大家已经了解了，一闪一闪亮晶晶，满天都是“小”恒星，这类大小不同、亮度各异的恒星其实都有一个一同的由来——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）。因为它壮观绚丽的外貌，被评为哈勃望远镜拍摄照片中的“最好前十名”之一，还被誉为“宇宙十大不可思议景象”之首。研究发现，这里是不少新恒星孕育、诞生的孵化器[2]，因此被叫做“创生之柱”。

图1. 老鹰星云——创生之柱[HST，NASA]。它的个头巨大，是典型的巨型分子云：最左侧的云柱长约4光年，云柱顶部手指状的凸起比大家的太阳系还要大[3]

恒星是如何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，年轻恒星一直处于星际云内部或附近，由此判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，比地球上实验室最好“真空”的密度低10到100倍[4]。

形成恒星的星际云一般是冷、暗星云，其密度、温度和尺度等条件允许分子形成，所以这种星云被叫做分子云。

分子云的平均温度非常低，只有十几开尔文。除去氢、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测试到了100多种分子[5]。由于尘埃的消光效应，分子云的中心地区在可见光波段非常难被探测到，所以它一般被叫做暗星云（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，譬如“创生之柱”。

分子云按大小可分为小型和巨型分子云。小型分子云直径一般只有几光年，水平小于几百倍太阳水平。由于初次由美籍天文学家巴特博克发现，一般被叫做“博克球状体”[6]。巨型分子云的典型直径为15-600光年，水平可达数千甚至千万倍太阳水平[7]。现在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，譬如“蛇”状巨型年轻的恒星“家族”[8]（超越了1200光年[9]），表明它们的母体分子云尺度可能远超现在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），离大家大约400光年，直径约0.5光年,水平只有2倍太阳水平。它是典型的小型分子云，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。这类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。譬如，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拓展大规模巡天观测。

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？

大家可以把一团“云”形成恒星的过程看作一个“缩短（或塌缩、坍缩）”的过程。但英国天文学家金斯在1902年指出，并非所有些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）水平：在肯定的温度和物质密度下，存在一个临界（即“门槛”）水平，只有当分子云某些地区的水平大于这个“门槛”水平时，即地区内物质的引力大于其自己的气体重压时，才可能发生缩短，进一步形成恒星。这个“门槛”水平称为金斯水平。金斯水平的大小与分子云的温度及其物质密度有关。温度越高，金斯水平越大，即分子云塌缩的“门槛”越高；物质密度越高，则金斯水平越小，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：分子云要历程某种扰动，并使云核碎裂、缩短。这种扰动可以是分子云经过银河系不对称的结构（譬如旋臂）、或遭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。分子云内某些局部地区因扰动而变密，金斯水平减小，尤其是分子云中的稠密核不断发生分裂和引力缩短，最后产生很多具备0.05至100多倍太阳水平范围的团块。

除去上述必要条件外，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，星云气体需要辐射掉一部分能量，使总能量降低。在这个环节，星云气体中分子能级之间的跃迁会产成长波（红外）辐射，这种辐射容易透过稠密的云层而散发掉，使云团处于快缩短阶段。

（2）角动量改变：一般分子云整体具备肯定的原初角动量（即整体在旋转）。由于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每个碎裂的团块，转换为它们的自转角动量和轨道角动量。这就是大家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备微弱（大约10-7高斯）的磁场，伴随分子云不断被压缩，磁场强度会变得非常大，譬如，依据理论计算，太阳从原初分子云的尺度压缩至现在的大小，磁场强度大概增大1016倍（即109高斯），这将妨碍分子云塌缩形成恒星。同时，这与现在太阳表面实质的场强（约1高斯）紧急不符。因此，在分子云塌缩的过程中，需要通过某种机制损耗掉其中的磁能。

（4）最近，通过借助“中国天眼”对一个分子云的观测，国内的天文学家发现磁能在该分子云坍缩到致密状况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。下面以大家最熟知的恒星--太阳为例给大伙说明（如图4所示）。

第一步——从弥散的星际物质到“恒星卵”：因为某些扰动，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。在自己引力有哪些用途下，分子云内部形成很多水平不等、大小不均的稠密团块，整体呈典型的纤维延展状结构。这里大家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 ：恒星卵由于密度极低（10-19克/厘米3）、体积很大（1倍太阳水平的恒星卵半径约为500万倍太阳半径）、温度低（小于2000开尔文），致使内部重压不高，分子产生的微弱红外辐射可随便穿透云层，使能量非常快耗散, 星卵在自己引力用途下迅速缩短，体积飞速减小。

当半径缩短至大约1000倍太阳半径时，密度增加至10-8克/厘米3，热重压逐步增强，缩短逐步减慢。星卵形成不透明的“外衣”，使能量在其内部不断积累，温度迅速提高并出现显著的梯度，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与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，温度迅速提高。当中心温度超越700万开尔文时，少量氢的核聚变被逐步点燃，重压飞速增加，而外壳渐渐透明，不只有红外辐射，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-氦核聚变反应范围飞速扩大，内部温度愈加高。当内部温度达到1000万开尔文以上时，“胎儿”内部的氢-氦热核反应几乎全方位点燃，持续稳定地提供能量，重压与引力达到平衡，停止缩短，这意味着一个与现在太阳大小相当的“婴儿”太阳诞生了，并由此开启它为期100亿年的“生命”经历，这个时候大家就说太阳到达了“零龄主序”阶段。

水平不一样的星胚到达零龄主序的时间长短不同，水平越小，历时越长。譬如，0.2倍太阳水平的星胚，到达零龄主序的时间长达17亿年；1倍太阳水平的星胚到达零龄主序的时间约7500万年；15倍太阳水平的星胚，到达零龄主序的时间只有6万年。水平小于0.08倍太阳水平的星胚，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缩短阶段，靠转化引力势能发出非常弱的红光，这种恒星称为褐矮星。

结语

巨型母体分子云一般会孕育很多水平不一的恒星卵，先后诞生一批物理和化学性质十分一样的恒星或恒星系统。而小型母体分子云一般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，都发现了由很多“姊妹”恒星聚集在一块，天文学称为星团。而与太阳一块诞生的姊妹们在哪儿，现在科学家尚未找到，或许，大家的太阳在浩瀚的宇宙中是一个“独生子”吧。

“从什么地方来，到什么地方去”一直是大家关注的问题，知道过太阳的诞生过程，大家不禁要考虑，太阳将来会如何？恒星会走过什么样的一生呢？

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，湖北杰出年轻人基金获得者，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，获湖北自然科学奖二等奖1项。）