太陽星雲

星雲温度只有幾十 K，密度 10^-20～10^-8g/cm³，中心部位温度較高。星雲塌縮後光度和温度急劇上升，在星雲盤中心形成太陽。其他距原始太陽不同距離的物質逐漸凝聚成不同化學成分的星子。在距太陽不同區域星子吸積形成各大行星和衞星。

太陽星雲是讓地球所在的太陽系形成的氣體雲氣，這個星雲假説最早是在 1734 年由伊曼紐·斯威登堡提出的。在 1755 年，熟知斯威登堡工作的康德將理論做了更進一步的開發，他認為在星雲慢慢的旋轉下，由於引力的作用，雲氣逐漸坍塌和漸漸變得扁平，最後形成恆星和行星。拉普拉斯在 1796 年也提出了相同的模型；這些可以被認為是早期的宇宙論。

當初僅適用於我們自己太陽系的形成理論，在我們的銀河系內發現了超過 200 個外太陽系之後，理論學家認為這個理論應該將能適用整個宇宙中的星系形成。

一般人認為，銀河系的第一代恆星幾乎全是由氫組成的，而第二、第三代恆星在形成的初期便含有許多種較重的核素。基於在太陽上存在許多種核素，天文學家們認為太陽是銀河系中的第二或第三代恆星，太陽上的那些較重的核素就是來自銀河系中的第一代恆星。天文觀測表明，在銀河系中存在着大量的雙星系或多星系恆星，即兩個或多個非常接近的恆星不僅環繞銀河系的中心運行，同時還彼此相互環繞運動。

太陽星雲照片(20張)

假設銀河系中某個雙星系或多星系中的一個質量是太陽的 10 倍以上的恆星在 80 億年前發生超新星爆發，則其噴射出的大量物質會以球面的形態擴散開來。顯然以這種方式擴散開來的物質由於以極快的速度飛向四面八方，最終甚至有可能衝出銀河系，故不太可能形成太陽星雲。但如果該恆星的伴星（質量是太陽的 8 倍以上）彼此相距較近，在附近超新星爆發產生的巨大沖擊作用下，其外層大量物質被剝離並以相對較慢的速度呈團狀飄向遠處，假如被剝離物質的總量足夠大，則這些被剝離的團狀物質經過漫長的歲月後，就有可能在銀河系中逐漸演化成一個新的星雲－太陽星雲，並最終從中誕生出類似於太陽的銀河系的第二、第三代恆星，以及星系中包括類似地球在內的各大行星。

雲團崩潰後，中心不斷升温並壓縮，温度高到可以使灰塵蒸發。初期的崩潰時間估計少於 10 萬年。

中央不斷壓縮使它變為了一顆質子星，原先的氣體則繞着它公轉。大多數氣體逐漸向裏移動，又增加了中央原始星的質量。也有一部分在自轉，離心力的存在使它們無法往當中靠攏，逐漸形成一個個繞着中央星體公轉的“添加圓盤”並向外輻射能量慢慢冷卻。

質子星與繞着轉的氣體可能不夠穩定，由於自身的重力而繼續壓縮，這樣產生了雙星。如果不的話……

氣體逐漸冷卻，使金屬、岩石和（離中央星體遠處）冰可以濃縮到微小粒子（比如氣體又變回成灰塵）。添加圓盤一形成，金屬便開始凝結（對於某個流星的同位素測量，估計是在 45.5～45.6 億年前），岩石凝結得較晚（44～45.5 億年前）。

灰塵粒子互相碰撞，又形成了較大的粒子。這個過程不斷進行，直到形成大圓石頭或是小行星。

較大的粒子終於大到能產生不可忽略的重力場，它們的成長也越來越快。它們的重力使小粒子的加盟變得更容易也更快，終於蒐集到的質量與它們在公轉軌道上運行應有的質量相符，使運行變得穩定。因為大小由距離中點的距離和質子星體密度和化學組成決定。按理論來説，太陽系內層中像月球大小的小行星是太大了，外層需要地球的 1～15 倍大小的星體。在火星與木星處有一個較大的質量跳躍：來自太陽的能量能使近距離的冰變為水蒸氣，所以固態的合成的星體與太陽的距離可以大大超過臨界值。這類小行星體需要二千萬年形成，最遠的組成時間最長。

