我们的世界非常古老，而宇宙的历史则更加悠久。最初的行星是什么样子的？新的行星上需要多长时间才能出现生命？大爆炸发生约1秒后，宇宙变得极其炽热和密集，甚至超过了超新星。在不到1分钟的时间内，现存的几乎所有氢、氦、氘和锂粒子都形成了。随后，宇宙的物质密度和温度逐渐下降。大爆炸后约40万年，宇宙环境才逐渐稳定，达到类似于暗淡恒星表面的状态。
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具有讽刺意味的是，人们认为在实验室中实现核聚变非常困难，因为他们试图复制恒星的内部结构。然而，在典型恒星的核心中，任何特定粒子的核聚变过程每十亿年才发生一次。
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有人可能会设想一个房子大小的核聚变反应堆，装载100吨恒星核心物质，犹如一个强大的“巨无霸”，以复制太阳的内部结构并维持数十亿年。然而，要通过聚变产生有用的能量，就必须复制一颗垂死恒星内部的极端条件，这些条件正是由行星的物质组成，而且在宇宙初始阶段仅存在极短的时间。如果宇宙的膨胀速度稍快一些，可能就不会留下太多的氦和锂；反之，如果膨胀速度慢得多，我们的宇宙可能缺乏为恒星提供燃料的氢，充斥的可能只有大量的铁和镍，最终这些重元素将形成黑洞。
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在一些设想中，大爆炸后一分钟以后，宇宙的条件可能仅留下少量较重的元素，这些元素本应允许在第一批恒星周围形成岩石行星。在某些情况下，这些行星甚至在第一批恒星诞生的同时就已经形成。但事实上，我们必须经历多代寿命更短、体积更大的恒星的诞生和剧烈死亡，才能创造出这些必要的条件。 以上内容来自hlib.cc。更多中文H小说尽在hlib.cc。
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对于恒星遗骸（如白矮星和中子星）而言，它们需要相互碰撞。因为宇宙中大多数较重的物质并非由超新星爆炸产生，而是来自白矮星吸收物质或中子星与邻近天体合并的剧烈终结。今天，我们将探讨早期的行星以及宇宙中后期诞生的年轻行星的样貌。
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第一个能够支持生命的行星是什么时候形成的？对于人类而言，一颗行星需要多年轻才能成功定居并加以改造？这是一个跨越数十亿年的重大问题。
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虽然我们无需在这里详尽解释，但仍需稍作探讨。请坐下，喝杯饮料，吃点零食，别忘了点赞和订阅，让我们一起进入原始行星的时代。如今，我们每天都在发现新的系外行星，但事实上对它们的了解仍然有限。而且，我们发现的大多数行星要么是巨大的气体行星，要么紧邻恒星，或者两者兼而有之。
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在探讨岩质行星的形成时，巨大的气体行星并不引人注目，因为较新的气体巨行星中心通常含有相当于几颗岩质行星的重元素。只有当这些气体巨行星距离恒星过近，导致其大气层被剥离，仅剩下残余物质时，这些重元素才会暴露出来。
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我们将这些行星称为“类冥王星”，这个名称源自冥界的概念，意味着这些行星比水星更不适宜居住。但你可能会好奇，水星是否曾经拥有过大气层，这也是一个很好的切入点。
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恒星形成时，它们源自当地的气体云，而气体的温度至关重要。太空并不像人们想象的那样寒冷，早期的宇宙比现在要热得多，仍存在温度高达百万开尔文的星云和气体云。即便是温度只有几千开尔文的氢粒子，其速度也能达到每秒数千米；而温度达到百万开尔文时，粒子的速度更是提升了一个数量级。因此，在恒星形成过程中，气体并不容易被引力捕获。
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在温度较低、密度较大的区域，尤其是最近受到超新星冲击波影响的区域，恒星更容易形成。分子云是恒星形成过程中处于这些较冷且较为密集区域的气体云，约占银河系体积的不到1%，且大多聚集在距离银河中心1.1万至2.4万光年的区域。距离银河中心越远，如2.6万或2.7万光年，恒星形成的区域就越少。 以上内容来自hlib.cc。更多中文H小说尽在hlib.cc。
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在这些恒星形成的过程中，我们还会获得其他物质团块。在相同温度下，较重的元素移动速度较慢，因此更容易聚集。气体的速度通常随着温度的平方根增加，随着质量的平方根降低。也就是说，一个分子比一个普通的氢原子重一百倍，其速度仅为后者的十分之一，这意味着它更容易聚集成团，而不是被抛开或逃避不断增强的引力。
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恒星诞生于由大爆炸后第一分钟形成的几乎纯氢和氦的气体云中。然而，经过约90亿年的演化，太阳的质量中这些原始元素的比例已降至不到2%。
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这些较重的元素实际上仅占太阳原子总数的0.1%。在太阳内部，十个原子中有九个是氢原子，但氢仅占太阳质量的约七分之一。这一比例自宇宙诞生以来基本保持不变。
