分子云和原恒星

Linas Juozėnas

知识方舟 · 宇宙 · 第04章 / 文章01

分子云&原恒星

恒星始于一片寒冷的云。引力聚集气体，致密中心逐渐升温，而旋转盘帮助为仍隐藏在诞生地中的年轻天体供给物质。

寒冷的恒星育婴室引力与坍缩盘与外流

这是对尘埃丝状结构和嵌入其中的年轻源的概念性呈现。颜色和亮度用于展示结构；这不是望远镜图像，也不是温度图。

寒冷气体可以变成炽热恒星冷却有助于引力聚集物质；之后，坍缩和吸积会使中心天体升温。

稳定聚变之前，光已经出现原恒星在仍处于形成过程时，可以通过释放引力能发光。

只有部分气体会变成恒星云的结构、磁场、运动和反馈共同决定有多少物质能够到达恒星。

天空中的暗斑内部

云如何形成恒星？

星场中看似空缺的地方，可能是位于恒星前方的一片云。它的尘埃遮挡了可见光，掩盖了引力正在聚集下一代恒星的地方。

整片云并不会变成一个天体。恒星形成集中在选定的致密区域，而周围的大部分气体仍保持弥散状态，或被驱散。追踪这一不均匀的过程，可以揭示星系中的气体如何变成恒星及其周围的物质。[2]

本文介绍银河系等星系中尘埃分子云里的恒星诞生过程。宇宙的第一代恒星形成于不同的化学条件下。

气体、尘埃，以及对紫外线的防护

分子云由什么构成？

分子云受屏蔽的内部区域中，大部分氢都以H₂分子的形式成对存在。氦构成了剩余气体质量中的很大一部分，而较重元素和尘埃所占比例较小。

尘埃为氢分子的形成提供表面，并吸收会将它们分解的紫外线。H₂ 它也会在自身的光谱线中吸收解离辐射，从而帮助屏蔽更深处的物质。低温只是其中一部分：屏蔽使分子得以存活。[2]

寒冷，但远非均一

许多安静且受屏蔽的致密区域温度约为10–20开尔文，大约为−263至−253 °C。附近年轻恒星加热的气体可能要温暖得多。

巨分子云可以延伸数十秒差距，并包含大约一万到一百万个太阳质量。一个秒差距约等于3.26光年；一个太阳质量就是太阳的质量。

平均密度可能约为每个H₂ 每立方厘米的分子，而高密度核心中可能含有数万个甚至更多。这些数字描述的是云团的不同部分，即使高密度核心相对于日常地球环境而言也极其稀薄。[1], [2]

结构中的结构云团可以包含丝状结构、团块和更小的高密度核心。相对大小仅作示意，颜色用于区分结构，而非表示温度。

在许多观测到的云团中，丝状结构尤为突出，高密度核心沿其形成或出现在它们的交汇处附近。核心是气体和尘埃的紧凑聚集体；它不一定位于云团的几何中心，而且并非每个核心都具有足够强的引力束缚而发生坍缩。[4]

引力与压力、运动和磁力相互竞争

云团的哪些部分可以发生坍缩？

引力将物质向内拉，而压力梯度可以抵抗压缩。冷却很重要，因为能够辐射散热的云团不必产生足够大的热压力来阻止收缩。

金斯质量：一个有用的参考

对于一个仅由热压力支撑的理想化均匀气体，金斯质量给出了一个尺度：超过该尺度的扰动可以在引力作用下增长。

M_J ∝ T^3/2 / ρ^1/2

在成分固定时，较低的温度T和较高的质量密度ρ会降低热金斯质量。

这是判断不稳定性的参考，而不是适用于每个真实云团的普适最小质量，也不是对最终恒星质量的预测。形状、边界压力、磁场和流动都会改变这一问题。[1]

运动可以聚拢或驱散气体

湍流

不规则的气体运动在某些尺度上可能阻碍坍缩，同时在其他地方产生激波和高密度聚集。因此，湍流既不是单纯的支撑因素，也不是单纯的触发因素。

磁化气体会改变流动

磁场

磁压和磁张力会影响气体的运动和坍缩。它们的重要性取决于磁场强度、几何形状，以及磁场与主要呈中性的气体之间的耦合程度。[5], [6]

恒星形成需要超新星才能开始吗？

不是。引力不稳定区域无需外部爆炸也能发生坍缩。膨胀的电离气泡、激波和汇聚流可以压缩气体，但反馈也可能使其扩散。

在壳层旁发现年轻恒星，并不能单凭这一点证明是壳层促使它们形成的。有些恒星或许无论如何都会形成，只是地点或时间可能不同。[8]