星雲冷卻 100 萬年後，這顆星產生了強勁的太陽風，將星雲中剩餘的氣體全部吹散。如果質子星夠大，它的重力將能吸進星雲中的氣體，變成氣態巨型星，反之，則成為一個岩石質星體或冰質星體。

這一刻，太陽系是由固態星，質子星，氣態巨行星構成的。“小行星體”不斷碰撞，質量也漸漸變大。數千萬到數億年之後，最終形成了 10 多個運行於穩定軌道的行星，這就是太陽系。在漫長曆史中，這些行星的表面可能被極大地改變，如碰撞等。（例如大部分由金屬組成的水星或月球）

球粒隕石是太陽星雲冷凝吸積的直接產物，其中的頑輝石球粒隕石具有非常特殊的岩石礦物學特徵（如 CaS、MgS 等各種親石元素硫化物的出現，SiO 在金屬相的存在等），是揭示太陽星雲在極端還原條件下演化的鑰匙。此外， 對該類型隕石的研究還有助於認識太陽星雲在徑向上的物質組成變化規律。

儘管頑輝石球粒隕石形成於非常特殊的條件，但對該類隕石的研究自 Keil（1968）的開創性工作以來緩慢進展，其中重要的因素是該類隕石缺少一些關鍵的岩石類型（如 EL3）、樣品少且極易風化。該項目通過對我國清鎮隕石（EH3）和新發現的南極隕石MAC 88136（EL3）等系統對比研究，翻開了頑輝石球粒隕石研究的新章節（Lauretta，2002，Meteorit Planet Sci，37，475～476）。通過該項研究，首次建立了極端還原條件下太陽星雲中金屬和各種硫化物的凝聚順序，從高温到低温依次為：隕磷鐵礦、隕硫鈣礦、隕硫鎂礦、金屬相、閃鋅礦－隕硫鐵銅鉀礦、各種鉻硫化物；提出硫化物的四種成因機制，包括星雲的氣－固相凝聚、金屬相的硫化反應、固相出熔、礦物的分解等；提出星雲凝聚早期存在高温熔融事件的觀點和證據；提出 EH 較 EL 羣形成於更加還原的星雲條件，並首次明確給出這兩個化學羣隕石母體在岩石礦物學特徵上的主要異同點和相應的分類參數。

在界定了 EH 和 EL 羣隕石母體初始岩石礦物學特徵之異同點的基礎上，通過與其他不同熱變質程度的各岩石類型隕石進行對比，確定了 EH 和 EL 羣頑輝石球粒隕石的熱變質温度及其在母體中的冷卻速率，給出與這兩個重要隕石母體熱變質歷史相關的重要限制條件（Lauretta，2002）；提出強還原條件下隕石熱變質伴隨還原反應的觀點和證據，以及 EH 羣隕石母體撞擊破碎重新堆積的新模型。此外，根據 EH、EL 羣球粒隕石與熔融分異形成的頑輝石無球粒隕石之間在岩石礦物學、礦物微量元素等方面的對比，對長期爭議的頑輝石無球粒隕石的母體進行了討論，並給出有關限定條件。

從形成於太陽星雲極端還原區域的清鎮隕石中首次分離出大量太陽系外物質，通過對其中部分樣品的 C、N、Si 等同位素分析，首次在頑輝石球粒隕石中發現超新星成因類型的 Si₃N₄；發現新的 ₂₉Si 相對貧化的超新星成因類型 SiC，其同位素組成與超新星理論模型給出的結果非常吻合，表明可能存在多種超新星或不同圈層來源的太陽系外物質。通過與形成於太陽星雲氧化區域的碳質球粒隕石中的太陽系外物質對比，提出太陽系外物質在原始太陽星雲中不均一分佈的觀點和證據。

研究太陽星雲形成太陽系各天體的化學演化過程的理論模式。20 世紀 60 年代以來，人們根據隕石和行星化學成分的研究資料，在假定的太陽星雲條件下，藉助於物理－化學理論和太陽系起源理論，來探討太陽系各天體形成的化學環境以及化學演化規律，提出的模型主要分為 3 類：熱凝聚模型、冷聚集模型和等離子體凝聚模型。