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相比于原始的氢和氦，所有较重的元素仅占其中的一小部分。在这些较重元素中，氧和碳原子占据了超过一半的比例，氖、铁和氮紧随其后。
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在天文学中，所有比氢和氦更重的元素被统称为“金属”。通过测量金属含量（即由比氦更重元素组成的百分比），我们可以大致估算恒星的年龄。然而，恒星或星云的金属含量并不能精确反映其年龄，因为它受垂死恒星和恒星遗骸局部活动的影响，并且在整个星系或不同星系之间并不均匀。
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恒星最初被划分为I类和II类。太阳属于I类恒星，其金属含量在同类恒星中有的只有太阳的十分之一，有的则是几倍。II类星体指的是金属含量低于I类的任何天体，其金属含量低于太阳的十分之一，甚至仅为千分之一。这些是较古老的恒星，通常质量较小，能够存活数十亿年。
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在早期天文学中，我们主要观察到比太阳更大的恒星，因此将其称为黄矮星。然而，后来发现，目前约95%的恒星质量都小于太阳，这些小质量恒星几乎不会死亡。这种恒星的普遍存在也影响了金属含量的测量。虽然我们通常通过恒星光谱中的铁或镁比例来估算金属含量，但碳和氮等某些元素主要是在质量较低且不会演变为超新星的恒星死亡过程中生成的。 以上内容来自hlib.cc。更多中文H小说尽在hlib.cc。
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这些质量较低的恒星在经历红巨星阶段后会演化成白矮星。超新星的寿命通常为1亿年或更短，而白矮星的寿命则可以更长。大部分铁和镍是由1型超新星的爆炸产生的，这些超新星来源于质量较小且寿命较长的双星系统中的白矮星。而镁、氧和磷则主要在大质量恒星的超新星爆炸中大量生成。
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我们地球上的部分镍和铁以及一部分碳和氮也是通过上述过程形成的。但大部分碳和氮来自质量较小的恒星，这些恒星在演化成白矮星的过程中会向外喷发物质。
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这些元素比例至关重要，因为我们的第一批行星可能与第一代恒星（即假设中的III类恒星）同时形成。由于III类恒星几乎不含金属，这些行星同样缺乏金属。然而，随着时间的推移，星际介质中的金属含量逐渐增加，形成大型岩质行星的几率也随之上升。不过，碳和氮等对生命至关重要的元素在这些最古老的行星中的含量会较低，这是因为这些元素主要由寿命较长的恒星在死亡时释放，需要更长的时间才能积累。
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重元素的比例也可能具有重要意义。尽管恒星和星云中行星的金属含量随着时间整体上升，不同星系中的金属含量并不一致，且组成元素的比例也各不相同。然而，即便原行星盘中的金属含量较低，岩质行星仍然能够形成。
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如前所述，氢和氦的粒子运动速度通常比其他元素更快，难以聚集成团。因此，我们不能假设小行星的形成比例与恒星相同。然而，早期的岩质行星很可能拥有厚厚的氢气和氦气大气层。在金属含量较低的更早时期，这种情况甚至可能更加普遍。
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一旦恒星点燃，剩余的大量氢气将被吹离其所在的太阳系。这包括漂浮在太空中的氢气以及围绕较小行星的氢气，因为这些氢气质量较小，容易被恒星释放的太阳风驱散。太阳风中的大部分粒子是氢原子，这些氢原子需要以足够快的速度才能逃脱太阳系的引力束缚。
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部分氢会与较重的元素结合，形成水（H₂O）、氨（NH₃）、甲烷（CH₄）等分子，甚至与更重的分子结合。在太阳系的深处，这些分子非常常见，构成了海王星外部天体和彗星物质的大部分。 以上内容来自hlib.cc。更多中文H小说尽在hlib.cc。
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氦和氖虽然也较为常见，但它们不会形成分子键，通常会逃逸到太空中。氩同样不会形成分子键，但由于其质量较大，能够部分停留下来，虽然数量不多。这样的过程需要一定时间，而实际上，只有双星系统才能稳定地容纳行星。
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对于金属含量，三类恒星的金属质量最多只能达到太阳的千分之一，更早期的恒星金属含量甚至更低。尽管如此，这样的金属含量已经足以构成行星，但这些行星的初始组成可能相对粗糙。
