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4 星際雲氣與塵埃
在螺旋及不規則星系中，大量由氣體及塵埃聚集而成的星際間雲氣散佈在星球之間。所
有的恆星及行星都由這些雲氣中脫胎而出。直到今日銀河系中仍有恆星不斷形成，天文學家偵測到來自剛形成的恆星，以及這些星球周圍的盤狀物質所發出的紅外輻射。這些盤狀結構中或許有行星正在形成（圖4.1）。巨大的氣體雲有如宇宙的育嬰室一般，在內部孕育了最早期、將要開始發亮的恆星（圖4.2及彩圖5）。
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圖4.1 太陽系中的行星由盤狀的雲氣及塵埃中形成。這些塵氣繞行正在形成的恆星，彼此
凝聚而結成更大的塊體。銀河系中其他的行星系統也可能經由同樣的過程產生。
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圖4.2 礁湖星雲 (Lagoon Nebula) 是太陽系附近的恆星形成區域，與我們相距1200秒差距。在過去的百萬年間，該區剛剛形成了一群年輕的亮熱恆星。
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過去的廿年中，天文學家發現星際雲氣中含有多種複雜的分子，它們在雲氣中合成，類似的
分子也在早期的地球上形成。有些天文學家甚至認為生命起始於星際雲氣，之後才傳播到行星的表面。雖然這個假設未被普遍接受，所有天文學家都同意星球間的氣體及塵埃是研究恆
星形成與太空中各式分子形成的最佳對象。
<探索星際介質> (Probing the Interstellar Medium)
天文學家藉由觀測銀河──也就是橫跨天空的瀰散亮帶（見圖3.2）──首先發現星際的物
質。這個亮帶來自千萬顆銀河系中的恆星，如果不用望遠鏡，並看不出來這些遙遠的恆星是個別的星球。
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在伽利略發現銀河系乃由個別的星球組成之後，天文學家開始瞭解到我們的太陽系乃屬於一個稱為「銀河系」的星球系統。由我們的角度看銀河系的平面就如同一條亮帶；在某些部分，尤其是天鵝座的方向，這條亮帶似乎分成兩半。銀河系本身其實並沒有分開，而是小塵埃吸收了後方的星光造成的效應。天文學家就是藉由銀河部分的光線被吸收，來「看到」星際的物質。時至今日，多虧有了「紅外天文衛星」 (Infrared Astronomy Satellite; IRAS)果，天文學家得以經由觀測塵埃本身發出的紅外輻射，來描繪出銀河中塵埃的分佈。
對星光吸收情形的詳盡研究讓我們得以區分塵埃（由千萬個原子組成）和個別原子或分子
所造成的效應。塵埃顆粒會吸收所有顏色的星光，但是吸收藍光的程度更甚於紅光。相對的，
原子、分子只在某些特定的頻率或波長吸收，也因此藉由分析穿過星際雲氣的星光光譜，我們便能辨認出雲氣中不同種類的原子與分子。我們也能決定不同粒子的數量，以及星際塵埃的一般性質。
有些星際雲氣和塵埃因為不在我們和明亮的星球之間，因此就無法輕易藉由吸收星光的效應而偵測到。另外還有些雲非常濃密，以致不論其背後的星有多明亮，光都無法透得過來，因此想要研究這些雲，星際物質本身得放出輻射，天文學家才能直接觀測它們。舉例來說，我們雖然看不到年輕、高熱的初生星球，但是它們附近的氣體卻會吸收星光而發亮。更重要的是有些分子，還有氫原子，能完全不靠鄰近的恆星，自己就能發射電磁波。
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第一個例子是環繞在年輕、高熱恆星周圍的雲氣所產生的大型發光氣體雲^1。在這些雲氣中
（見圖4.5），原子被高熱恆星發出的紫外線所游離（也就是一個或更多的電子被移除），之
後當電子與離子復合時，電子由外圍的軌道躍入內層的軌道，原子便放出一個或更多的可見
光光子。其結果就是雲中的原子不斷地游離、復合，然後又游離，因此整團雲便因為復合產
