恒星诞生以前

丹尼尔·沃尔夫·萨文

不可思议的“英雄”让星光的存在成为可能。

凭借其神秘的起源、光明与黑暗的力量和复杂得足以让化学巨头巴斯夫公司脸红的化学反应，宇宙完成了有史以来最盛大的一场合并。为了将这个故事拼凑完整，科学家抬头仰望星空，同时也在实验室中模拟宇宙有史以来最极端的环境。最后的结果让人感到十分惊讶：如果没有那些不可思议的“英雄”在其中发挥作用，这一切就无法发生，而且永远也不会发生。其中最重要的两位“英雄”——至少在涉及恒星形成的时候——能够为生命的形成提供必需的重元素，它们就是暗物质和氢原子。细节暂且不谈，以下就是它们的故事。

暗物质

我们都知道是宇宙大爆炸创造了物质，但其过程我们仍然无法完全理解。大部分物质——约占总量的8 4%——似乎只与引力相互作用，既不与光相互作用，也不发射光，被称为暗物质。剩下的1 6%被称为重子或普通物质，它们构成了我们通常所见的宇宙。普通物质不仅与引力，而且与电磁相互作用，发射或吸收光（即辐射）。

当宇宙膨胀并冷却下来时，大爆炸产生的部分能量转化成了普通物质：电子、中子和质子（后者相当于电离氢离子）。如今，质子和中子能一起舒舒服服地待在原子核里，但在宇宙大爆炸发生之后的几秒里，质子和中子融合形成的任何较重的原子核都很快被伽马射线的高能光子炸飞了。大爆炸残余的热辐射场中有充足的高能光子，温度过高，什么也办不成。但几秒后形势好转，辐射温度下降到约1 01 2K——虽然仍比我们习惯的室温3 0 0 K 高得多，却为早期宇宙中的物质形成了差异化的世界。

当温度降低到较重的原子核能够躲过伽马射线的轰击时，原初核开始合成，产生的核力让质子和中子结合，直到宇宙膨胀使得温度低到这些聚合反应无法继续。在这段时间里，宇宙中充满了原子。最后，构成宇宙的元素为约7 6%的氢、2 4%的氦和微量的锂。所有元素都以电离形式存在，这是因为温度太高，电子法稳定地绕原子核运行。在最早的恒星形成，并出现元素周期表上的其他元素之前，宇宙的状态都是如此。

然而，在这些恒星形成之前，新出现的氢原子和氦原子必须聚集起来才能形成密集的气体云。如果宇宙中较密集的区域能靠引力吸引到周边物质，就能够形成这些云。问题在于，早期宇宙是否能聚集到足够的程度使其发生。

为了回答这个问题，我们可以看看现在的夜空。在那里我们可以看到微波辐射的背景光，它里面包含的图样更为模糊。这个所谓的宇宙微波背景辐射可以追溯到宇宙大爆炸之后的3 7.7万年——只是宇宙年龄的很小一部分。拿一位生活在美国、年龄为8 1岁的女性做例子，这只相当于她人生中不到1天的时间。

那时，宇宙刚刚冷却到大约3 0 0 0K，自由电子开始被质子捕获，形成了中性的氢原子。宇宙大爆炸中形成的光子也摆脱了自由电子的散射，终于可以在整个宇宙中自由地流动。这些光子继续渗透到温度只有2.7K 的寒冷宇宙中，构成了宇宙微波背景辐射，这是用一系列地面、气球和卫星望远镜探测到的。

那么，在这个过程中，暗物质扮演了什么角色呢？因为它不直接与光相互作用，也不会受到辐射的影响，因此形成了相对高度聚集的结构。这些相对高度聚集的结构，能通过引力吸引密度较低的区域，形成暗物质晕并与其他晕合并。在这个过程中，普通物质也随之凝聚。所以说，是暗物质引发了恒星和星系的形成，并形成了现代宇宙的结构。

氢分子

一旦宇宙变成了中性，气体就开始形成气体云。当普通物质加速进入暗物质的引力井时，重力势能就转化为动能，创造出嵌在暗物质晕当中的、快速移动的高动能粒子热气。刚开始时气体云的温度约为1 0 0 0K，到宇宙大约5亿岁时，它们孕育出了最初的恒星。

要形成恒星，气体云需要达到一定的密度;但如果组成气体云的分子过热，就会朝着各个方向扩散，因而达不到它需要的密度。因此，要完成这一过程，首先是通过将它们的动能辐射到更广阔的宇宙中来让气体分子减速，这时温度会降到1 0 0K 以下。

但这一过程无法让它们自己降温：由于原子像台球一样碰撞，它们彼此交换动能，但气体的总动能始终保持不变，因此需要一个催化剂让它们冷静下来。这个催化剂就是氢分子（两个氢原子通过共享电子而结合）。热粒子与哑铃状的氢分子相互碰撞，把自己的部分能量转移给分子，使其旋转。最终，这些兴奋的氢分子会放松下来，通过把从云中逃离、携带能量的光子发射到宇宙中去，回到它们的最低能量态（或基态）。

要形成氢分子，原子气体云需要进行一些化学反应。考虑到整个宇宙中只有三种元素，任何化学反应的发生都会让人觉得不可思议。然而，有关早期气体云最复杂的化学模型中包含了近5 0 0种可能的反应。幸运的是，要理解氢分子的形成，我们只需要关注其中的两个关键过程。

化学家将第一个化学反应命名为“结合性分离”， 这个名称与《精神疾病诊断与统计手册》中的一项心理症状很吻合，临床医生可能会为此开具锂作为处方。最初，气体云中的大部分氢以原子形式存在，单个质子的正电荷会与单个轨道电子的负电荷相抵消。然而，一小部分氢原子捕获了两个电子，形成带负电荷的氢离子。这时中性的氢原子与带负电荷的氢离子彼此结合，产生的额外电子能够分离并留下中性的氢分子，用化学符号可表示为H+H-→H2+e-。虽然结合性分离只能把约0.0 1%的氢原子转化为氢分子，但这一小部分足以使气体云开始冷却，密度变大。

当气体云充分冷却、变得足够密集时，第二个化学反应开始了。它被称为“三体反应”，写作H+H+H →H2+H。这场“三角恋”始于三个独立的氢原子，最后以其中两个成双成对、第三个遭受冷落为结局。三体反应基本上可以把气体云中剩余的所有氢原子都转化为氢分子。一旦氢原子完全转化为氢分子，气体云就会冷却到一定温度，从而能够凝结成恒星。

恒星

从密集气体云的形成到在恒星的核心点火融合，这个过程的复杂性远远超过前面发生的所有反应。事实上，即使用现有最复杂的计算机进行模拟，也无法企及研究对象变成恒星大小以及融合开始的时间点。模拟2亿年间的大部分过程相对简单，只需要用高速并行处理计算机运算约1 2小时就可以。问题在于最后的1万年，由于气体的密度变大，云的结构变化也越来越迅速。所以，对恒星形成的早期阶段，人们只需要计算每隔1 0万年左右的云的变化，而对最后1万年却必须计算每隔几天的云的变化。计算量的急剧增加，意味着要在现有最快的计算机上连续运算超过1年的时间。要对原始气体云所有可能的初始条件进行模拟，远远超过了一个人一生所能完成的工作量。因此，我们仍然不知道宇宙中第一代恒星的质量分布，而且由于恒星的质量决定了它的核心包含哪些元素，这也阻碍了我们继续探索宇宙的步伐。

那么，宇宙到底是通过什么途径合成了生命所需的元素？我们当中那些迫不及待想知道答案的人，现在寄希望于另一位英雄——摩尔定律。