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如果說有什么事情你認為天文學家們現(xiàn)在應該已經(jīng)搞清楚了，那就是恒星是如何形成的。關于恒星形成的基本想法可以追溯到18世紀的伊曼紐爾·康德（Immanuel Kant）和皮埃爾-西蒙·拉普拉斯（Pierre-Simon Laplace），隨后物理學家們則在20世紀上半葉搞清楚了它們是如何發(fā)光和演化的細節(jié)。如今中學里就在教授那些支配著恒星的物理規(guī)律，而諸如暗物質(zhì)這樣奇特的東西則占據(jù)了新聞的頭版頭條。恒星形成似乎看起來已經(jīng)是一個被解決了的問題。但事實遠非如此。恒星形成依然是當今天體物理學中最活躍的領域之一。
[圖片說明]：哈勃空間望遠鏡上新安裝的大視場照相機3去年所拍攝的星系M83核心附近猛烈的恒星形成。標準模型無法解釋其中所出現(xiàn)的大質(zhì)量藍色恒星以及它們將能量返還給其母星云的方式。版權(quán)：NASA, ESA, R. O’Connell (University of Virginia), B. Whitmore (STScI), M. Dopita (Australian National University), and the Wide Field Camera 3 Science Oversight Committee。 用最簡單的話來講，這一過程彰顯著引力戰(zhàn)勝了壓強。它始于星際空間中漂浮著的巨大氣體、塵埃云。如果這片星云——或者，通常把星云中某個高密度部分稱為“云核”——的溫度足夠低、密度足夠大，向內(nèi)的引力就會超過向外的氣體壓強，于是它就會在自身的重量下坍縮。這片星云或者這個云核的密度和溫度會變得越來越高，最終點燃核聚變。由聚變產(chǎn)生的熱量會使得內(nèi)部壓強升高，進而停止坍縮。于是這顆新誕生的恒星就會進入可持續(xù)數(shù)百萬乃至上萬億年的動態(tài)平衡狀態(tài)。 這一恒星形成理論是自洽的，并且和大量的觀測相符。但它還遠未完善。上一段中的每一句話都亟需進一步的解釋。有四個問題特別困擾著天文學家。第一，如果高密度的云核是孵出恒星的“蛋”，那么下蛋的“母雞”在哪里？星云自身必定來自某個地方，而它們的形成過程還沒有被很好地認識。第二，是什么使得云核開始坍縮？無論最初的機制是什么，它決定了恒星的形成率以及恒星的最終質(zhì)量。 第三，胚胎期的恒星如何彼此影響？標準理論描述的都是孤立的單顆恒星；它并沒有告訴我們，當恒星密集形成的時候會發(fā)生什么，而這卻是絕大多數(shù)情況。最近的發(fā)現(xiàn)預示，我們的太陽形成于一個已經(jīng)瓦解的星團之中。在擁擠的托兒所里長大和當一個獨子之間會有什么不同？ 第四，大質(zhì)量恒星到底是怎樣形成的？標準理論只能用于質(zhì)量小于20個太陽質(zhì)量的恒星，對于更大的恒星則不適用，它們巨大的光度會在初生的恒星積聚到足夠的物質(zhì)前將星云吹散。此外，大質(zhì)量恒星會通過紫外輻射、高速外流和超音速激波來作用于它們周圍的環(huán)境。這一能量反饋會使得星云瓦解，但標準理論并沒有考慮這一點。 解決這些問題的呼聲正在日益高漲。從星系形成到行星起源，恒星形成幾乎是天文學中一切的基礎。如果不了解它，天文學家就無法剖析遙遠的星系或者是認識太陽系外的行星。雖然最終的回答還仍然撲朔迷離，但有一點已經(jīng)取得共識：一個更精湛的恒星形成理論必須要考慮環(huán)境對其的影響。新生恒星的最終狀態(tài)將不單單取決于云核中的初始條件，還和其周圍的環(huán)境以及其他恒星隨后對它的影響有關。這是一場宇宙尺度上的先天和后天之爭。