生的光子而發光。足以提供能量讓這循環過程進行的星球，它們發射的光子主要在紫外波段，而這些光子的能量恰是游離恆星四周的氫氣（與雲氣中其他常見的原子）所需的能量。也就是說復合的過程，使得原先星球發出的紫外光子的能量，轉化成可見光的光子。
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腳注^1：這些雲氣稱為「氫二區」(H II regions)。H II是游離氫的簡稱，也就是這些氫氣都失去了它們的電子，而只剩下質子。至於中性（也就是未被游離）的氫則簡稱H I。
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圖4.3 在圖所示的「北美洲星雲」 (North American Nebula) 中聚集在相當於「墨西哥海灣」處的塵埃吸收了來自遠方恆星的光線。類似塵埃的集結產生了銀河中的暗帶 (dark lanes)。
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圖4.4 在1983年，「紅外天文衛星」在四個波段取得銀河的影像。此處所示除了少數未能
觀測到的帶狀區域外，為從地球所見全天空的景象。注意到發射紅外輻射的區域集中在銀河
盤面上。
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圖4.5 年輕、高溫、明亮的恆星其輻射大部分為紫外線，另外還有大量的可見光。紫外線
會讓星球周圍的氣體游離，產生天文學家所謂的「H II區」。這裡看到的礁湖星雲（譯注：
原文誤標為「薔薇星雲」）就是一例。
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<來自星際氫原子的電波> (Radio Waves from Interstellar Hydrogen Atoms)
對於遠離恆星的氫原子而言，我們能藉其本身發射的電波來偵測它們。對原子來說，能夠發射電波是很稀有的，但宇宙中含量最豐富的氫原子卻難得的有此能力。銀河系中的氫原子由一個質子及一個電子組成，它們之所以能發射電波，在於此兩個粒子有如微小的旋轉磁鐵（圖4.6）。原子物理的定律說明，這些旋轉磁鐵的自轉方向要不就相互平行，要不就彼此相反。
當質子和電子的自轉方向平行（一致）時，原子的能量比自轉方向相反的情形時稍高，因此一個自轉平行的原子能使電子翻轉，而成為相反的方向，如圖4.6所示。而一旦這情形發生，原子便放出電波光子，其微小的能量恰等於兩種自轉狀態的能量差。這種光子的頻率固定在1420百萬赫茲 (megahertz; MHz)，這大概是宇宙中所產生最有意義的頻率了；這種電波所對應的波長為21.1公分（譯注：波長大約是21公分的電波輻射之所以有意義是因為這是氫原子發出的，而宇宙中最豐富的元素就是氫原子。）
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圖4.6 氫原子中繞行質子的電子只能有兩個自轉方向，不是和質子平行（一樣），就是與其相反。當自轉方向由彼此一樣，跳轉成方向相反時，會放出一個頻率為1420 MHz的光子，其波長相當於21.1公分。
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圖4.7 藉由觀測頻率為1420 MHz 的無線電波，天文學家能描繪出一個螺旋星系（例如左
圖中的M81）中氫原子的分佈。和同一個星系的可見光影像比較（右圖），可看出星系的中
央區域有氫原子相對不足的現象。
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瀰散在星際空間中的無數氫原子，它們都發射1420 MHz的電波。一旦某原子達到反自轉態，原子間輕微的碰撞能把電子撞回同自轉態，該電子便又能發射1420 MHz光子。天文學家藉由精心設計的天線與接收機，能測量某特定方位的1420 MHz電波強度，便能決定那個方位的氫原子數。除此之外，天文學家還能從電波輻射頻率的都卜勒效應，來估計那一堆氫原子的距離。這是因為都卜勒效應中頻率的改變和那些原子與太陽的相對速度有關，因此如果我們知道銀河系自轉時各部分運動的速度，我們便能知道這些原子與我們的距離。經由觀測1420 MHz電波，我們能描繪出銀河系中以及其他星系當中氫原子的分佈（圖4.2）。