假説主張一個行星系統原始的型態應該是一個巨大的（典型的直徑應該有 10000 天文單位），由非常低温的星際氣體和一部分巨大的分子云組成，大致成球形的雲氣。這樣的一個星雲一旦有足夠的密度，在本身的重力作用下便會開始收縮，也可能經由鄰近區域產生的重力波（像是超新星造成的震波）壓迫了分子云，造成重力塌縮的開始。星雲的成分將反映在形成的恆星上，像我們自己太陽系的星雲相信是有 98% 來自大批量的氫和氦（以質量計算），以及 2% 來自早期死亡的恆星拋回星際空間的重元素組成（參見核合成）。重元素所佔的比例就是所謂的星雲_Oc�ÿTLr 󌩙zT統計上，金屬性高的恆星（也就是在金屬含量較高的星雲中形成的恆星）較有可能誕生行星。一旦開始，太陽星雲的收縮就會慢慢的、但無可避免的加速。

在塌縮中，有三種物理過程會塑造星雲：温度上升、自轉加速和平坦化。温度的上升是因為原子加速向中心掉落並深入重力井中，並變得更為緊密，碰撞更為頻繁，重力位能被轉換成動能或是熱能；其次，即使當初極為細微的，太陽星雲只要有一點點的淨自轉（角動量），會因為角動量的守恆， 星雲的尺寸縮小時就必需轉得更快；最後，星雲必須成為扁平的盤狀，稱為原行星盤，是因為當氣體的小滴碰撞和合並時，它們運動的平均值傾向於淨角動量的方向。

對八塊不同年代，但都在太陽系形成的最初三百萬年內的隕石所做的地質分析顯示，大約在太陽形成的一百萬至二百萬年，太陽系曾經遭受 ₆₀鐵的轟擊，其來源可能是和太陽在同一個區域內誕生，但短命的巨型恆星成為超新星所導致的。 ^[2] 

如果氣體塵埃星雲附近沒有亮星，則星雲將是黑暗的，即為暗星雲。暗星雲由於它既不發光，也沒有光供它反射，但是將吸收和散射來自它後面的光線，因此可以在恆星密集的銀河中以及明亮的瀰漫星雲的襯托下發現。

暗星雲的密度足以遮蔽來自背景的發射星雲或反射星雲的光（比如馬頭星雲），或是遮蔽背景的恆星。天文學上的消光通常來自大的分子云內温度最低、密度最高部份的星際塵埃顆粒。大而複雜的暗星雲聚合體經常與巨大的分子云聯結在一起，小且孤獨的暗星雲被稱為包克球。

這些暗星雲的形成通常是無規則可循的：它們沒有被明確定義的外型和邊界，有時會形成複雜的蜒蜒形狀。巨大的暗星雲以肉眼就能看見，在明亮的銀河中呈現出黑暗的補丁。在暗星雲的內部是發生重要事件場所，比如恆星的形成。

瀰漫星雲正如它的名稱一樣，沒有明顯的邊界，常常呈現為不規則的形狀，猶如天空中的雲彩，但是它們一般都得使用望遠鏡才能觀測到，很多隻有用天體照相機作長時間曝光才能顯示出它們的美貌。它們的直徑在幾十光年左右，密度平均為 10～100個原子/cm³（事實上這比實驗室裏得到的真空要低得多）。它們主要分佈在銀道面（HOTKEY）附近。比較著名的瀰漫星雲有獵户座大星雲、馬頭星雲等。瀰漫星雲是星際介質集中在一顆或幾顆亮星周圍而造成的亮星雲，這些亮星都是形成不久的年輕恆星。

一個密度不斷增加的原恆星會累積成為太陽星雲的重心。當行星在盤中形成的過程中，原恆星會持續的變得更為緊密，直到一千萬至五千萬年後，它最後終於達到核融合所需要的温度和壓力，這時恆星就誕生了。一顆這樣的年輕恆星（金牛 T 星）所發出恆星風，比形成恆星的力量強大許多，最後將會吹散掉剩餘在行星盤的氣體，並且結束主要的吸積過程（特別是氣體巨星的）。像在恆星生命中的許多過程，在原恆星階段所花費的時間也取決於質量，質量越大塌縮的越快。

