恒星組成的 “星座”，不是用來算命的！

我們已經(jīng)知道了，一閃一閃亮晶晶，滿天都是“小”恒星，這些大小不同、亮度各異的恒星其實(shí)都有一個共同的起源——分子云！

1995年4月1日，哈勃太空望遠(yuǎn)鏡在距地球6500-7000光年[1]的天蛇座老鷹星云內(nèi)捕捉到一幅柱形星際氣體和塵埃的影像（如圖1）。由于它壯觀絢麗的外貌，被評為哈勃望遠(yuǎn)鏡拍攝照片中的“最佳前十名”之一，還被譽(yù)為“宇宙十大不可思議景象”之首。研究發(fā)現(xiàn)，這里是很多新恒星孕育、誕生的孵化器[2]，因此被稱為“創(chuàng)生之柱”。

圖1. 老鷹星云——創(chuàng)生之柱[HST，NASA]。它的個頭巨大，屬于典型的巨型分子云：最左邊的云柱長約4光年，云柱頂部手指狀的凸起比我們的太陽系還要大[3]

恒星是怎么在宇宙中孕育和誕生的呢？

恒星誕生的搖籃——比“真空”還空

科學(xué)家觀測發(fā)現(xiàn)，年輕恒星總是處于星際云內(nèi)部或附近，由此推斷恒星形成于星際云中。星際云是宇宙中星際物質(zhì)相對集中的地方，它的平均密度為每立方厘米幾百至幾千個原子，遠(yuǎn)高于星際物質(zhì)的平均密度（每立方厘米1個原子,約為10-24克/厘米3），但是，比地球上實(shí)驗(yàn)室最佳“真空”的密度低10到100倍[4]。

形成恒星的星際云通常是冷、暗星云，其密度、溫度和尺度等條件允許分子形成，所以這種星云被稱為分子云。

分子云的平均溫度很低，只有十幾開爾文。除了氫、氮、一氧化碳、塵埃顆粒等主要物質(zhì)成分外，科學(xué)家還在分子云中檢測到了100多種分子[5]。因?yàn)閴m埃的消光效應(yīng)，分子云的中心區(qū)域在可見光波段很難被探測到，所以它通常被稱為暗星云（如圖2所示）。在背景恒星的照耀下，分子云才呈現(xiàn)出不同輪廓，比如“創(chuàng)生之柱”。

分子云按大小可分為小型和巨型分子云。小型分子云直徑通常只有幾光年，質(zhì)量小于幾百倍太陽質(zhì)量。因?yàn)槭状斡擅兰煳膶W(xué)家巴特博克發(fā)現(xiàn)，通常被稱為“博克球狀體”[6]。巨型分子云的典型直徑為15-600光年，質(zhì)量可達(dá)數(shù)千甚至千萬倍太陽質(zhì)量[7]。目前最新研究發(fā)現(xiàn)不少尺度遠(yuǎn)超600光年的誕生不久的恒星結(jié)構(gòu)，比如“蛇”狀巨型年輕的恒星“家族”[8]（超過了1200光年[9]），表明它們的母體分子云尺度可能遠(yuǎn)超目前觀測到的典型分子云大小。

圖2. Barnard 68 星云[11]（左：光學(xué)波段圖像；右：近紅外波段圖像），離我們大約400光年，直徑約0.5光年,質(zhì)量只有2倍太陽質(zhì)量。它屬于典型的小型分子云，其內(nèi)部塵埃遮擋住了背景恒星的可見光，但是在紅外波段，塵埃的消光效應(yīng)較小，背景恒星可見

巨型分子云常呈纖維、片狀、氣泡、不規(guī)則團(tuán)塊等復(fù)雜的子結(jié)構(gòu)[10]，如圖3所示。纖維和團(tuán)塊中高密的部分稱為分子云核，其密度可達(dá)每立方厘米幾萬甚至數(shù)百萬個原子。小型分子云的結(jié)構(gòu)相對獨(dú)立、個頭較小，其高密部分與巨型分子云中的云核的密度相似。這些稠密云核是形成恒星的“種子”。