<星際塵埃> (Interstellar Dust Grains)
由於氫是所有星系中含量最豐富的元素，因此氫原子的分佈提供了很多有關星際物質分佈的情形，然而我們不該就此忽略星際塵埃的重要性。每個塵埃顆粒包含了數百萬個原子，大小只有百分之幾公分。這些顆粒似乎來自低溫恆星的大氣，而當星球老化時，被推向星際太空。塵埃顆粒主要由矽、碳及氧原子組成，可能外層包覆了氫及水分子。它們的總質量遠不如星際氣體的原子與分子，但在形成氫分子方面卻扮演了關鍵的角色（見下文）。
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<星際分子> (Interstellar Molecules)
在星際介質裡，由兩個或兩個以上原子組成的分子在尋找外星生命的問題上，有特別的意義，這是因為形成生命必須從形成分子開始。星際塵氣中含量最豐富的分子是氫分子 (H2)，它由兩個氫原子（含量最豐富的原子）所組成。
氫分子的形成過程看似拐彎抹角，但卻是氫原子配對形成氫分子的方法。星際雲氣中個別的氫原子撞擊到塵埃後會，在其上附著一段時間，且在表面遊走（圖4.8），而在這段期間內能和其他也附著住的氫原子結合。如此形成的分子接著能夠輕易地脫離塵埃顆粒，而完成分子形成的過程。根據天文學家的計算，這個在塵埃表面反應的過程對氫分子很有效，但對其他種分子則不然。
相對而言，其他常見的星際分子，如一氧化碳 (CO)、氨 (NH_3)、甲醛 (H_2CO) 等形成的
方式則不同。首先是兩個原子彼此結合，然後第三個加入原先的兩個，然後第四個，完全不
依靠黏附在星際塵埃的表面。（圖4.9）。然而要靠這種方式形成分子，得需要相當大的物質密度，也就是每立方公分中得有相當多的原子個數，否則原子間的碰撞極不頻繁，即使是在星際塵氣存在的億萬年間，也只有相對很少數量的分子能夠形成。
當我們檢視銀河系中星際物質的分佈時，驗證了我們對分子形成過程的假設。在大致有如煎餅模樣的分佈中，星際塵氣有集結成雲氣的傾向，也就是物質密度遠超過平均密度的區域。以整個銀河系來說，星際物質的平均密度約是每立方公分中含有一個原子，而在星際雲氣中的密度起碼是這個的十倍。但是在兩種星際雲氣 --- 也就是瀰漫雲和濃密（分子）雲 --- 之間還是有重要的差別。
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圖4.8 形成氫分子 (H_2) 的主要過程和塵埃顆粒有關，這些塵粒每個包含了約百萬個原子。個別的氫原子 (H) 附著在塵粒的表面，並在其上游走。兩個氫原子一旦相遇，便結合形成一個分子，然後脫離塵粒表面。
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瀰漫雲(或稱為星際原子雲)的密度最高可達每立方公分數百個原子。這樣的雲通常也包含塵
埃，而塵埃的總質量約是原子的百分之一。瀰漫雲中亦含有很多氫分子，只不過氫原子的數
目遠遠超過氫分子。有的這些瀰漫雲當中，有的是經由我們在 ?? 頁談到，乃因為背景星光被吸收而發現的。透過仔細的測量某種原子造成的吸收，我們發現這些雲氣的溫度在40到250 K之間（K這個符號代表絕對零度以上的溫度）。這個溫度比地球表面冷，但與雲氣中的物質假如都沒有受到來自其他區域的光子能量，因而溫度為零的情況相比，則要高出許多。
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圖4.9 除了氫分子以外，其他大部分的分子都在氣態下靠原子碰撞後結合而形成，也就是不需要星際塵埃的介入。
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<分子雲> (Molecular Clouds)