冷却、加热与再次坍缩的过程

致密核心如何变成原恒星？

在低质量恒星形成的标准图景中，坍缩气体最初能够足够高效地辐射能量，因此保持相当低的温度。随着中心密度升高，辐射越来越难以逃逸，中心温度随之升高。

暂时形成第一核心

不断增加的气体压力会短暂支撑中心天体，使其免于快速坍缩。这个第一静力学核心是一种过渡结构，比随后形成的恒星天体更大、致密程度更低。
氢分子开始分解

接近 2,000 K 时，能量被用于解离 H₂ 变成单个氢原子。随后压力上升得太慢，无法阻止引力，从而导致第二次快速坍缩。
致密的恒星核心出现

一旦解离基本完成，压力就能再次显著升高，从而形成密度高得多的中心天体。它继续从周围环境中吸积物质。[9]

它为什么会在进入主序前发光

原恒星在物质落到自身表面以及自身收缩时释放引力能。其中一部分能量以辐射形式释放；周围的尘埃吸收了大量光线，并以更长波长重新辐射出来。[11]

“尚未进入主序阶段”并不意味着不会发生任何核反应。在持续的普通氢燃烧主导核心之前，早期的氘聚变就可能提供能量。吸积历史也会影响年轻恒星的内部结构。[12]

云团可能碎裂成多个核心，盘有时也会碎裂。共同的恒星诞生地会形成双星、松散星群、星协和引力束缚星团，它们的年龄和质量各不相同，而不是一代完全同时形成的恒星。[4], [10]

物质向内落入，同时其中一部分向外流出

为什么原恒星会有盘和喷流？

旋转改变了向内运动的路径

气体通常一开始就带有一定的角动量，即与旋转相关的物理量。随着气体收缩，旋转运动变得越来越重要。物质可以沉降成围绕中心天体的盘。

要向更内部移动，气体必须重新分配角动量，或通过外流损失一部分角动量。磁应力、恒星风和引力转矩都可能发挥作用；仅靠普通分子黏性无法解释整个过程。[13]

深度嵌入的0类源周围可能已经存在盘。它们并不是只有在原恒星清除了大部分包层之后才开始出现。[10]

一个系统，几个相互关联的部分一个年轻的中心天体、旋转盘、周围包层和两极外流空腔。箭头表示向外流动。这个概念剖面图简化了几何结构，并大幅放大了中心天体。

喷流和恒星风有助于重塑周围环境

与恒星和盘相关的磁场有助于发射高速喷流和范围更广的恒星风。这些流动可以带走角动量，并卷走周围气体。被发射的物质与其裹挟的分子气体相关，但它们是外流中彼此不同的部分。[14]

喷流或风与周围介质发生激波的地方，可能会产生称为赫比格–哈罗天体的发光区域。外流还会挖掘出低密度空腔，使部分光线得以逃逸。

一个真实案例 · HH 211

观测隐藏年轻源的外流

韦布的红外观测揭示了HH 211中的激波结构，这些结构位于由一个嵌入式0类源驱动的双极外流中。此类图像展示了年轻天体如何影响附近气体，即使其中心区域仍被遮蔽。[17]

增长并不总是稳定的

吸积率可能有很大变化，其中包括快速增长的阶段。因此，原恒星当前的亮度未必代表其长期平均吸积率。研究人员会结合重复观测、光谱和其他证据，因为遮蔽程度的变化也会导致亮度变化。[15]

残留的盘成为行星形成的场所。有多少物质得以留存、如何运动，以及气体能持续多久，都会影响正在形成的行星系统。[13]

观测外观与物理年龄有关，但并不相同

0类、I类、II类和III类意味着什么？

天文学家在一定程度上根据年轻恒星体的亮度如何分布在不同波长上来描述它们：这就是它们的光谱能量分布。这些常见类别大致对应包层随后尘埃盘的消散过程，但它们是观测类别，并非精确的年龄标签。

许多低质量系统的总体序列
类别	典型外观	物理解释
0	一个深度嵌入的源，发出大量冷包层辐射。	早期质量组装阶段。此时可能已经存在盘和外流。
I	强烈的红外辐射，周围仍有包层。	一个嵌入式年轻系统，周围环境不断演化的同时仍在吸积物质。
II	一颗年轻恒星，其厚重尘埃盘发出过量红外光。	通常是演化较晚的前主序系统；在低质量恒星中，通常与经典金牛座T型星相关。
III	光谱更接近恒星光球，红外过量很少。	一个温暖的环星尘埃大幅减少的年轻系统；这并不自动意味着它已进入主序阶段。