[圖片說明]：一顆恒星艱難的誕生。標準模型可以漂亮地解釋孤立、中低質(zhì)量恒星的形成，但仍然存在許多問題。恒星形成始于巨分子云——一團低溫的氣體、塵埃云；在星云中，一小團尤為致密的氣體、塵埃云——云核——在自身的重量下開始坍縮；云核碎裂成多個恒星胚胎。其中每一個都會形成原恒星并且吸積氣體和塵埃。原恒星收縮，進一步增大密度。當其核心開始核聚變反應之后，正式成為一顆恒星。行星則會從其周圍剩余的物質(zhì)中形成。版權(quán)：Scientific American。 生于塵埃 如果你在一個遠離城市燈光、黑暗的地方仰望天空，你會看到貫穿夜空的銀河，在這條彌散的光帶上分布有暗色的斑塊。這就是星際云。其中的塵埃粒子阻擋了星光，使得它們對可見光而言變得不透明。 結(jié)果是，想要觀測恒星形成的人不得不面對一個根本的問題：恒星隱藏了它們的出生過程。將要形成恒星的物質(zhì)既厚又黑；它需要達到足夠高的密度才能啟動核聚變，但目前還沒有到這一步。天文學家可以看到這一過程是如何開始和結(jié)束的，但中間過程從根本上幾乎無法觀測，因為大部分的輻射落在遠紅外和亞毫米波段，在這些波段上天文學家的觀測手段和其他的比起來相形見絀。 天文學家認為，形成恒星的星云是星際介質(zhì)大循環(huán)中的一部分，在這個循環(huán)中氣體和塵埃會從星云變?yōu)楹阈?，再從恒星變回原狀。星際介質(zhì)主要由氫組成；氦占據(jù)了總質(zhì)量的四分之一，其他的所有元素則僅占了百分之幾。這些物質(zhì)中的一些是宇宙大爆炸最初三分鐘所產(chǎn)生的原初物質(zhì)，幾乎沒有受到過污染；一些則來源于恒星死亡時的物質(zhì)拋射；還有一些則是恒星爆炸的殘骸。恒星的輻射會把氫分子瓦解成氫原子。 最初，氣體是彌漫在宇宙空間中的，每立方厘米中僅有大約一個氫原子，但是當它冷卻的時候，就會凝結(jié)成分散的星云，這一過程類似于地球大氣中水汽凝聚成云。氣體通過輻射熱量可以冷卻，但這一過程并不直接，因為只有有限的幾種方式熱量可以流失。其中最有效的方式是某種特定化學元素的遠紅外輻射，例如由電離的碳在波長158微米處所發(fā)出的輻射。地球的低層大氣對于這一輻射而言是不透明的，因此只有空間天文臺（例如，歐洲空間局的赫歇爾空間天文臺）或者是架設在飛機上的望遠鏡（例如，平流層紅外天文臺）才能看到它們。 隨著星云的冷卻，它們會變得越來越稠密。當它們達到每立方厘米1,000個原子的時候，就能阻擋來自周圍星系中的紫外輻射。氫原子可以通過有塵埃顆粒參與的復雜過程來合并成分子。射電觀測已經(jīng)顯示，分子云包含了從氫分子（H2）到復雜的有機物等等一系列的化合物，也許正是這些有機物為地球上的生命提供了要素。但在此之后，星云會進一步冷卻。紅外觀測發(fā)現(xiàn)，形成中的恒星深藏于塵埃之中，但觀測從分子云到原恒星的最初幾步仍然非常困難。
[圖片說明]：星際云的暗起源。天文學家已經(jīng)發(fā)現(xiàn)了彌漫的星際氣體聚合成星云并且逐漸變密的階段。這正是原恒星形成的第一步，被稱為紅外暗星云。即便對于紅外光而言它們也是不透明的，在斯皮策空間望遠鏡紅的圖像中呈現(xiàn)為黑色的條帶（左上）。它們的大小和質(zhì)量正適合形成恒星。版權(quán)：NASA/JPL-Caltech/S. Carey (SSC)。 當20世紀90年代中期中途空間實驗和紅外空間天文臺發(fā)現(xiàn)了連通常能穿透塵埃區(qū)的熱紅外輻射也能被阻擋的高密度星云（每立方厘米超過10,000個原子）時，對恒星形成最早期階段的研究開始出現(xiàn)了變化。這些紅外暗星云的質(zhì)量要比先前在可見光波段看到的暗星云大得多（可以達到100～100,000個太陽質(zhì)量）。在過去的幾年中兩個小組——由美國威斯康星大學麥迪遜分校的愛德華·丘奇威爾（Edward B. Churchwell）所領導的紅外中銀道面非常巡天（GLIMPSE）和由斯皮策科學中心的肖恩·凱里（Sean Carey）所領導的內(nèi)銀道面多波段成像測光巡天（MIPSGAL）——使用斯皮策空間望遠鏡對它們進行了詳盡地觀測。