第二種星際雲氣為濃密雲，或是稱作分子雲，它們具有不同的組成。正如其名，這些雲氣富含分子，此乃因為這些雲氣密度比較高，分子容易形成。每個分子雲的質量起碼有幾千個太陽質量，甚至常常達太陽質量的數十萬或數百萬倍，所以這些分子雲的質量要比瀰漫雲大得多。但是因為分子雲中的物質密度比瀰漫雲來得大，濃密雲區所佔的體積倒並不比較大（圖4.10）。分子雲中的平均密度是每立方公分好幾千個粒子，但雲氣內部一些局部團塊，其密度可達每立方公分百萬個粒子。（比起來，我們呼吸的空氣每立方公分含有約3 x10^｛19｝個分子。）因此分子雲中的氣體要比瀰漫雲濃密了數千倍。在分子雲類，溫度約在30到100 K的範圍，要比原子雲低一些。
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分子雲中較高的密度使得原子有較佳的機會彼此互撞形成分子，而我們也的確在太空中這些
區域裡找到大量的分子。分子雲已經把個別的原子製造成各式各樣的分子，因此已經跨出從
原子到生命的第一步。
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圖4.10 星際雲氣不是分子雲就是原子雲。原子雲主要由氫原子組成，密度每立方公分中
只有幾百個原子。相對來說，分子雲中幾乎全部的氫原子都配對成了分子，而平均密度則為
每立方公分中有數十萬個分子。
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讓我們看一個典型的濃密雲區，也就是離我們最近、對它研究最多的獵戶座 (Orion) 分子
雲。在獵戶座方向的這一堆氣體與塵埃，其質量是太陽的百萬倍。這些物質的溫度只有絕對
零度以上幾十度，但在這個巨大雲團內的一小部份，也就是我們稱為「獵戶座星雲」 (Orion Nebula) 的區域，其密度大到恆星已然形成，並且已經開始開始發光（圖4.11及彩圖5）。我們能看到此恆星形成區域是因為它位在一個體積大得多的獵戶座分子雲當中，而且靠我們這一端。如果這個恆星形成區域是在分子雲的內部，或是位於離我們遠的一端，我們就絕對看不到這些新生的恆星以及它們所照亮的雲氣，因為分子雲中的塵埃會吸收掉所有年輕恆
星發向我們的光線。獵戶座星雲中的恆星，它們的年齡不超過數十萬年，因此要比一般的星球年輕得多；像我們的太陽年齡就以數十億年計。
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圖 4.11 獵戶座星雲 (Orion Nebula) 位於一團巨大得多、且尚待形成恆星的「巨型分子雲」 (giant molecular cloud) 當中。這個巨型分子雲大部分位在獵戶座星雲的後方，使得獵戶座星雲有如分子雲表面的一塊「水泡」。
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獵戶座中的分子雲是分佈在銀河系盤面上，數千個類似的區域當中離我們最近的一個。每一個這種濃密的雲氣都足以形成數十萬顆，甚至上百萬顆恆星。這些雲氣加起來的總質量相當於銀河系質量的百分之幾，它們一方面儲備了未來形成恆星所需的物質，另一方面則提醒我們銀河盤面上大多數的物質都已經形成恆星了。
<分子雲中不同種類的分子>
獵戶座分子雲中包含了正在形成恆星的區域（亦即獵戶座星雲），也有恆星尚未誕生但是目
前正在成形，或未來在數萬年到數十萬年內將形成恆星的區域。這些未來的恆星形成區域的密度約是每立方公分數百萬個粒子，遠比密度低得多的瀰漫雲更適合分子的形成。天文學家在獵戶座分子雲內發現了十幾種不銅的分子，從像是一氧化碳 (CO) 或氰 (CN) 等小型分子，到如乙醇(CH3CH2OH；普通酒精)或甚至更大的分子。
雖然比較大型的分子其含量不如小型分子，但在尋找生命方面卻更吸引我們的注意，這是因為它們向生命體中的複雜分子更邁進了一步。有了像 ?? (methylamine; CH3NH2) 這樣的分子，我們似乎已經離簡單的胺基酸（見第 ?? 頁）不遠了。胺基酸是蛋白分子結構的基本單元，它本身當然不是活的，目前也還沒有人在濃密的星際雲中找到胺基酸（雖然這個搜尋的工作不過才剛開始）。然而能在一團濃密的星雲中找到由十幾個原子組成的分子，表示胺基酸在該處也同樣大可形成。
