歐米茄最後一批自產機芯1000系列賣多少錢

虧分子雲中有少量的分子是不對稱的。這些分子中的電子平均位置不在轉軸上。分子的碰撞（對稱或不對稱）的頻率很大，且有足夠的能量產生不同旋轉態之轉移。分子雲所發出之輻射，就是這些不對稱分子的旋轉態轉移而產生的。其波長通常在幾公分到十分之一公厘左右，因此可用無線電波望遠鏡測得。

目前在太空中已有53種分子被確認出，另有4個還不太確定。這些分子中有許多（包括很多含量大的）是地球上常見的簡單分子，例如水、二氧化碳、氨、甲醛（h2co）等。其他尚有些如oh及hco+等，僅在實驗室中製造出來，因為它們極易反應，在地球上的物質密度下，會立即作用。另外還有c4h、hc7n、hc9n，這些分子尚未在地球上發現過，其存在是根據理論推算出來。推算的過程是，先假設某些不明來源的譜線是某分子發出的，進而由計算來預測此分子其他譜線的波長。當這些預測出來的譜線在分子雲光譜中找到時，我們便可推斷此分子存在雲氣中。

目前所測得最複雜的分子為ch3ch2oh，即乙醇。根據美國馬裡蘭大學的朱克曼（b.m.zuckman）等人的觀察，銀河系中心的酒精之多，足以將地球裝滿十萬次還有餘。不過因為分子雲中含水甚多，約為乙醇的十萬倍，所以這瓶酒的「濃度」只有0.001％。何況有時還會帶有一點不宜飲用的氰化氫（hcn）。

目前所能測得含量較多的氣態分子不外是由氫、碳、氮和氧所組成（少數還含矽和硫）。這個組成正反映著宇宙間一般的元素相對含量。氫以及氦（它是惰性氣體，所以不會形成分子）在宇宙肇始之際便形成，而碳、氮、氧及一部分的氦是在星球內部深處發生核融合時所產生的主要產物。這些在星球內部合成的元素，可藉數種途徑散播到太空中：有的（也許所有的）星球利用粒子風傳送出去；有的則將外層的涵蓋物質噴出（變成新星）；甚至有些星球產生很強烈的爆炸形成超新星，而將其大部分物質噴放到星際空間去。

一氧化碳的重要性

對於了解巨型分子雲複合體性質最具貢獻的要算是一氧化碳了。這是由貝爾實驗室的威爾遜（r.w.wilson）、傑弗茲（k.b.jafferts）及賓加斯（a.a.penzias）所發現的。太空中所含的一氧化碳，大約只有氫分子的一萬分之一，但它在低溫時仍可發出很強的輻射。同時據偵測結果顯示，一氧化碳與其他分子相較，它的分布與氫最相近。一氧化碳與氫碰撞後，改變其旋轉態而放出輻射。因此，一氧化碳的輻射可做為追蹤星際間分子氣體的工具，就如同染色劑可揭發生命組織的結構一樣。

1973年，哥倫比亞大學的塔克（k.d.tucker）、庫特納（m.l.kutner）與戈達太空研究所的撒度斯（p.thaddeus）測定了獵戶星座中馬頭星雲附近的一個分子雲，發現該分子雲延展成6平方度的天空，相當於被月球遮蓋面積的30倍。

由於分子雲的面積如此之大，引起了一個很奇怪的問題，無線電波望遠鏡自某一區域所收集得的輻射量與偵測之距離成反比。塔克諸人所用的為德州麥克唐納天文台的五公尺望遠鏡，它可測得直徑2.3分的範圍內一氧化碳所發出來的輻射。經過一週的觀察之後，他們分別從雲的150處收集到資料。但如果每次只看2.3分，而要將整個雲完全觀測完畢，則需連續不斷觀測六個月之久。目前已知，他們所研究的只是銀河系中4,000個分子雲中的其中一個。所以想要把銀河系中所有的分子雲均觀測到，所需耗費的時間可想而知。

為了解決這個問題，必須設計一個小型且有更寬闊視野的望遠鏡。於是撒度斯和幾名研究生、技師在哥倫比亞大學設計了一個1.2公尺的望遠鏡。這是一項新的嘗試，因為半個世紀以來還沒有一位天文學家在紐約市觀測過。他們怕大都市的一氧化碳會干擾觀測結果。其實對一氧化碳波長的電波而言，今日的紐約天空仍像印地安人居住時一樣的清澈。由於大都市一氧化碳的譜線因大氣壓力的影響變得很寬，可從收集得的訊號中扣除。撒度斯的新望遠鏡一次可涵蓋的面積比以前大12倍。這樣一來，將許多的分子雲繪製成圖便有可能了，但解相力稍差。布裡茲（l.blitz,本文作者）也參與了在哥大的觀測工作，這個研究小組尚包括g.p.baran、g.chin、r.s.cohen及丘宏義等人。