這些星云似乎就是分子云和原恒星之間缺失的一環(huán)。 事實上，暗星云和高密度云核代表著能決定恒星質(zhì)量的關鍵形成階段。星云的質(zhì)量有一定的范圍；小質(zhì)量的要比大質(zhì)量的多。這一質(zhì)量分布直接反映出了恒星的質(zhì)量分布，唯一的區(qū)別是所有星云的質(zhì)量都是恒星的三倍。這說明星云中只有三分之一的物質(zhì)最終構(gòu)成了新生的恒星，剩下的則被丟棄到了太空中。 這一質(zhì)量分布上的相似性是有因果關系的還是純屬巧合尚需要證明。但無論是什么決定了恒星的質(zhì)量，它也同時決定了恒星的整個歷史：大質(zhì)量的恒星會快速死亡并且發(fā)生災難性的爆炸，更一般的則會存在很長時間并且閃耀在夜空中。
誰扣動了扳機？ 天文學家也正在第二大未解決的問題——是什么造成了星云或者云核的坍縮——上取得進展。在恒星形成的標準理論中，通過內(nèi)部的熱量、磁場或者湍流壓強，云核一開始處于引力和外部壓強的完美平衡狀態(tài)。當這一平衡偏向引力的時候，就會發(fā)生坍縮。但是什么打破了平衡？天文學家已經(jīng)提出了許多條不同的途徑。諸如超新星爆發(fā)這樣的外力可能會壓縮星云，或者當熱量和磁場耗散的時候內(nèi)部的壓強就會減弱。 美國哈佛-史密松天體物理中心（CfA）的查爾斯·拉達（Charles Lada）和歐洲南方天文臺的胡奧·阿爾福斯（Joao Alves）及其合作者證實了熱支撐緩慢減弱所起的作用。通過在介于射電和紅外之間的毫米和亞毫米波段對分子云進行觀測，他們在近距離的星云中發(fā)現(xiàn)了大量相對不活躍的孤立云核。另一些人則給出了向內(nèi)運動觸發(fā)恒星形成的證據(jù)。一個絕佳的例子是位于天鷹座的巴納德335。它的密度結(jié)構(gòu)正是預期中的星云熱壓強和外部壓強幾近平衡的樣子。其中央的紅外源可能就是一顆早期的原恒星，這說明目前的平衡狀態(tài)正在向坍縮一側(cè)傾斜。
[圖片說明]：啟動坍縮。天文學教科書中關于星云如何失穩(wěn)并且坍縮的語焉不詳。新的“斯皮策”紅外圖像揭示出附近的大質(zhì)量恒星通常是“幕后黑手”。在銀河系的W5區(qū)域中，大質(zhì)量恒星（藍色）在分子云中清出了一個空腔。原恒星（隱藏在白粉色的氣體中）則位于空腔的邊緣，它們具有幾乎相同的年齡，說明它們的形成是由大質(zhì)量恒星所觸發(fā)的；其他的過程不會具有如此高的同時性。版權(quán)：NASA/JPL-Caltech/L. Allen & X. Koeing (CfA)。 其他研究則發(fā)現(xiàn)了外部觸發(fā)的證據(jù)。德國馬普射電天文研究所的托馬斯·普賴比施（Thomas Preibisch）及其同事發(fā)現(xiàn)，廣為散布在“上天蝎”區(qū)域中的恒星幾乎都是同時形成的。不同云核的內(nèi)部壓強不太可能同時減弱。一個更可能的解釋是，一顆超新星所釋放出的激波掃過了這一區(qū)域并且誘發(fā)了云核的坍縮。不過，這一證據(jù)并不明確，因為大質(zhì)量恒星會破壞它們的出生地，因此很難重建出它們形成時的情形。另一個限制則是很難觀測到暗弱的低質(zhì)量恒星，由此無法確認它們是同時形成的。 “斯皮策”在這些問題上取得了進展。美國國家光學天文臺的洛里·艾倫（Lori Allen）、CfA的賽維爾·凱尼格（Xavier P. Koenig）及其合作者在銀河系的恒星形成區(qū)W5中發(fā)現(xiàn)了一個外部觸發(fā)的驚人案例。他們所獲得的圖像顯示了位于高密度氣團中的年輕原恒星，而這些氣體則受到了早先形成的恒星所發(fā)出的輻射的擠壓。