在原行星盤的氣體，同時間內，從重力崩潰中心的熱化中，當温度逐漸降低，塵粒（金屬和硅化物）、冰（含氫的，像水、甲烷和氨）和顆粒從氣體中被凝聚出來（固化）。這些顆粒在相互間輕柔的碰撞和靜電的作用下，開始增生的程序。氣體的原子和分子的量雖然豐富，但因為運動的快速使得靜電不足以約束它們的行動，因此不會增生。在盤中佔有 98% 質量的氫和氦，在太陽星雲中仍是不能凝聚的氣體。

在盤中的固體成分是以原先存在於星雲中的微塵粒為種子形成的，這些星際介質中的顆粒直徑通常都小於一微米，但經由在原行星盤中的碰撞，它們的大小可以增長成微行星（照字義講是非常小的行星）。這些塵粒最初散佈在整個盤內，但預期會如下雨般的集中在盤的中段：就如同當初分子云因重力塌縮而形成盤狀，所以這些顆粒沉降在盤面的中段，但因為沒有丟失角動量，所以不會沿着徑向朝原恆星的方向移動。不同大小的顆粒，以不同的速度落下，沿途也會蒐集更多的塵粒。在隨機的任意增長下，比例上，較大的塵粒增長的也較快；這樣的狀況也使得表面積越大的塵粒越容易和其它的塵粒遭遇和結合。數量龐大且蓬鬆的塵粒，也能對氣體產生阻擋與吸附的功能。這也可能在行星形成之前，讓固體無須聚集在新形成的恆星上。高速的撞擊也可能打碎形成的微行星，這意味着塵粒和微行星是可以互相轉換的。在盤面上湍流在這些碰撞中扮演一種角色：如果湍流太強烈，落向中間平面的雨滴會受到阻礙，同時在微粒間破壞性的碰撞也會很普遍。一旦微行星的數量變得充足且夠大，它們的重力會幫助更多的顆粒凝聚。強烈的湍流也許會妨礙重力引起的凝聚，導致成長只能經由兩顆的互撞。然而，如果顆粒要長成大約 1km 大小的微行星，必須要歷時大約 10000 年。

因為微行星的數量眾多，並且散佈在原行星盤中，就有許多可能發展成行星系統。小行星被認為是剩餘的微行星，彼此間逐漸磨損成越來越小的碎片，同時彗星則是在行星系中距離較遠的微行星。隕石是落到行星表面的微行星樣品，並且提供我們許多太陽系形成的訊息。原始型態的隕石體是被撞碎的低質量微行星的大片碎塊，沒有因為重力而發生分化；同時，分化過的隕石體則是質量較大的微行星被撞擊後的大片碎塊。只有最大的那些微行星能在遭受到低質量微行星的撞擊後還能夠繼續的成長。

當微行星成長時，它們的數量逐漸減少，碰撞的頻率也會降低。由於自然成長的隨機性，使得微行星成長的速率各自不同，而有些會成長的比其他的都大。當微行星繞着新生的恆星轉動時，動態摩擦使得微行星的動能（動量）保持着平均的分佈，因此最巨大的運動的速度也最慢，軌道也趨近於圓形；而較小的微行星運動的速度較快，軌道的扁率也較大。值得注意的是，運動越遲緩的天體有越大的碰撞截面積，重力則可以提高一顆微行星攔截到另一顆微行星的半徑。必然的，越大越慢的微行星能更加有效的兼併周圍共同成長中的微行星；而速度較快、質量較低的微行星就難以繼續成長。

這迅速的導致逃離過程，在盤內每一個區域中最大的微行星將成為各區的主宰，會比微行星海中其他的成長的更快。這些大質量的個體完全的掌握在盤中的固體物質，稱為寡頭執政，意味着少數規則；這種過程稱為寡頭成長。這些少數的微行星在大小上迅速的增加，在寡頭成長開始前，已經有數十公里的直徑，將成長到幾百公里，最終可以到數千公里的直徑。