等到1977年，人們已了解到最大的分子雲有些共同特性：第一，它們的質量大約是太陽的十萬到二十萬倍；第二，其密度為全星際物質平均密度的100倍，但是雲本身內部的密度比目前實驗室所能達到的真空程度還要稀薄；第三，雲中的氣體各自集成許多團，而每一團的密度為整個雲平均密度的10倍，甚至有時候也可以找到比這密度更大的。

因為所有雲均有此結構，所以叫做複合體。所有的複合體形狀均極不規則，但邊界很明顯，通常呈細長狀，最長可達100秒差距（見附文解說），一般均在45秒差距左右。

生命短暫的巨大恆星

到1977年人們也知道了分子雲是星球誕生的地點，很可能所有星球即是如此誕生的。人們之所以有這種看法的原因，是與星球的本性有關的。由於太陽是顆很普通的恆星，所以其質量、亮度等常被用為度量其他星球性質的單位。可見的恆星的質量範圍很小，從60到1／12個太陽不等，亮度的範圍則較大些。最亮且最重的恆星亮度可達太陽的一百萬倍；最暗的大概比太陽暗十萬倍。恆星消耗核子燃料（或是質量）的速率與其放出能量的速率有關。因此最亮的恆星的燃料消耗速率比太陽快一百萬倍。例如，最亮且最重的恆星──ο星，經過三百萬年便會燒完，大約比太陽快了3,000倍；而最暗且最年輕的恆星則比太陽慢1,000倍。

質量大，生命短暫的ο星會放出紫外線，但在天空中我們看起來是藍白色。更重要的是，這些紫外線能夠游離圍繞在它周圍的氣體，使分子分解為原子，甚至有時候會將電子游離出。當電子回來重新結合時，會放出特定波長的光。值得注意的是，電子與質子結合成氫原子時會放出強烈的紅光。一些年輕的恆星常常就這樣成為螢光氣態星雲（fluorescentgaseousnebulas）的激發能源。天文學家將這些雲系命名為hⅱ區域。

早在1970年初期，天文學家開始尋找一氧化碳時，便發現hⅱ區域是最理想的對象。所以巨型分子雲複合體和hⅱ區域有密切的關係。事實上，加州大學的柏克萊分校的費契（m.fich）和貝爾實驗室的史塔克（a.a.stark）最近的研究顯示，大約有80％的hⅱ區域與分子雲有關連。游離hⅱ區域的ο星生命期很短，所以無法離開其誕生處很遠（即使以每秒十公裡的速率行走，三百萬年的生命期只走了30秒差距，仍在複合體之內）。因而我們可以推論ο星是在複合體中誕生的，它們放出的光造成了hⅱ區。

ο星不僅能夠使巨型分子雲複合體內的氣體游離，同時具有推動力。氣體可由複合體表面以每秒10～12公裡的速率被噴出。如此大的速率剛好可以抵消分子雲的重力吸引。因此，複合體內不斷誕生的巨星，在數千萬年之內便會將其吹得煙消雲散。

我們相信，恆星之興起是連續的。當hⅱ區域與巨型分子雲複合體相連時，由hⅱ區域所產生的輻射壓力及ο星內部所產生的粒子風壓力結合起來，對複合體造成一股衝擊。沿著衝擊之區域，氣體的溫度、壓力及密度均有劇烈的變化，結果分子氣體受到壓縮。在正常狀況下，雲內部的壓力（也就是膨脹力）大致上可與其本身的重力保持平衡。若作用力方向改變則會導致崩潰。雲氣內之壓力如何產生，迄今仍不很清楚。我們已知10°k的溫度不足以產生壓力。許多人認為氣體中的磁場是關鍵所在。在許多情形下，似乎當氣體受到衝擊而被壓縮時，小團氣體的自身重力會增加而無法不崩潰。這些小團繼續凝縮後便形成一個星球。

數年前，艾姆葛琳（elmegreen）和拉達（lada）發展出一套衝擊對巨型分子雲複合體所產生之影響的模式。他們分析hⅱ區域與一層均勻分子氣體的交互作用，認為一個星球形成所產生的衝擊，可促使另一個星球的產生。就在數年前，柏克萊的克萊恩（r.i.klein）和美國國立洛薩拉摩斯實驗室的史丹佛（m.t.stanford）及威特克（r.wittaker）也提出了一個模式，對hⅱ區域與不均勻氣體雲間的作用有更精確的解釋，他們認為星球形成可能經過一劇烈的過程：當衝擊來臨時，氣體團會被向內壓縮，產生內爆。

