诞生恒星的地方，比“真空”还空 | 恒星的一生

我们已经知道了，一闪一闪亮晶晶，满天都是“小”恒星，今天要告诉你的是：这些大小不同、亮度各异的恒星其实都有一个共同的起源。

这个起源就是——分子云！

1995年4月1日，哈勃太空望远镜在距地球6500-7000光年^[1]  的天蛇座老鹰星云内捕捉到一幅柱形星际气体和尘埃的影像（如图1）。由于它壮观绚丽的外貌，被评为哈勃望远镜拍摄照片中的“最佳前十名”之一，还被誉为“宇宙十大不可思议景象”之首。研究发现，这里是很多新恒星孕育、诞生的孵化器^[2] ，因此被称为“创生之柱”。

图1. 老鹰星云——创生之柱[HST，NASA]。它的个头巨大，属于典型的巨型分子云：最左边的云柱长约4光年，云柱顶部手指状的凸起比我们的太阳系还要大^[3] 

恒星是怎么在宇宙中孕育和诞生的呢？

科学家观测发现，年轻恒星总是处于星际云内部或附近，由此推断恒星形成于星际云中。星际云是宇宙中星际物质相对集中的地方，它的平均密度为每立方厘米几百至几千个原子，远高于星际物质的平均密度（每立方厘米1个原子,约为10^-24克/厘米³ ），但是，比地球上实验室最佳“真空”的密度低10到100倍^[4]  。

形成恒星的星际云通常是冷、暗星云，其密度、温度和尺度等条件允许分子形成，所以这种星云被称为分子云。

分子云的平均温度很低，只有十几开尔文。除了氢、氮、一氧化碳、尘埃颗粒等主要物质成分外，科学家还在分子云中检测到了100多种分子^[5]  。因为尘埃的消光效应，分子云的中心区域在可见光波段很难被探测到，所以它通常被称为暗星云（如图2所示）。在背景恒星的照耀下，分子云才呈现出不同轮廓，比如“创生之柱”。

分子云按大小可分为小型和巨型分子云。小型分子云直径通常只有几光年，质量小于几百倍太阳质量。因为首次由美籍天文学家巴特博克发现，通常被称为“博克球状体”^[6]  。巨型分子云的典型直径为15-600光年^[7]  ，质量可达数千甚至千万倍太阳质量^[7] 。目前最新研究发现不少尺度远超600光年的诞生不久的恒星结构，比如“蛇”状巨型年轻的恒星“家族”^[8] （超过了1200光年^[9] ），表明它们的母体分子云尺度可能远超目前观测到的典型分子云大小。

图2. Barnard 68 星云^[11] （左：光学波段图像；右：近红外波段图像），离我们大约400光年，直径约0.5光年,质量只有2倍太阳质量。它属于典型的小型分子云，其内部尘埃遮挡住了背景恒星的可见光，但是在红外波段，尘埃的消光效应较小，背景恒星可见

巨型分子云常呈纤维、片状、气泡、不规则团块等复杂的子结构^[10] ，如图3所示。纤维和团块中高密的部分称为分子云核，其密度可达每立方厘米几万甚至数百万个原子。小型分子云的结构相对独立、个头较小，其高密部分与巨型分子云中的云核的密度相似。这些稠密云核是形成恒星的“种子”。

分子云的内部结构可通过尘埃颗粒的远红外或分子的微波辐射来探测。比如，中国科学院紫金山天文台主导的“银河画卷”，就是基于CO及其同位素对银河系的分子云分布开展大规模巡天观测。

图3. 猎户座分子云^[12] ——离地球大约1400光年的一个巨型恒星形成区。图中蓝色的背景气体展示了分子云的纤维结构（来自欧空局赫歇尔空间红外望远镜），两侧的子图分别展示了九个年轻的“原恒星”，其中来蓝色和桔黄色子图分别自于射电望远镜阵列ALMA和VLA。[ALMA / ESO / NAOJ / NRAO / N. Karnath / AUI / NSF / B. Saxton / S. Dagnello.]