最簡單的胺基酸是甘胺酸 (glycine)，包含了十個原子，下一個最簡單的是丙胺酸 (alanine)，有十三個原子，其餘的胺基酸則有14到26個原子（見第 ?? 頁）。幾乎所有這
些原子都是氫、碳、氮，或是氧，偶爾在某些胺基酸中則會有硫原子。濃密分子雲 --- 例
如那些在銀河系中心，以及一個稱為「金牛座暗雲」 (Taurus dark cloud) 的鄰近雲氣 --
- 中是尋找星際胺基酸的最佳所在。如果胺基酸分子果真存在於分子雲中，我們不難預期它
們也能在我們的銀河系中（以及其他的星系裡）各式各樣的狀況之下形成。
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表4.1 已辨識出的星際分子（按照每個分子含有的原子數排列）
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表4.1列出目前在濃密星際雲氣中偵測到的九十多種分子。這些分子主要由宇宙中含量最豐
富的元素構成（除了不易和其他原子結合的氦與氖以外），像是氫、氧、碳、氮，還有矽、
硫、磷及其他的重元素等等。尤其特別要注意的是為數眾多含有一個或更多｛碳｝原子的分子。碳原子是我們分子結構的「骨架」，因此是地球生命的關鍵所在。碳原子的重要性在於其能夠和多達四個其他原子相結合，而形成長鍊狀，由一系列的碳原子支撐整個分子。在濃密星際雲中，以這些含有碳原子的鍊狀分子來組成更大的分子，幾乎是可以確定的事，至於更大得多的分子（包括了數十個或數百個原子）有沒有可能存在，則仍然是個值得爭議的問題。
在濃密星際雲中發現這九十幾個簡單分子的存在，於我們尋找生命的問題上有重要的意義。首先，這些分子是在與行星表面迥然不同的狀態下形成的，而我們卻在星際雲氣中發現我們認為在早期的地球上曾經存在、相同種類的分子。
這些分子得以在雲氣（雖然稱作「濃密雲」，但其實比我們的大氣要稀薄得多）中形成的事實，表示這類分子能在太空中中廣泛存在，因為宇宙裡應該還有許多合適的地方。我們或許會直接下結論，認為不需只限定在行星的表面尋找生命。那麼我們是否應該考慮，在濃密的星際雲氣中有生命存在的可能性呢？
其次，我們注意到在濃密星際雲氣中所發現的分子當中，每一種和地球生命的相關程度各自不同。像是 CH3NH2這類的分子和地球有機體有著密切的關連，而二氧化硫 (sulfur dioxide; SO2) 這類的分子則和我們在地球上找到的生命較不相關。
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我們會在第八章與第十一章中繼續討論與生命有關及無生命分子間的分野。現在，讓我們探
討濃密星際雲氣中存在有多種分子的含意。
首先，表4.1中幾乎所有的分子都是在過去短短的廿五年間在星際介質中偵測到的，這當中
的一半則是在過去10年中發現的。我們因此能合理的假設還有很多種類的分子等著我們
發現。殆無疑問的，簡單的分子極可能會比複雜的分子含量多得多，例如氫分子就比其他
所有分子加起來還多1000倍。星際雲氣中有分子不斷形成（也不斷分解）的事實 --- 也就是分子雲中不斷有化學演化 --- 顯示化學反應是遍及全銀河系的，雖然主要的發生地點是集中在濃密星際雲氣或分子雲中的局部區域。
其次，我們必須認清我們不知道分子雲中的化學演化已經進行到什麼程度，也就是不知道到
底哪些真正複雜的分子已經形成。原子數越多的分子越難偵測，尤其如果複雜分子的含量低於比較不複雜的分子時，更是如此。濃密雲（像是在獵戶座分子雲或是銀河中心的分子雲）當中的化學演化，可能都已經製造出比表4.1中所列還要更大型的分子。
還有，我們不知道星際分子的存在和行星表面分子的存在有何關連。舉例來說，在我們這個
行星的表面上有許多種類的分子，有些是在地球45億年的歷史中，經由非生物過程製造
出來的；有些則來自早期我們稱為生命的東西；還有的是經過複雜的人為化學反應所生成，
這些在地球之外別的角落是很難自然發生的。我們至今仍無法回答有關哪些分子在地球有生
命之前就已經存在的問題。
<生命始於星際雲氣中嗎？> (Did Life Begin in Interstellar Clouds?)