观测角度和前景消光会改变表观分类。例如，边缘朝向我们的吸积盘可能会使一个系统看起来更像处于更深包层中的天体。II类和III类通常描述演化较晚的年轻恒星系统，而不是严格意义上仍处于包层中的原恒星。[10], [11]

形成大部分恒星质量

大约50万年

观测显示，对于附近的低质量恒星群，0类和I类阶段合计持续时间约为50万年。该估计取决于分类方式、样本完整性以及对该恒星群历史的假设。[11]

持续向主序阶段演化

数千万年

类似太阳的恒星在包层阶段结束后仍可继续收缩很长时间。标准模型认为，它们大约需要4000万年才能到达主序阶段，具体时间会受到吸积历史的影响。[12]

并不存在适用于所有恒星质量的统一计时表。当持续的核心氢聚变成为支撑恒星长期光度的主要能量来源时，主序阶段便开始了。在此之前，气体压力已经能够支撑年轻恒星；聚变则会改变其能量收支。

质量越大，辐射越强，演化越快

大质量恒星如何继续增长？

大质量恒星在产生强烈辐射的同时不断形成；这些辐射可以加热、电离附近的气体，并对其施加推力。它们的热演化可能快到核心氢聚变在吸积仍在继续时就已开始。

因此，辐射压力是一个需要解释的挑战，而不是一道恒星无法形成的绝对屏障。致密的盘内流动和低密度的极向空腔，可以让物质继续向内运动，同时使辐射优先沿其他方向逃逸。

不同模型强调不同的物质储库

质量从哪里来？

一些模型强调从最初就很大且受引力束缚的核心中吸积物质。另一些模型则强调从与邻近恒星共享的更大团块中持续获得物质。

环境会在形成过程中作出响应

反馈会改变物质供给

电离、辐射和外流可以打开通道、重塑流入过程，或驱散气体。最终结果取决于周围的结构。

这些框架会与观测到的气体流动、吸积盘、多重星系统和星团环境进行比对。没有任何一种简单的描述能够涵盖所有大质量恒星形成区。[16]

云是一个不断变化的储库

为什么云的一部分会变成恒星？

一个分子云中的大部分物质永远不会到达坍缩核。气体可能保持受支撑状态或处于非束缚状态，在不同结构之间移动，或被反馈驱散。原恒星外流在早期很重要，而大质量恒星的辐射和随后发生的超新星则可能影响更大的区域。[2], [6]

当天文学家称恒星形成为“低效”时，定义很重要。两个常被讨论的量回答的是不同的问题：

在一个明确界定的储库的生命周期内

积分效率

可用气体中最终有多少比例变成恒星？答案取决于计入哪些气体，以及分子云如何获得或失去物质。

在一个特征动力学时间内

每个自由落体时间的效率

在一次估算的自由落体时间内，测得的气体中有多少比例形成了恒星？这是一个基于速率的指标，而不是云最终转化的比例。

一项对80个邻近星系的研究发现，使用横跨1.5千秒差距的区域时，每个自由落体时间的典型效率约为0.5–1%。这些数值取决于气体和恒星形成的测量方式；它们并不是单个致密核的普适效率。[7]

银河系的恒星形成定律将气体供应与恒星形成速率联系起来，但它们是在许多分子云和演化阶段上取平均得到的。要理解一颗新生恒星，还需要追踪更小尺度上的物质流动。

不同波长揭示系统的不同部分

我们如何看进恒星孕育地内部？

最丰富的分子并不总是最容易观测的分子。冷氢₂ 由于其可用跃迁在典型云温度下难以激发，它的发射很弱。天文学家转而将尘埃测量与其他分子的谱线结合起来。[3]

多种观测，一个不断演化的系统
观测	能够揭示的内容	需要解读的内容
毫米和亚毫米尘埃发射	冷物质、高密度核和盘结构，包括使用ALMA进行的观测。	质量估算取决于尘埃温度、不透明度以及假定的气尘比。
分子谱线	气体速度、激发条件，以及与旋转或外流相关的运动。	CO和其他分子示踪氢₂ 以间接方式。丰度、光学深度以及冻结到尘埃颗粒上的过程都会影响信号。
红外图像和光谱	温暖的嵌入区域、散射光、冲击发射和冰吸收。	即使在红外波段，一些高密度视线方向仍然不透明；发射和吸收探测的是不同的物质。
偏振和塞曼测量	投影磁场几何结构，以及对视线方向磁场的约束。	仅凭尘埃偏振无法直接测量磁场强度；估算强度还需要额外信息和假设。

