒星内部是如此之热，电子被从原子核边剥离走，剩下不完整的原子称为“电离”。在恒星核心，压力和温度都极端地高，这些原子核的速度是如此之大，当它们互相碰撞时核反应就会发生。氢原子核结合成次轻的元素，即氦原子核。大家公认这一过程是间接而曲折地发生的，其最终效果是4个氢原子核结合成1个氦原子核。这个过程除了产生我们看到的恒星发出的光芒外，同时还产生另一个叫做中微子的副产品，这种奇特的粒子以后还要谈到。在形成氦的过程中要损失点质量，同时释放出很多能量。正是这些释放出的能量使得恒星发光。而对太阳来说，每秒钟要损失400万吨的质量。现在太阳的质量已经比你刚开始阅读这段话时少了许多。氢燃料不可能永远地提供下去，但目前还没有危险。太阳大约在50亿年前诞生，以恒星的标准来看正值壮年。当所有的氢耗尽后，太阳并不是简单地暗淡下去，而是会发生另一段故事，这在以后的章节中会讲到。
所以至少在太阳中，能量来源于在4个氢原子核结合成为1个略轻的氦原子核时损失的质量。自然界中最着名的公式E＝mc2告诉我们质量（m）等效于能量（E），而换算系数c2是光速的平方，非常大。所以很小的一点质量消耗就会产生出巨大的能量，而太阳每秒钟要损失400万吨的物质并转化成能量！
这些消失的质量从何而来？氢原子是最简单的原子，只有1个电子环绕1个质子。所以4个氢核中的每个都是1个单独的质子；氦核则由2个质子和2个中子组成。但是，中子比质子稍微重一点，所以如果把这些粒子的质量直接加起来就会发现，1个氦核比4个氢核要重，质量反而增加了！但实际上，尽管氦原子核由重一些的粒子构成，然而其总质量却确实比4个质子要小。要记住这一领域是由量子力学和其关联效应所主宰的，答案也就在这里。如果我们测量单个质子的质量，那么它确实比中子轻。但这些亚原子粒子不是自由的。在氦原子核中它们被强核力束缚在一起，无法自由运动。在亚原子粒子形成这种束缚时会释放出能量，我们测量到的结果就是质量的降低。
正文 恒星能量的源泉（2）
2010…1…28 21：14：32 本章字数：1139
为什么产生的原子核要有2个质子和2个中子？如果2个单独的质子之间能形成稳定的约束关系，那么天体物理学家们对于核反应的研究就会变得简单得多。因为那样的话两个质子迎头相撞就能结合成这种“轻氦核”，并释放出电磁波。然而，两个质子带有相同的正电荷，电磁力使它们互相排斥，而它们之间的作用力不足以将它们约束在一起。因此，与这种简单的结合质子的方式所不同的是，在太阳和其他恒星内部，这一过程相当错综复杂而且惊人地缓慢。
由于无法把两个质子简单地结合到一块，我们必须绕过这一阻碍形成更复杂的原子核的状态。在下面的讨论中只需要考虑原子核，而非整个原子。因为在恒星内部这样的高温下，环绕原子核并组成原子的电子早已因能量过高而无法捕获。唯一起作用的是弱核力，它会造成质子自发地衰变成中子，并释放出1个正电子和1个中微子。新产生的中子可以被一个经过的质子捕获，形成一个氘核。氘实际上就是重的氢，等于1个中子加上1个质子。弱力真是名副其实，这一步骤会耗费很长时间。在太阳中心，一个质子可能平均要等上50亿年才会形成一个氘核，而此后的一切就进行得快多了。
在平均1秒左右的时间里，氘核就会抓获另一个质子结合成一种有2个质子和1个中子的稳定的原子核，即氦…3，氦的一种较轻的形式。经过约50万年，这个原子核会撞上另外一个，形成我们更为熟悉的有2个质子和2个中子的氦核，同时释放出2个质子，它们会参与到下一个循环中。这个步骤要把两个带正电的原子核结合到一起，难度较大因而较为缓慢。只在极近的距离内才起作用的强力把两个原子核吸引到一起，而电磁力又抵抗强力使它们互相远离。最后原子核会靠近到使强力发挥作用的地步。这样我们最终获得了辐射形式的能量，一个正电子它会和它的反粒子结合释放出能量及一个中微子。
中微子是以高速运动的微小粒子，几乎不与其他粒子发生作用。所以在从太阳中心发出