霍尤 (Fred Hoyle) 及偉克拉瑪辛基 (Chandra Wickramasinghe) 這兩位著名的天文學家曾
經提議，濃密的星際雲氣能夠形成大量複雜的有機分子。他們心中的典型分子是多醣類
(polysaccharides)，乃是由碳、氧、氫構成的長鏈狀分子，最有名的例子就是纖維素
(cellulose) 分子，也就是構成植物的主要分子。霍尤和偉克拉瑪辛基認為星際雲中到處充滿著纖維素，因此我們不該忽略生命已經在這些雲氣中生成的可能性。然而對人類來說，更重要的是，這兩位天文學家相信彗星（太陽系內最原始的天體）保存了在星際雲中形成（像是多醣類這樣複雜）的有機分子，甚至彗星還可能含有活的細胞和濾過性病毒。換句話說，霍尤和偉克拉瑪辛基把生命的起源歸根於在分子雲（像是獵戶座分子雲）中由氣體、冰塊，及塵埃凝聚成的彗星。
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我們在第十一章中會討論彗星，但是現在能稍微停一下，看看如果這個理論對的話，有什麼
意義。（大多數的天文學家不認為這個理論在實際上有太多價值）。如果彗星真的包含原始型
態的生命，那麼像是哈雷這樣的彗星和地球的交互作用就變得極其重要了。當彗星靠近行星時，能播下生命的種子，而每一次接近都可能進一步播種。霍尤甚至認為爆發性的傳染病，像是流行性感冒及天花，就是這種彗星近距離接近的結果，而長久以來認為彗星會帶來厄運的說法，同樣也是源於類似的傳染病。
雖說霍尤及偉克拉瑪辛基的理論未為天文學家及生物學家所接受，這些想法卻足以提醒我們
星際分子可能和生命的起源有直接的關係。濃密的星際雲氣不但製造了分子，也孕育出恆星
與行星（見下文）。來自濃密星際雲的分子是無法熬過行星形成的過程的，事實上此時分子
幾乎一定會分解成原子。但是彗星是由原始星際物質構成的冰體，它們能保存當年在濃密雲
中形成的分子，隨後再將部分這些分子拋附在行星的表面上。我們在第八章及第十一章中會
討論這個想法。
如果後面這個假說是對的，那便提供了強有力的證據，支持銀河系中每個角落的生命應該都差不多相同的想法，因為如此一來，生命便應該會在類似的分子雲中，由大約相同種類的分子所形成。但是，如果相反的假說是正確的，也就是生物體中的分子是在地球上組合而成，而非外來的，那麼我們預計會在各個行星上找到各式各樣不同的生命型態，因為每個行星提供了不同的特有環境讓生命發源。但是我們要記得表4.1所列的分子都非常的小，同時和生物體中的分子（像是蛋白質與DNA；在第七到第九章會討論）相比也都簡單得多。如果星際雲氣只產生類似表4.1所列的分子，那麼離生命還有很漫長的一段路要走。我們仍然不瞭解濃密星際雲的化學性質，而更大型、更複雜的分子仍尚待發覺。我們知道的是恆星與行星確實是在這些雲氣當中形成的。至於在這當中還形成了哪些東西，或者這些東西能否完整地擴展到行星的表面，都是目前正在進行的研究課題；我們會在第十一章再談。
p.98
<恆星的誕生> (The Birth of Stars)
對多數天文學家而言，濃密分子雲最重要的角色就是孕育恆星。恆星形成是個裹了雙重神秘面紗的過程。首先，恆星形成的最初階段早在它們藉由核融合發光之前就開始了，甚至比
它們經由收縮而顯著地發熱都還早得多。其次，即使當原恆星 (protostar；正在成形的星
