我们已经知道了，一闪一闪亮晶晶，满天都是“小”恒星，这些大小不同、亮度各异的恒星其实都有一个共同的起源——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？

恒星诞生的摇篮——比“真空”还空

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，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”[1６]，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.】

“云”要变成恒星，需要几个条件？

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：

（1）质量：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。

（2）扰动：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：

（1）能量改变：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。

（2）角动量改变：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。

（3）磁场改变：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。

（4）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。

太阳的孕育和诞生

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）。

第一步——从弥散的星际物质到“恒星卵”：由于某些扰动，宇宙中密度十分稀薄的星际物质（主要为氢和氦）聚集起来形成分子云。在自身引力的作用下，分子云内部形成许多质量不等、大小不均的稠密团块，整体呈典型的纤维延展状结构。这里我们将稠密团块形象地比喻为恒星卵，它们是后续恒星形成的“种子”。

第二步——从恒星卵到星胚 ：恒星卵因为密度极低（10-19克/厘米3）、体积极大（1倍太阳质量的恒星卵半径约为500万倍太阳半径）、温度低（小于2000开尔文），导致内部压力不高，分子产生的微弱红外辐射可轻易穿透云层，使能量很快耗散, 星卵在自身引力作用下快速收缩，体积迅速减小。

当半径收缩至大约1000倍太阳半径时，密度增加至10-8克/厘米3，热压力逐步增强，收缩逐步减慢。星卵形成不透明的“外衣”，使能量在其内部不断积累，温度快速提升并出现显著的梯度，越向中心区温度越高，由外层塌缩物质的引力势能转换而来的以及从内层通过对流传导出来的内能使星卵的红外辐射显著增强，从而形成“星胚”。

图4. 星云孕育恒星的过程[14]

第三步——从星胚到恒星“胎儿”：引力像“紧箍咒”一样驱动着星胚物质不断向中心沉降，使星胚的体积持续减小，密度不断增大，温度快速提升。当中心温度超过700万开尔文时，少量氢的核聚变被逐步点燃，压力迅速增加，而外壳逐渐透明，不仅有红外辐射，同时还有高能的X射线辐射。此时，星胚已演变为约4倍太阳半径的“胎儿”，天文学中称“原恒星”（图3展示了望远镜实拍的9个原恒星）。

第四步——从“胎儿”到新生“婴儿”：“胎儿”恒星在引力的驱动下，外围物质继续沉积，氢-氦核聚变反应范围迅速扩大，内部温度越来越高。当内部温度达到1000万开尔文以上时，“胎儿”内部的氢-氦热核反应几乎全面点燃，持续稳定地提供能量，压力与引力达到平衡，停止收缩，这意味着一个与目前太阳大小相当的“婴儿”太阳诞生了，并由此开启它为期100亿年的“生命”历程，这时我们就说太阳到达了“零龄主序”阶段。

质量不同的星胚到达零龄主序的时间长短不同，质量越小，历时越长。比如，0.2倍太阳质量的星胚，到达零龄主序的时间长达17亿年；1倍太阳质量的星胚到达零龄主序的时间约7500万年；15倍太阳质量的星胚，到达零龄主序的时间只有6万年。质量小于0.08倍太阳质量的星胚，永远也达不到核反应开始所需要的温度，它们将一直处在缓慢收缩阶段，靠转化引力势能发出很弱的红光，这类恒星称为褐矮星。

结语

巨型母体分子云通常会孕育许多质量不一的恒星卵，先后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。

参考文献：

[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] 苏宜，《文科天文》，科学出版社，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，杭州电子科技大学教授，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。）

来源: 科小二