我们可以把一团“云”形成恒星的过程看作一个“收缩（或塌缩、坍缩）”的过程。但是英国天文学家金斯在1902年指出，并不是所有的分子云都可以形成恒星，恒星的形成需要满足两个最基本的条件：

在一定的温度和物质密度下，存在一个临界（即“门槛”）质量，只有当分子云某些区域的质量大于这个“门槛”质量时，即区域内物质的引力大于其自身的气体压力时，才可能发生收缩，进一步形成恒星。

这个“门槛”质量称为金斯质量。金斯质量的大小与分子云的温度及其物质密度有关。温度越高，金斯质量越大，即分子云塌缩的“门槛”越高；物质密度越高，则金斯质量越小，即分子云塌缩的“门槛”越低。因此，只有那些温度较低、密度较高的分子云核才容易越过“门槛”，发生塌缩。

分子云要经历某种扰动，并使云核碎裂、收缩。这种扰动可以是分子云经过银河系不对称的结构（比如旋臂）、或受到邻近恒星死亡时爆发产生的冲击波、分子云相互之间发生碰撞等。分子云内某些局部区域因扰动而变密，金斯质量减小，特别是分子云中的稠密核不断发生分裂和引力收缩，最终产生许多具有0.05至100多倍太阳质量范围的团块。

除了上述必要条件外，恒星的形成还需要满足以下几个条件：

分子云在塌缩的初期中，星云气体必须辐射掉一部分能量，使总能量减少。在这个环节，星云气体中分子能级之间的跃迁会产生长波（红外）辐射，这种辐射容易透过稠密的云层而散发掉，使云团处于快收缩阶段。

通常分子云整体具有一定的原初角动量（即整体在旋转）。因为角动量会阻止分子云的塌缩，所以要以某种形式分散掉分子云的整体角动量。分子云的整体角动量会分解到各个碎裂的团块，转换为它们的自转角动量和轨道角动量。这就是我们太阳及其八大行星自转和轨道公转的奥秘所在。

原始的分子云一般还具有微弱（大约10^-7高斯）的磁场，随着分子云不断被压缩，磁场强度会变得很大，比如，根据理论计算，太阳从原初分子云的尺度压缩至目前的大小，磁场强度有可能增大10¹⁶倍（即10⁹高斯），这将阻碍分子云塌缩形成恒星。同时，这与目前太阳表面实际的场强（约1高斯）严重不符。因此，在分子云塌缩的过程中，必须通过某种机制损耗掉其中的磁能。

近期，通过利用“中国天眼”对一个分子云的观测，我国的天文学家发现磁能在该分子云坍缩到致密状态之前就已经有效耗散到了微高斯的极低水平^[13] ，颠覆了学界对磁能消失机制的一些认知。

类似地球上生命，恒星的孕育过程可分四个阶段。下面以我们最熟悉的恒星--太阳为例给大家说明（如图4所示）。

图4. 星云孕育恒星的过程[14]

巨型母体分子云通常会孕育许多质量不一的恒星卵，同时诞生一批物理和化学性质十分相似的恒星或恒星系统。而小型母体分子云通常会形成双星或简单的多星系统^[15] 。天文观测中，无论是银河系还是河外星系中，都发现了由许多“姊妹”恒星聚集在一起，天文学称为星团。而与太阳一起诞生的姊妹们在哪里，目前科学家尚未找到，也许，我们的太阳在浩瀚的宇宙中是一个“独生子”吧。

“从哪儿来，到哪儿去”一直是人们关注的问题，了解过太阳的诞生过程，我们不禁要思考，太阳以后会怎样？恒星会走过怎样的一生呢？

且听下回分解。

作者简介：田海俊 三峡大学教授 湖北省杰出青年基金获得者，近年专注于天体的自行测量、宽距双星及银河系结构与演化等方向的研究，获湖北省自然科学奖二等奖1项。

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