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举例来说，木星的成分与太阳极为相似，土星亦然。而天王星和海王星作为较小的冰巨行星，主要由氢和氦组成，但其中含有较高比例的氧、碳和氮等较重元素。去除氢和氦后，剩下的便是岩石行星的核心部分。我们估计，天王星的岩石核心质量约为地球的一半，而海王星的岩石核心约为地球的1.2倍。相比之下，土星和木星的岩石核心要大得多。在金属含量仅为太阳十分之一或更低的星系中，任何具有与地球相当岩石质量的物质，其总质量很可能至少达到土星质量，甚至更高。
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设想在一个三体系统中，存在两颗近距离的双星，其中一颗质量为太阳的4到8倍，另一颗质量较小，第三颗恒星则位于几天文单位之外，以松散的轨道绕前两者旋转。较大的恒星最终会演化为红巨星，甩掉外层物质，成为白矮星。在这一过程中，它可能会从伴星吸取物质，进而演变为1a型超新星，留下一个富含金属的系统，并可能从围绕另一颗恒星运行的气态巨行星上剥离大量氢气。
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尽管这种情况发生的概率不高，但在拥有数十亿颗恒星的宇宙中，这种情形可能已发生了数十亿次。因此，这是一种早期形成岩质行星的途径。直到大约100亿年前，太阳诞生两倍左右的时间后，我们才开始观测到这类恒星，这些恒星的金属含量普遍较低，仅为太阳的十分之一或略高。
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通过多种剥离、迁移或抛射机制，类似海王星的气态巨行星可能被剥离成岩石行星。因此，可以推测，类似地球的原始行星早在100亿年前就已经存在。
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提醒一下，尽管有许多方法可以让低金属丰度的系统形成大型岩质行星，但我认为这些情形并非生命存在的理想环境。从概念上讲，100亿年前形成的类地岩质行星数量可能与50亿年前太阳形成时相当，但前者在其所在位置长期宜居的概率仅为后者的1%。举例来说，10亿年前地球形成的概率是50亿年前的1%，而且在其所在位置长期适宜居住的概率也是1%，因此，10亿年前出现可孕育生命的行星的概率大约是50亿年前的1万分之一。 以上内容来自hlib.cc。更多中文H小说尽在hlib.cc。
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然而，如果50亿年前只有万分之一的星系能够产生这样的行星，那么100亿年前的概率则下降到百万分之一。听起来似乎不多，但仅银河系内就至少存在一千个这样的星系。在地球形成之前，生命可能已经在某些星系中繁衍并建造了自己的宇宙飞船。确实存在这样的潜在可能性：例如，某个双星系统中的智慧生命通过观察并剥离巨大的气态巨行星，获得一颗岩石行星，即便是在宇宙最初的十亿年内，尽管我认为在超星系团尺度上这种情况发生的概率依然不高。
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气态巨行星由于质量巨大，可以在任何地方形成，但其中的易挥发物质和冰体主要集中在更遥远的外层系统，即所谓的“冰线”附近或跨越我们太阳系的小行星带。在这里，主要由冰组成的天体更为常见，如水、甲烷和氨的简单分子构成了大多数天体的物质。氧、碳和氮的丰富使得这些分子在冰线之外的区域占据主导地位。
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该区域中的岩石天体可能来源于更近轨道的捕获小行星、耗尽的彗星，或是受潮汐作用撞击的卫星，例如木星附近的艾奥（Io）因为剧烈的火山活动而喷出大量物质。我们可以设想，像木卫一（Io的卫星）或更大一些的卫星，作为潜在的原始行星或原始卫星，是生命诞生的合适候选者。
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我们的基本假设是，原始行星上出现的生命体必须足够大，才能维持数十亿年的大气层；同时，这些行星必须足够靠近恒星，以获得光合作用所需的光照，并在其表面形成液态水。这也表明，富含铁的熔融核心有助于在行星周围形成保护性的磁场。
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然而，我认为，像木卫二（Europa）这样，海洋表面覆盖着厚厚冰壳的天体，也可能是生命起源的合理场所。目前，关于生命起源的具体地点尚无定论，尽管深海热泉长期以来一直是主要的候选地。任何靠近气态巨行星的大型冰封卫星上可能存在类似的环境。另一些候选地点包括潮汐池，这在早期研究中也是主要的候选地，尽管在我们寻找拥有海洋和陆地表面的行星时，可能存在一些认知上的偏见。然而，我认为，这些行星更适合作为复杂生命、生态系统和技术文明的寻找目标。
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彗星通常只是生命起源的第三或第四候选者，如果这一假设成立，生命起源的动态将会发生显著变化。这并非涉及泛种论或彗星播撒生命的情节，而是关于“原始行星”的探讨，我们主要关注的是生命可能出现的地点。值得注意的是，恒星随着年龄增长会逐渐变暗或变亮。在原始地球形成时，我们的太阳仅拥有当前亮度的70%左右。
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这引出了一个问题，即“年轻太阳暗淡悖论”：当时地球表面的海洋本应没有足够的阳光照射，但显然地球上依然存 以上内容来自hlib.cc。更多中文H小说尽在hlib.cc。