寡頭成長的過程會自我設限：每一個寡頭都有固定的哺養區（取決於它的碰撞截面積），一但所有共同成長的微行星都被吸附了，就不會再繼續成長了。令人半信半疑的是這些區域的大小是否有足夠的固體，能夠讓寡頭者成長到類地行星的大小，因為理論上這些區域的微行星只能讓寡頭者成長到數百公里的大小。然而，可能是湍流再次起了作用，因為它能夠增加或減少微行星的角動量，提供任何形式的徑向運動組合。這或許能穩定的提供新的材料給哺養區，讓寡頭者能繼續的成長。

無論寡頭者是如何的繼續成長，它們在（在凍結線的內側）一百萬年內可以達到的典型大小是 0.5～1 個地球質量上下，已經大到足夠被稱為原行星。因為有更高密度的固體物質可以利用，在盤的外側可以生長得更大。在類地行星的區域內可能有幾打的寡頭者彼此遠離的散佈著，在動態性的隔離下，即使經過數百萬年或數千萬年也不會碰撞在一起。

在原行星盤內的温度是不一致的，並且這是瞭解地球型和木星型行星之間分化的鑰匙。在凍結線內側的温度太高（超過 150K）使氫化物不能凝聚，它們仍然保持氣體狀態；能夠被堆積的只有金屬和硅酸鹽類的塵粒。因此在這個區域的微行星整個都由岩石和金屬組成，例如小行星，並且組成類地行星。

在凍結線的外側，由氫組成的水、甲烷和氨都能夠凝固成固體，成為“冰”的顆粒並且堆積起來。岩石和金屬的塵粒依然可以利用，但氫化物的數量更為豐富，不僅遠遠的超過，而且隨處都是。因此在這一區域的微行星以冰為主體，而僅有少量的金屬與岩石在內。在柯伊伯帶和奧爾特雲的天體、彗星、海王星巨大的衞星－崔頓，或許還有冥王星和他的衞星－凱倫，都是“髒雪球”的例子。由於有許多的固體物質可以使用，即使在碰撞較不頻繁和較低的速度下（在更大的軌道），這些微行星依然可以發展成非常巨大的行星（質量大約是地球的 10 倍），使得它們的引力足以吸附氨氣和甲烷，甚至是氫氣。一旦開始這樣的程序，它們將迅速的增長，因為在盤中佔有 98% 的氫和氦，會使它們的質量大增，而且引力網也會張得更大。

類木型的微行星不再像是由冰冷的微行星組成的，由於大量的氫氣和氦氣或多或少的都會使得巨大的氣體雲核心密度更為堅實。然後這些類木型的氣體球－在與太陽系相似的比喻下，逐漸的產生重力塌縮、加熱、提高轉速和趨向扁平。一些類木行星的衞星可能也在行星本身類似的機制下形成，在原行星的重力塌縮中，從被濃縮的原行星盤中的塵粒中凝聚而成。這或許可以解釋，在我們的太陽系中，類木行星有如此眾多的衞星和為何自轉得如此快速。當年輕的恆星發出的強風將剩餘的氣體和塵粒從恆星盤吹散進入其外的星際空間時，類木行星的成長就結束了。

以最簡單的説法，在最內側的巨大原行星核形成星盤內密度最高的區域，並且動態時間（典型的時標是碰撞）是最短的，因為這個天體位在盤內氣體最密集的區域，能及早達到捕捉氣體所需要的臨界質量，並且和環繞的氣體有最長的共生時間。在我們自己太陽系內，木星是在凍結線外側最大的原行星核，履行前述的規則，成為系統內最大的行星。實際上，過程可能很複雜，行星遷移和湍流會使流程混淆；與現今觀察到的系外行星比較，在我們自己系統內的行星發展也許，甚至反倒是有些異常的。

星雲假説可以有效的解釋太陽系中一些主要的現象：

最後，在恆星風吹掉盤中的氣體之後，還有大量的原行星和微行星被留下來。在超過一千萬至一億年的週期中，這些原行星（典型的質量界於月球和數個地球之間）會互相攝動，直到軌道相互橫越併發生碰撞為止。這些天體經由碰撞的結果，最後成為系統內的行星。這種碰撞：相信是原地球和火星大小原行星的碰撞，形成了地球和月球。這種程序是高度隨機的，一個與我們相似的類地系統的形成，可能很快就會結束。所能產生的內行星也許比我們在太陽系內觀察到的更少，但也可能更多。