由于壓縮是一個快速的過程，因此這些散布較廣的天體必定幾乎是同時形成的。簡而言之，恒星形成的觸發(fā)機制并非是過去所認為的非此即彼的情況，而是“一切皆有可能”。 恒星托兒所的生活 先把上面的問題擱置一邊，標準模型可以很好地解釋觀測到的孤立的恒星形成云核。但是許多或者絕大部分的恒星是在星團中形成的，標準模型無法囊括這一嘈雜的環(huán)境對恒星形成的影響。近些年科學家們已經(jīng)發(fā)展出了兩個彼此競爭的理論來填補這一空白。而數(shù)值模擬計算能力的大幅提升則在完善這些理論上起到了關鍵作用。觀測，尤其是來自“斯皮策”的觀測，正在幫助天文學家區(qū)分它們。 在一個理論中，相鄰云核之間的作用會變得重要。在極端情況下，許多非常小的原恒星會形成，快速地穿過星云，競相吸積剩余的氣體。其中一些會長得比其他的大得多，而失敗者則可能會被拋射出星團，這就是游蕩在銀河系中的一類最小恒星的由來。這一被稱為“競爭吸積”的理論受到了英國圣安德魯斯大學的伊恩·邦內(nèi)爾（Ian Bonnell）和英國埃克斯特大學馬修·貝特（Matthew Bate）以及其他人的支持。 在另一個模型中，主要的外界影響并非來自云核之間的相互作用，而是氣體中的湍流。湍流會幫助觸發(fā)坍縮，而且恒星大小的分布反映出的正是湍流運動的譜特征而非后期恒星對物質(zhì)的爭奪。美國加州大學伯克利分校的克里斯托弗·麥基（Christopher McKee）、加州大學圣克魯茲分校的馬克·克倫霍茨（Mark Krumholz）以及其他人一起發(fā)展了這一湍流－云核模型。
[圖片說明]：擁擠托兒所中的生活。與恒星形成標準模型的假設相反，新生的恒星會影響其他恒星的形成。“斯皮策”在圣誕樹星團（NGC 2264）——一個包含有不同年齡恒星的稠密星團——中發(fā)現(xiàn)了一個例子。在高分辨率下，其中一些最年輕的恒星其實是緊密的原恒星群——在半徑0.1光年的范圍內(nèi)聚集了10顆原恒星，如此近的距離使得它們可以相互影響。版權(quán)：NASA/JPL-Caltech/P. S. Teixeira (CfA)。 觀測似乎傾向于湍流－云核模型，但是競爭吸積模型對于超高密度的恒星聚集區(qū)也許是重要的。一個非常有趣的例子是麒麟座中著名的圣誕樹星團（NGC 2264）。在可見光下，在這一區(qū)域中可以看到許多明亮的恒星以及大量的塵埃和氣體——恒星形成的標志。“斯皮策”的觀測則發(fā)現(xiàn)了一個隱藏在其中的高密度星團，這個星團中的恒星正處于不同的發(fā)育階段。它將為鑒別到底是湍流還是競爭吸積在這里發(fā)揮了作用提供佐證。 絕大部分輻射集中在長波波段的最年輕恒星都聚集在一個緊密的星群中。歐洲南方天文臺的葆拉·泰克賽拉（Paula Teixeira）和她的合作者發(fā)現(xiàn)，它們的間距大約為0.3光年。這正是高密度云核從一大塊星云引力坍縮的結(jié)果。而且，即使觀測支持了湍流模型，這一圖像也具有足夠的分辨率來說明一些原先所認為的原恒星并不是單個的天體而是致密的星群。其中每一個在半徑0.1光年的范圍內(nèi)都含有10顆恒星。它們?nèi)绱烁叩拿芗仁沟酶偁幬e必定會發(fā)生，至少是在小尺度上。 因此，有了這些觸發(fā)機制，恒星形成的環(huán)境作用就不是非此即彼的選擇。根據(jù)具體的狀況，湍流和競爭吸積都有可能發(fā)生。大自然似乎會利用所有可能的手段來造星。 大質(zhì)量恒星 大質(zhì)量恒星很稀少、壽命也短，但它們在星系演化中起到了非常重要的作用。通過輻射和物質(zhì)外流，它們會向星際介質(zhì)注入能量。在它們生命結(jié)束的時候，它們會以超新星爆發(fā)的形式把重元素拋撒回星際介質(zhì)。銀河系中充滿了這些恒星產(chǎn)生的空腔（泡）和超新星遺跡。然而標準模型不能很好地解釋它們的形成。一旦一顆原恒星的質(zhì)量達到20個太陽質(zhì)量的閾值，它們的輻射壓會超過引力，防止它進一步增大。除了輻射壓以外，大質(zhì)量恒星所產(chǎn)生的星風會驅(qū)散形成它的星云，進一步限制它的生長，同時也會影響附近恒星的形成。