球) 已經開始放射能量，充斥在區域中的塵埃仍會擋住原恆星的輻射，因此在這些塵埃面紗揭去之前我們是看不到任何東西的。所以直至今日，天文學家仍無法經由直接觀測獲得太多恆星形成早期的訊息，而必須仰賴猜測（或計算）的方式。
但是在恆星形成過程的最後階段，很多年輕星球卻是可以藉著「雙極外流」 (bipolar outflow) 來辨識。雙極外流指的是其氣體由兩個相反的方向往外流出（見圖4.12）。這些向外的噴流被年輕恆星附近受熱的物質推動，以每秒數十公里的速度運動，能在可見光及電波的波段觀測到。要是初誕生的恆星四周的物質在每個方向的分佈都完全一樣，雙極外流可能就不會發生了，然而因為原恆星周遭的氣體並非完全對稱，噴流傾向在特定的方向「戳破」環繞的物質。我們尚不知道這些噴流是初生星球周圍約略持續發生的現象，還是當環星物質受到新的熱源後時有時無（也就是說，時間尺度約是數百到數千年）的現象。
<多少恆星的周圍有行星呢？> (How Many Stars Form with Planets Around Them?)
我們在第十六章會談到，宇宙中最適合讓生命起源並且發展的地方，是繞行在壽命長達數十
億年的恆星周圍的行星。雖然這聽起來有點偏頗 --- 因為我們所知唯一的一種生命恰居於
這麼樣的地方 --- 但是從生物體的基本化學性質來看，想要在別處找生命，行星的確應該
是第一個目標。因此，在估計外星生命的可能性這個問題上，有多少比例的恆星，它們四周有行星環繞便扮演了決定性的角色。
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圖4.12 電波天文學家偵測到很多「雙極外流」 (bipolar outflow) 的例子，其中的氣
流沿相反的方向自銀河系中某天體中噴出。雙極外流的恆星似乎是已經快要誕生的恆星，當中的原恆星 (protostar) 周圍環繞了盤狀的物質，而當這些物質流向中央形成恆星的同時，
也在圓盤的上、下方向外噴出。
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那麼這個比例到底有多大呢？天文學家不是很確定，因為即使是離太陽最近的恆星他們也根
本無法奢想能直接觀測到周圍的行星。但是有令人興奮的證據顯示，有不少的恆星 --- 甚至可能多達半數 --- 在形成時便已經產生了繞行它們四周的天體。
這些都是間接的證據，而且來自多種不同的觀測。其中一項是精確地觀測恆星的運動，藉以
偵測當行星繞行恆星時，因為行星重力的效應造成恆星在天上（的位置）來回運動。這樣的
觀測顯示，一些離我們最近的恆星的確是有伴星的，這些伴星的質量是木星（太陽最大的行星）的幾倍大。另外一個證據是用都卜勒效應測量恆星的｛運動｝，同樣也是偵測行星的重力造成恆星（在視線方向上）來回運動的效應。然而最有力的證據是直接觀測到年輕恆星四周環繞的｛盤狀物質｝。雖說這些物質尚未形成行星，天文學家相信它們所在的環境可能終會製造出行星。
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我們能用這些「原行星盤」 (protoplanetary disks) 發出的輻射來偵察到它們。因為構
成它們的物質溫度相對都很低，這些輻射大多是長波長的紅外線與次毫米波。新的技術讓天