原則上，由老一輩的恆星引發產生新的恆星這種過程，可一直進行到複合體中所有的氣體都轉變為恆星，或被吹散成星際介質為止。獵戶星雲和薔薇星雲中含有好幾代星球，便是個例證。亦有證據顯示，星球可於複合體中自然發生。天文物理中心的史蒂爾（m.t.stier）、傑菲（d.t.jaffee）及菲佐（g.g.fazio）指出，在與歐米茄星雲（omeganebula）有關連的巨型分子雲複合體中，各處都可見到質量頗大的星球形成，並不只限於分子雲受雲氣衝擊之處。此外，有幾類質量較小的年輕星球，例如ttauri星，好像均生於在未受外來的力量引發的地點。然而我們還不知道有多少星球是自然發生的，或是有多少是受外力引發的。星球的形成還有待我們更進一步的探討。

雲的壽命

現今在太陽附近（2,000秒差距以內）已知的巨型分子雲複合體，均有年輕星球剛剛形成的跡象。甚至有些正在形成的星球年輕到還只放出紅外線。因此似乎在雲一成形之後，複合體就開始有巨大的星球形成。在上限方面，若複合體的年齡應不會超過一億年，若超過一億年，其內部的亂流及黏滯力會使其演變成有核心的球體，而目前所看到的分子雲都是不規則而且沒有明顯向中心凝聚的現象。因此有人認為今日所見的巨型分子雲複合體的壽命小於三千萬年。但是尚不能確定，不過其壽命大概是不超過太陽系年齡的百分之一。

既然雲是這麼年輕，那麼它們必定是不斷在形成中，有幾個生成機制被提出。其中之一為：分子雲碰撞時便緊緊地黏在一起，而不會彈開（這是因為它們之間的平均碰撞速度比聲波在雲中的速度還快，所以碰撞產生震波，就好像音爆一樣，可以消耗碰撞的能量）。過了一段時間後，巨大的分子雲便可由許多小雲碰撞而形成了。但此過程非常緩慢，根據計算顯示，除非雲的年齡有數億年之久，否則這個機制實在不夠快。

另外一個機制，由柏克萊的徐先生（frankh.shu）等人提出：複合體的形成是藉著充滿整個星際介質的磁場為媒介的；磁場的力可以傳給帶電粒子，然後藉碰撞傳給不帶電之粒子，於是磁場的不穩定性使介質流動而生成分子雲。第三個機制，由艾姆葛琳所提出，認為氣體的自身重力可使氣體合併成巨型分子複合體。將來一定還會有許多其他的機制被提出，但這問題的答案似乎還不到呼之欲出的地步。

雲的歷史

分子雲複合體的生命史，由誕生、幼年、中年，而衰老、死亡，生生不息，循環不已，其中有許多細節尚屬揣測，不過大致如下所述。當銀河中的氣體繞著中心旋轉時，總是會週期性地碰到介質密度較高的區域，這些區域是由密度波所產生。密度波是銀河中的物質經由棒狀分布的星球群或是伴銀河所引起的重力微擾所造成的（本銀河有兩個巨大的伴銀河，就是大、小麥哲倫雲，也有人認為其中心的星星呈棒狀分布）。密度波可造成銀河的螺旋臂結構。在高密度區域（也許是螺旋臂或其中某一段），氣體聚集成大團，這就是巨型分子雲複合體。若氣體起初為分子形態，小的雲可聚集成巨大的複合體；若氣體原先為原子形態，則會壓縮成分子。

一旦複合體形成，質量小的恆星便緊跟著在其中各部形成。有些區域形成的氣團夠大，會造成巨大的ο星，最初它們不發可見光，只能以紅外線測得。它們會將包圍在四周的氣體游離，結果形成一個小的hⅱ區域，仍無法在可見光波長看到，但可以由紅外線及無線電波望遠鏡察覺。

hⅱ區域會繼續擴大直到解離的氣體與巨型分子雲複合體的表面接觸時才停止。hⅱ區域的輻射及粒子風會驅散一部分的複合體，因此我們才得以窺見一些質量小的恆星。同時，輻射及粒子風亦會壓縮一些分子氣體，形成新一代的巨大恆星。這些下一代的恆星又會繼續進行游離及壓縮，直到複合體中大部分的分子氣體消失為止，這大概要花三千萬年。也可能是ο型星自然生成，直至用光

上一页 [1] [2] [3] 下一页