没有任何单张图像能够提供完整的三维地图。结合不同示踪物，有助于区分实际结构与温度、化学成分及观测视角造成的影响。[3], [5], [10]

化学过程在恒星形成之前就已开始

尘埃颗粒上的冰承载着部分物质清单

利用穿过致密云的背景星光，韦布望远镜的“冰河时代”计划测量了恒星形成前就已存在的冰的吸收。此类观测表明，化学处理从恒星和星盘后来形成的寒冷储库中就已经开始。

这些分子有助于追踪行星成分的起源。探测到它们本身并不能证明生命存在，也不能确定未来的行星将包含什么。[18]

重复观测增添了另一个维度：亮度、外流和周围物质的变化可以揭示吸积过程如何变化。综合这些证据，可以检验气体如何从分子云进入盘，然后落到恒星上。[15]

从隐匿的年轻源到持续发光的恒星

恒星诞生了。接下来是它最长的篇章。

恒星形成通过引力、冷却、旋转以及能量和角动量的交换，将寒冷的星际云与炽热而致密的天体联系起来。形成的恒星既带有其诞生地的印记，也带有自身成长的印记。

接下来，我们将了解主序星：氢聚变——这一阶段中，持续的核心聚变为恒星大部分发光生命提供能量。

资料来源及延伸阅读

支持相关物理过程和实例的研究论文、作者综述及天文台资料。低质量恒星的演化序列是一个有用的框架，但真实系统在质量、环境、几何形态和吸积历史方面各不相同。

McKee 和 Ostriker（2007）——恒星形成理论描述引力坍缩、热支撑、湍流和特征时间尺度的物理框架。
Chevance 等（2023）——巨分子云的生命周期分子云的聚集、物理条件、屏蔽、反馈，以及气体转化为恒星的过程。
Bolatto、Wolfire 和 Leroy（2013）——CO 到 H₂ 的转换因子为什么寒冷的分子氢需要通过间接方式追踪，以及基于 CO 的质量估算如何取决于具体条件。
André 等（2014）——从分子云中的丝状网络到致密核：迈向恒星形成的新范式分子纤维、致密核与恒星形成之间的关系。
Pattle 等（2023）——恒星形成中的磁场：从分子云到致密核磁场几何形态、偏振测量以及估算磁场强度的方法。
Krumholz 和 Federrath（2019）——磁场在确定恒星形成率和初始质量函数中的作用磁场如何与湍流和反馈相互作用，从而调节恒星形成。
Sun 等（2023）——80 个邻近星系中的恒星形成定律与效率观测到的效率指标、它们的空间尺度，以及它们对测量选择的依赖。
Dale、Haworth 与 Bressert（2015）——“轻率触发”的危险为什么年轻恒星靠近由反馈驱动的壳层，本身并不能证明恒星形成受到了触发。
Young（2023）——数值模拟对第一和第二静水平衡核心阶段的洞见加热、第一静水平衡核心、氢分子解离，以及第二次坍缩。
Tobin 与 Sheehan（2024）——原恒星系统结构的观测视角早期星盘、包层、观测分类，以及观测几何的影响。
Dunham 等（2014）——原恒星的演化：来自斯皮策和赫歇尔十年红外巡天的洞见被包裹阶段的持续时间、光度来源、吸积，以及基于恒星群体的估算。
Kunitomo 等（2017）——重新审视恒星的前主序演化 I：吸积效率与氘丰度的重要性吸积和早期氘燃烧如何影响恒星迈向主序星的路径。
Manara 等（2023）——年轻恒星及其原行星盘的人口统计：关于盘演化及其与行星形成联系的经验盘的演化、角动量输运、磁风以及盘的耗散。
Frank 等（2014）——从恒星到云：喷流与外流——观测与理论的对照喷出的喷流和恒星风、扫集的分子气体、激波，以及它们与吸积的联系。
Fischer 等（2023）——以吸积变化性为线索理解恒星质量的形成变化的吸积，以及恒星快速增长阶段的观测证据。
Tan 等（2014）——大质量恒星形成大质量原恒星、相互竞争的形成模型，以及强反馈存在时的吸积。
NASA（2023）——NASA 韦伯望远镜捕捉到年轻恒星的超音速外流HH 211 的红外观测，以及与一个被包裹的年轻源相关的激波辐射。
McClure 等（2023）——冰河时代：JWST 对致密分子云冰的盘点冰吸收特征揭示了恒星形成开始前就已存在的化学储库。

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