文學家得以觀測恆星周圍低溫的物質。他們確定大部分年齡小於數十億年的恆星周圍，的確有物質環繞，而且離得越遠的物質運動得越慢。如果這些物質真的凝聚而成為行星，有如45億年前發生在我們太陽系的情形，我們用現在的技術也是看不到的，因為絕大多數的物質會集中在行星上。在這種情形下，我們看到原行星物質的機會要比看到行星本身來得大，而這也就是天文學家相信他們所看到的一些情形。
當然，沒有事情能比得上直接觀測到真正的行星，這些行星有自己的世界，成千上萬的在銀
河系中環繞其他的恆星。我們可以預期在未來十年內有這種發現。就目前而言，我們還無法
回答「有多少世界有待形成生命，或已經產生生命」這樣的問題。
<結語>
像銀河系這樣的螺旋星系包含了氣體及塵埃構成的雲氣，其質量常是太陽的百萬倍。天文學
家觀測某些原子與分子發出的電波，或是星光穿過星際雲氣時被吸收掉某些特定能量的光
子，來研究這些星際雲氣。天文學家以電波及可見光波段研究星系物質，發現較稀疏的雲氣
之中是沒有分子的，它們當中的氣體（主要是氫及氦）乃以原子的型態存在。在雲氣當中的年輕、高熱恆星會將大部分的原子游離而產生H II區，而當原子暫時復合時，這些H II區會發出耀眼的光芒。
在濃密的星際雲中已經發現了超過90種分子，包括最簡單、含量最豐富的氫分子 (H2)，到像是HC9N（9個碳原子組成的長鏈狀結構）般複雜的分子。這些複雜的分子往往類似於地球上建構生物體的物質。這樣的分子之能夠在比我們大氣稀薄得多的「濃密」星際雲中存在，表示至少這麼複雜的分子，也可以在相對而言不適合的狀況下自然形成。這個結論更進一步表示生命所需的基本分子除了在行星表面以外，可能也廣泛地存在星際太空之中。
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<問題>
1. 在晴朗的夜晚找一處沒有光害的地方觀看夜空，試著指認銀河的亮帶。這條銀河是由甚
麼組成的呢？為何從地球上看過去它會橫跨整個天空呢？「如果我們在天上能看到整條亮帶，就表示能看到整個銀河系」這樣的說法正確嗎？理由何在？
2. 分子雲和其他的星際雲氣有何不同呢？這種雲對恆星的形成有何重要性？在推測生命起
源 的問題上，又有何重要性呢？
3. 在地球上與在星際雲氣中形成分子，哪一種情況會比較困難？ 為什麼呢？
4. 偵測光子的接收器能夠分辨微小角度的能力，與接收天線的直徑除以光子的波長成正比。人類的瞳孔直徑大約是3毫米 (mm)，接收的是波長為5 X 10^-5公分的可見光子；而阿里西柏 (Arecibo) 電波望遠鏡的天線直徑為300公尺，觀測的波長是50公分。試比較這兩者的角分辨力。如果阿里西柏的天線能觀測到波長為5 X 10^-5公分的光子，它的直徑得有多大才能達到同樣的角分辨力呢？
5. 天線收集光子以便能夠進行詳細研究的能力，與天線的集光面積成正比。如果阿里西柏電波天線的有效直徑是人類瞳孔的100,000倍，那麼阿里西柏電波天線每秒鐘所接收到的光子數目是瞳孔的多少倍？
6. 星際塵埃會散射所有可見光頻率的光子，但散射藍光的程度更甚於紅光。那麼當星光經
過一團稀薄的塵埃雲氣後，所穿透出來的光和原來入射的光相比，是會比較偏藍還是偏紅？為什麼呢？
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進階參考資料