我們已經知道了，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都有一個共同的起源——分子云！

1995年4月1日，哈勃太空望遠鏡在距地球6500-7000光年[1]的天蛇座老鷹星云內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，被評為哈勃望遠鏡拍攝照片中的“最佳前十名”之一，還被譽為“宇宙十大不可思議景象”之首。研究發現，這里是很多新恒星孕育、誕生的孵化器[2]，因此被稱為“創生之柱”。

圖1. 老鷹星云——創生之柱[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

科學家觀測發現，年輕恒星總是處于星際云內部或附近，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，遠高于星際物質的平均密度（每立方厘米1個原子,約為10-24克/厘米3），但是，比地球上實驗室最佳“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成分外，科學家還在分子云中檢測到了100多種分子[5]。因為塵埃的消光效應，分子云的中心區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，分子云才呈現出不同輪廓，比如“創生之柱”。

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，質量小于幾百倍太陽質量。因為首次由美籍天文學家巴特博克發現，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，質量可達數千甚至千萬倍太陽質量[7]。目前最新研究發現不少尺度遠超600光年的誕生不久的恒星結構，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超目前觀測到的典型分子云大小。

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

巨型分子云常呈纖維、片狀、氣泡、不規則團塊等復雜的子結構[10]，如圖3所示。纖維和團塊中高密的部分稱為分子云核，其密度可達每立方厘米幾萬甚至數百萬個原子。小型分子云的結構相對獨立、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”。

分子云的內部結構可通過塵埃顆粒的遠紅外或分子的微波輻射來探測。比如，中國科學院紫金山天文臺主導的“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。圖中藍色的背景氣體展示了分子云的纖維結構（來自歐空局赫歇爾空間紅外望遠鏡），兩側的子圖分別展示了九個年輕的“原恒星”，其中來藍色和桔黃色子圖分別自于射電望遠鏡陣列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“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）質量：在一定的溫度和物質密度下，存在一個臨界（即“門檻”）質量，只有當分子云某些區域的質量大于這個“門檻”質量時，即區域內物質的引力大于其自身的氣體壓力時，才可能發生收縮，進一步形成恒星。這個“門檻”質量稱為金斯質量。金斯質量的大小與分子云的溫度及其物質密度有關。溫度越高，金斯質量越大，即分子云塌縮的“門檻”越高；物質密度越高，則金斯質量越小，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”，發生塌縮。

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

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。在這個環節，星云氣體中分子能級之間的躍遷會產生長波（紅外）輻射，這種輻射容易透過稠密的云層而散發掉，使云團處于快收縮階段。

（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）。因為角動量會阻止分子云的塌縮，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塊，轉換為它們的自轉角動量和軌道角動量。這就是我們太陽及其八大行星自轉和軌道公轉的奧秘所在。

（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，磁場強度會變得很大，比如，根據理論計算，太陽從原初分子云的尺度壓縮至目前的大小，磁場強度有可能增大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際的場強（約1高斯）嚴重不符。因此，在分子云塌縮的過程中，必須通過某種機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，我國的天文學家發現磁能在該分子云坍縮到致密狀態之前就已經有效耗散到了微高斯的極低水平[13]，顛覆了學界對磁能消失機制的一些認知。

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

第二步——從恒星卵到星胚 ：恒星卵因為密度極低（10-19克/厘米3）、體積極大（1倍太陽質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），導致內部壓力不高，分子產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，收縮逐步減慢。星卵形成不透明的“外衣”，使能量在其內部不斷積累，溫度快速提升并出現顯著的梯度，越向中心區溫度越高，由外層塌縮物質的引力勢能轉換而來的以及從內層通過對流傳導出來的內能使星卵的紅外輻射顯著增強，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”一樣驅動著星胚物質不斷向中心沉降，使星胚的體積持續減小，密度不斷增大，溫度快速提升。當中心溫度超過700萬開爾文時，少量氫的核聚變被逐步點燃，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，星胚已演變為約4倍太陽半徑的“胎兒”，天文學中稱“原恒星”（圖3展示了望遠鏡實拍的9個原恒星）。

第四步——從“胎兒”到新生“嬰兒”：“胎兒”恒星在引力的驅動下，外圍物質繼續沉積，氫-氦核聚變反應范圍迅速擴大，內部溫度越來越高。當內部溫度達到1000萬開爾文以上時，“胎兒”內部的氫-氦熱核反應幾乎全面點燃，持續穩定地提供能量，壓力與引力達到平衡，停止收縮，這意味著一個與目前太陽大小相當的“嬰兒”太陽誕生了，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了“零齡主序”階段。

質量不同的星胚到達零齡主序的時間長短不同，質量越小，歷時越長。比如，0.2倍太陽質量的星胚，到達零齡主序的時間長達17億年；1倍太陽質量的星胚到達零齡主序的時間約7500萬年；15倍太陽質量的星胚，到達零齡主序的時間只有6萬年。質量小于0.08倍太陽質量的星胚，永遠也達不到核反應開始所需要的溫度，它們將一直處在緩慢收縮階段，靠轉化引力勢能發出很弱的紅光，這類恒星稱為褐矮星。

結語

巨型母體分子云通常會孕育許多質量不一的恒星卵，先后誕生一批物理和化學性質十分相似的恒星或恒星系統。而小型母體分子云通常會形成雙星或簡單的多星系統[15]。天文觀測中，無論是銀河系還是河外星系中，都發現了由許多“姊妹”恒星聚集在一起，天文學稱為星團。而與太陽一起誕生的姊妹們在哪里，目前科學家尚未找到，也許，我們的太陽在浩瀚的宇宙中是一個“獨生子”吧。

“從哪兒來，到哪兒去”一直是人們關注的問題，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：

[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：田海俊，杭州電子科技大學教授，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構與演化等方向的研究，獲湖北省自然科學獎二等獎1項。）

來源: 科小二