分子云的內(nèi)部結(jié)構(gòu)可通過塵埃顆粒的遠(yuǎn)紅外或分子的微波輻射來探測。比如，中國科學(xué)院紫金山天文臺主導(dǎo)的“銀河畫卷”[1６]，就是基于CO及其同位素對銀河系的分子云分布開展大規(guī)模巡天觀測。

圖3. 獵戶座分子云[12]——離地球大約1400光年的一個巨型恒星形成區(qū)。圖中藍(lán)色的背景氣體展示了分子云的纖維結(jié)構(gòu)（來自歐空局赫歇爾空間紅外望遠(yuǎn)鏡），兩側(cè)的子圖分別展示了九個年輕的“原恒星”，其中來藍(lán)色和桔黃色子圖分別自于射電望遠(yuǎn)鏡陣列ALMA和VLA。【ALMA/ESO/NAOJ NRAO N Karnath/ AUI/NSF B.Saxton/ S. Dagnello.】

“云”要變成恒星，需要幾個條件？

我們可以把一團(tuán)“云”形成恒星的過程看作一個“收縮（或塌縮、坍縮）”的過程。但是英國天文學(xué)家金斯在1902年指出，并不是所有的分子云都可以形成恒星，恒星的形成需要滿足兩個最基本的條件：

（1）質(zhì)量：在一定的溫度和物質(zhì)密度下，存在一個臨界（即“門檻”）質(zhì)量，只有當(dāng)分子云某些區(qū)域的質(zhì)量大于這個“門檻”質(zhì)量時，即區(qū)域內(nèi)物質(zhì)的引力大于其自身的氣體壓力時，才可能發(fā)生收縮，進(jìn)一步形成恒星。這個“門檻”質(zhì)量稱為金斯質(zhì)量。金斯質(zhì)量的大小與分子云的溫度及其物質(zhì)密度有關(guān)。溫度越高，金斯質(zhì)量越大，即分子云塌縮的“門檻”越高；物質(zhì)密度越高，則金斯質(zhì)量越小，即分子云塌縮的“門檻”越低。因此，只有那些溫度較低、密度較高的分子云核才容易越過“門檻”，發(fā)生塌縮。

（2）擾動：分子云要經(jīng)歷某種擾動，并使云核碎裂、收縮。這種擾動可以是分子云經(jīng)過銀河系不對稱的結(jié)構(gòu)（比如旋臂）、或受到鄰近恒星死亡時爆發(fā)產(chǎn)生的沖擊波、分子云相互之間發(fā)生碰撞等。分子云內(nèi)某些局部區(qū)域因擾動而變密，金斯質(zhì)量減小，特別是分子云中的稠密核不斷發(fā)生分裂和引力收縮，最終產(chǎn)生許多具有0.05至100多倍太陽質(zhì)量范圍的團(tuán)塊。

除了上述必要條件外，恒星的形成還需要滿足以下幾個條件：

（1）能量改變：分子云在塌縮的初期中，星云氣體必須輻射掉一部分能量，使總能量減少。在這個環(huán)節(jié)，星云氣體中分子能級之間的躍遷會產(chǎn)生長波（紅外）輻射，這種輻射容易透過稠密的云層而散發(fā)掉，使云團(tuán)處于快收縮階段。

（2）角動量改變：通常分子云整體具有一定的原初角動量（即整體在旋轉(zhuǎn)）。因?yàn)榻莿恿繒柚狗肿釉频乃s，所以要以某種形式分散掉分子云的整體角動量。分子云的整體角動量會分解到各個碎裂的團(tuán)塊，轉(zhuǎn)換為它們的自轉(zhuǎn)角動量和軌道角動量。這就是我們太陽及其八大行星自轉(zhuǎn)和軌道公轉(zhuǎn)的奧秘所在。