較小的微行星，在數量上也會比較多，在恆星系統內存在的時間也會比較長久。這些天體也許會在“清除鄰里”的過程中被行星清掃掉；可能會被投擲到外面遙遠的邊緣（在我們的太陽系是奧爾特雲）；或僅是持續的輕推進入內側與其他的行星碰撞或相對是穩定的軌道。這種連番轟擊的時期可能長達數億年，並且也許會在地質上留下一些可以看見的撞擊坑痕跡。有些論點認為，只要在系統內還有可以利用的小岩石或冰凍的天體，這個階段就還未真正的完成。1994 年， 舒梅克－李維九號彗星撞擊木星所展示的能量，正好彰顯了小行星或彗星撞擊地球可能的威脅。

在我們自己的太陽系，歸結於 2:1 的共振軌道穿越過木星和土星軌道之間，相信更容易上演這種劇情。來自外圍盤面的大量微行星災難性的干擾，這個過程被稱為晚期重轟擊。

星球(5張)

不同化學羣球粒隕石代表了太陽星雲不同區域的演化產物，其中由碳質球粒隕石、普通球粒隕石（包括 H、L 和 LL 羣）、到頑輝石球粒隕石，它們的形成區域與太陽之間的距離逐漸增大，物理化學條件由氧化轉變為強還原。頑輝石球粒隕石還進一步被劃分為高鐵（EH）和低鐵（EL）二個化學羣，它們均形成於極端還原的條件，一些典型的親石元素，如 Na、K、Ca、Mg 等表現出明顯的親硫性，並以各種硫化物形成存在，硅可以 SiO 形式存在於金屬相中。因此，該類隕石是認識太陽星雲在強還原條件下演化，以及強還原物質熔融分異的探針。另一方面，該類型隕石數量很少，且其所含的各種硫化物等極易風化，使研究工作受到很大的限制，特別是對下述基本問題的認識存在各種爭議：

中國清鎮隕石是已知最原始和新鮮的 EH3 型隕石，對該隕石的深入研究，並結合其他 EH3 型隕石的分析，獲得有關強還原區域星雲演化的諸多新認識，包括：

在南極隕石中發現了第一個 EL3 型隕石，從而確證 EL 羣隕石具有獨立的母體和完整的熱變質系列。在此基礎上，率先開展 EL3 與 EH3 型隕石的對比研究，闡明瞭 EH 與 EL 羣隕石母體在岩石礦物學上的主要差異，提出 EH 羣隕石母體形成於較 EL 羣更加還原的條件。Sears 等 1984 年在《Nature》上報導了第一個 EL5 型隕石，但隨後的研究表明該隕石屬於 EH 而不是 EL 羣。

發現了新的頑輝石隕石類型，其岩石礦物化學特徵介於 EH 與 EL 羣之間，反映了太陽星雲的化學組成在空間上具有連續變化的特點。該類型隕石的發現使頑輝石球粒隕石的化學羣由 2 個增加到 3 個。

在確立 EH 和 EL 羣隕石母體岩石礦物學特徵的基礎上，開展強還原條件下隕石熱變質作用的研究，首次發現該類隕石在熱變質過程伴隨明顯的還原反應。在南極隕石中發現 4 個衝擊熔融 EH 羣隕石，結合不同岩石類型 EH 和 EL 羣隕石的對比研究，並藉助各種宇宙温度計和閃鋅礦温度－壓力計等，提出 EL 羣隕石母體具有緩慢冷卻和相對開放體系的特徵，而 EH 羣隕石母體經歷了碰撞破碎、再重新吸積等複雜的演化歷史。此外，在頑輝石隕石中首次發現 F－金雲母，提供了研究揮發性組分在強還原隕石母體中演化的重要線索。

對太陽星雲的研究，可以幫助人類更好的瞭解太陽系的形成與演化，進而推動對地球起源與後來生命演化的相關研究，具有非凡的科學意義。