[圖片說明]：沖破質(zhì)量的上限。最近對恒星形成的計算機模擬顯示，由于不均勻的生長，大質(zhì)量恒星可以達到看似不可能的大小。來自原恒星的輻射會把氣體吹散，在氣體中產(chǎn)生巨大的空腔（泡），但是這并不能完全阻斷氣體的內(nèi)流，因為物質(zhì)會在這些空腔的間隙中形成絲狀結(jié)構(gòu)。上圖為沿軸密度圖；下圖為垂直軸密度。從左往右：17,500年：原恒星形成，氣體幾乎均勻地下落。由下落氣體釋放出的引力勢能造成了它發(fā)光；25,000年：當原恒星長到大約11個太陽質(zhì)量的時候，其周圍的盤就會變得引力不穩(wěn)定，形成了螺旋結(jié)構(gòu)；34,000年：當原恒星的質(zhì)量超過了17個太陽質(zhì)量，輻射會將氣體吹散，形成空腔。但是周圍的氣體仍能流入。較小的原恒星形成；41,700年：較小的原恒星比中央恒星更快速地生長，并且很快在體積上超過了后者。吸積不僅在空間上變得不均勻，在時間上也變得不穩(wěn)定；55,900年：數(shù)值模擬在中央恒星達到42個太陽質(zhì)量、伴星達到29個太陽質(zhì)量時終止。仍有28個太陽質(zhì)量的氣體剩余，它們最終仍有可能會落入恒星。版權(quán)：Science/Mark Krumholz et al.。 克倫霍茨及其合作者最近的理論工作為解決這個問題提供了一條途徑。他們的三維模擬顯示恒星會以各種錯綜復雜的方式生長。物質(zhì)的內(nèi)流會變得相當?shù)牟痪鶆?；當星光向外輻射的時候，高密度區(qū)域和空腔就會交替出現(xiàn)。因此，輻射壓也許并不是恒星繼續(xù)生長的障礙。稠密的下落物質(zhì)也會形成伴星，這也正是為什么大質(zhì)量恒星很少是單顆的。目前正在使用“斯皮策”對大質(zhì)量恒星形成區(qū)進行巡天觀測來尋找證據(jù)。但是證認這一模型將會是非常需要技巧的。大質(zhì)量恒星的稀有性和短壽命使得天文學家很難捕捉到它們的形成過程。 幸運的是，新的設備在不久的將來能幫助我們回答這個以及其他和恒星形成有關的問題。赫歇爾空間天文臺和平流層紅外天文臺——一架飛行于地球大氣中會阻礙觀測的99%水汽之上的波音747飛機——將會在遠紅外和亞毫米波段上進行觀測，在這些波段最容易看到恒星形成。它們所具有的空間和譜分辨率可以測量出星際云的速度特征。在更長的波段上，目前正在智利建造的阿塔卡瑪毫米波大天線陣（ALMA）將會向我們展現(xiàn)出單顆原恒星的精致細節(jié)。 有了這些新的觀測，天文學家希望能追蹤星際介質(zhì)從原子云到分子云到星前云核到恒星再最終變回彌漫氣體的整個循環(huán)過程。他們也希望能以足夠的角分辨率觀測到形成中的盤，由此來追蹤從星云中下落的物質(zhì)并且比較不同環(huán)境對恒星形成的影響。 對這些問題的解答還會波及到天體物理學的其他領域。我們看到的所有東西——星系、星際云、恒星、行星、人——都源于恒星形成。我們目前的恒星形成理論并非錯誤百出，但它自身的缺陷使得我們無法解釋現(xiàn)今宇宙中許多最重要的現(xiàn)象。從這些缺陷處看去，我們看到恒星形成是比以往任何人所預想的更為豐富多彩的過程。
（本文已刊載于《環(huán)球科學》2010年第3期） [Scientific American 2010-02]
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埃里克·揚（Erick T. Young）的天文學生涯始于其10歲時用紙板做了一架望遠鏡。現(xiàn)在它是