（3）磁場改變：原始的分子云一般還具有微弱（大約10-7高斯）的磁場，隨著分子云不斷被壓縮，磁場強(qiáng)度會變得很大，比如，根據(jù)理論計(jì)算，太陽從原初分子云的尺度壓縮至目前的大小，磁場強(qiáng)度有可能增大1016倍（即109高斯），這將阻礙分子云塌縮形成恒星。同時，這與目前太陽表面實(shí)際的場強(qiáng)（約1高斯）嚴(yán)重不符。因此，在分子云塌縮的過程中，必須通過某種機(jī)制損耗掉其中的磁能。

（4）近期，通過利用“中國天眼”對一個分子云的觀測，我國的天文學(xué)家發(fā)現(xiàn)磁能在該分子云坍縮到致密狀態(tài)之前就已經(jīng)有效耗散到了微高斯的極低水平[13]，顛覆了學(xué)界對磁能消失機(jī)制的一些認(rèn)知。

太陽的孕育和誕生

類似地球上生命，恒星的孕育過程可分四個階段。下面以我們最熟悉的恒星--太陽為例給大家說明（如圖4所示）。

第一步——從彌散的星際物質(zhì)到“恒星卵”：由于某些擾動，宇宙中密度十分稀薄的星際物質(zhì)（主要為氫和氦）聚集起來形成分子云。在自身引力的作用下，分子云內(nèi)部形成許多質(zhì)量不等、大小不均的稠密團(tuán)塊，整體呈典型的纖維延展?fàn)罱Y(jié)構(gòu)。這里我們將稠密團(tuán)塊形象地比喻為恒星卵，它們是后續(xù)恒星形成的“種子”。

第二步——從恒星卵到星胚 ：恒星卵因?yàn)槊芏葮O低（10-19克/厘米3）、體積極大（1倍太陽質(zhì)量的恒星卵半徑約為500萬倍太陽半徑）、溫度低（小于2000開爾文），導(dǎo)致內(nèi)部壓力不高，分子產(chǎn)生的微弱紅外輻射可輕易穿透云層，使能量很快耗散, 星卵在自身引力作用下快速收縮，體積迅速減小。

當(dāng)半徑收縮至大約1000倍太陽半徑時，密度增加至10-8克/厘米3，熱壓力逐步增強(qiáng)，收縮逐步減慢。星卵形成不透明的“外衣”，使能量在其內(nèi)部不斷積累，溫度快速提升并出現(xiàn)顯著的梯度，越向中心區(qū)溫度越高，由外層塌縮物質(zhì)的引力勢能轉(zhuǎn)換而來的以及從內(nèi)層通過對流傳導(dǎo)出來的內(nèi)能使星卵的紅外輻射顯著增強(qiáng)，從而形成“星胚”。

圖4. 星云孕育恒星的過程[14]

第三步——從星胚到恒星“胎兒”：引力像“緊箍咒”一樣驅(qū)動著星胚物質(zhì)不斷向中心沉降，使星胚的體積持續(xù)減小，密度不斷增大，溫度快速提升。當(dāng)中心溫度超過700萬開爾文時，少量氫的核聚變被逐步點(diǎn)燃，壓力迅速增加，而外殼逐漸透明，不僅有紅外輻射，同時還有高能的X射線輻射。此時，星胚已演變?yōu)榧s4倍太陽半徑的“胎兒”，天文學(xué)中稱“原恒星”（圖3展示了望遠(yuǎn)鏡實(shí)拍的9個原恒星）。

第四步——從“胎兒”到新生“嬰兒”：“胎兒”恒星在引力的驅(qū)動下，外圍物質(zhì)繼續(xù)沉積，氫-氦核聚變反應(yīng)范圍迅速擴(kuò)大，內(nèi)部溫度越來越高。當(dāng)內(nèi)部溫度達(dá)到1000萬開爾文以上時，“胎兒”內(nèi)部的氫-氦熱核反應(yīng)幾乎全面點(diǎn)燃，持續(xù)穩(wěn)定地提供能量，壓力與引力達(dá)到平衡，停止收縮，這意味著一個與目前太陽大小相當(dāng)?shù)摹皨雰骸碧栒Q生了，并由此開啟它為期100億年的“生命”歷程，這時我們就說太陽到達(dá)了“零齡主序”階段。

質(zhì)量不同的星胚到達(dá)零齡主序的時間長短不同，質(zhì)量越小，歷時越長。比如，0.2倍太陽質(zhì)量的星胚，到達(dá)零齡主序的時間長達(dá)17億年；1倍太陽質(zhì)量的星胚到達(dá)零齡主序的時間約7500萬年；15倍太陽質(zhì)量的星胚，到達(dá)零齡主序的時間只有6萬年。質(zhì)量小于0.08倍太陽質(zhì)量的星胚，永遠(yuǎn)也達(dá)不到核反應(yīng)開始所需要的溫度，它們將一直處在緩慢收縮階段，靠轉(zhuǎn)化引力勢能發(fā)出很弱的紅光，這類恒星稱為褐矮星。

結(jié)語

巨型母體分子云通常會孕育許多質(zhì)量不一的恒星卵，先后誕生一批物理和化學(xué)性質(zhì)十分相似的恒星或恒星系統(tǒng)。而小型母體分子云通常會形成雙星或簡單的多星系統(tǒng)[15]。天文觀測中，無論是銀河系還是河外星系中，都發(fā)現(xiàn)了由許多“姊妹”恒星聚集在一起，天文學(xué)稱為星團(tuán)。而與太陽一起誕生的姊妹們在哪里，目前科學(xué)家尚未找到，也許，我們的太陽在浩瀚的宇宙中是一個“獨(dú)生子”吧。

“從哪兒來，到哪兒去”一直是人們關(guān)注的問題，了解過太陽的誕生過程，我們不禁要思考，太陽以后會怎樣？恒星會走過怎樣的一生呢？

且聽下回分解。

參考文獻(xiàn)：

[1]Clavin, Whitney. "'Elephant Trunks' in Space". Retrieved March 9, 2011.

[2]"A Stunning View Inside an Incubator for Stars – New York Times". Nytimes.com. 1995-11-03. Retrieved 2012-02-13.

[3]"NOVA | Origins | The Pillars of Creation image 1". PBS. Retrieved 2012-02-13.

[4]https://pages.uoregon.edu/jimbrau/astr122/Notes/Chapter18.html

[5] Craig Kulesa. Research Projects. Retrieved September 7, 2005.

[6]Bok, Bart J.; Reilly, Edith F. (March 1947). ApJ. 105: 255.

[7]Norman Murray, ApJ, 729 (2): 133. .

[8] Tian, Hai-Jun 2020, ApJ, 904, 196.

[9] Wang, Fan., Tian, Hai-Jun, et al. 2021, MNRAS, 513, 503

[10]Williams, J. P.; Blitz, L.; McKee, C. F., (2000). Protostars and Planets IV. Tucson: University of Arizona Press. p. 97.

[11]Alves, J.F., Lada, C.J., Lada, E.A. 2001, Nature, 409, 159

[12]John J. Tobin et al. 2020, ApJ 890, 130.

[13]Ching, T C., Li, D., Heiles, C. et al. Nature 601, 49–52 (2022)

[14] 蘇宜，《文科天文》，科學(xué)出版社，2010

[15] Launhardt, R.; Sargent, A. I.; Henning, T.; Zylka, R.; Zinnecker, H. (2000). Birth and Evolution of Binary Stars, Poster Proceedings of IAU Symposium No. 200 on The Formation of Binary Stars. p. 103. Bibcode:2000IAUS..200P.103L.

[16]https://mp.weixin.qq.com/s/8NvvVRLl-ltLlf4TSVlP2g

（作者：田?？?，杭州電子科技大學(xué)教授，湖北省杰出青年基金獲得者，近年專注于天體的自行測量、寬距雙星及銀河系結(jié)構(gòu)與演化等方向的研究，獲湖北省自然科學(xué)獎二等獎1項(xiàng)。）