过去的理论双星三人舞

 

 

星云收缩

 

　　我提出的作用平衡理论（force-balance theory）描述了，母星云的初始质量如何决定收缩和膨胀这两股力量间的相互作用，以及由此形成的星团是如何演化的。然而，尽管天文学家能直接观测到OB星协的膨胀和瓦解，但还没有人掌握星云是否发生过收缩的证据，星云收缩的方式是否和作用平衡理论所描述的一样，就更不知道了。这些收缩现象必定发生在星团形成的极早期，但问题是，最年轻的星团——内埋星团——是无法直接观测到的。我不得不想一个办法来证明，比较成熟的星团在很久之前曾经历过收缩阶段。

 

　　20世纪50年代末，美国加州理工学院的天文学家马腾•施密特(Maarten Schmidt)的研究给了我启发。施密特的观测发现，新恒星诞生的概率取决于周围气体的密度。因此我推测，如果母星云确实在过去发生过收缩，其密度就会升高，恒星形成也会加速。所以，我的理论假定，每个星团在遥远的过去都存在一个恒星加速形成的阶段。

 

　　为了检验这一预言，我首先要弄清楚，如何测量星团中恒星的形成速率。幸运的是，恒星演化理论提供了一条途径。这个理论描述了还没有开始消耗核燃料的年轻恒星——例如金牛T星——是如何随时间演化的。金牛T星的质量和亮度都与太阳相当，但它并不是因为核聚变而发光，它辐射出的是因自身引力而收缩所产生的热量。随着时间推移，其收缩的速率会放慢，而它们的表面温度则会持续上升。因此，随着它们的年龄增长，这些恒星会以可预见的方式变得越来越暗、越来越热。

 

　　如果你知道了一颗金牛T星的表面温度、亮度以及它与地球的距离，就能知道它已经收缩了多久——实际上，你就知道了它的年龄。我意识到，综合星团中所有这些恒星的年龄结构，可以揭示出该星团中恒星形成的历史——恒星是何时形成的，形成速率随着时间推移有着怎样的变化。

 

　　对于近距恒星集群，使用这一方法来研究并不困难，所需的数据绝大部分都易于获取。我和帕拉发现，所有仍持有丰富星云气体的恒星集群，其总的恒星形成率一直在随着时间上升。例如，我们在2000年公布的数据显示，在猎户星云星团的母星云消散前，有数百万年时间里，恒星形成率都在加速。这一发现让我相信，我的许多假设是正确的：所有能产生出星团的星云在其早期可能都存在过收缩的情况。

 

　　2007年，现在美国俄亥俄州立大学、当时还是研究生的埃里克•赫夫(Eric Huff)和我一起建立了一个有关猎户星云星团母星云的理论模型。我们的模型包括了作用平衡理论提出的收缩和膨胀作用。在根据这个模型进行的计算机模拟中，模拟出的星云正如我们所预言的那样发生了收缩。随后，通过施密特的观测和许多后续观测，我们推导出了一个命名为施密特-肯尼科特定律(Schmidt-Kennicutt law)的经验方法，来展示星云中部分区域密度的升高，是如何影响这部分区域的恒星形成率的。

 

　　我们的模型得出的结果是，恒星会加速形成，而我和帕拉根据猎户星云星团中恒星年龄所做的推断，也得到了类似的结果。这一额外的发现进一步确证了作用平衡理论的假设，即母星云会在星团演化的早期收缩。

 

　　星团膨胀

 

　　遗憾的是，我的方法能用来测量和模拟猎户星云星团中早期恒星的形成速率，但无法用到疏散星团身上，这些奇怪的恒星集群没有任何母星云的踪迹，却仍被引力维系在一起。星云收缩和恒星形成阶段仅持续几百万年，而绝大多数的疏散星团年龄太大，这个阶段相对于它们的总寿命而言仅是沧海一粟。辨别恒星年龄的工具则几乎达不到这样的分辨率。而且，我们也还无法模拟疏散星团的母星云——这些星云在极为遥远的过去就消散了，我们甚至无法猜测它们的质量和运转情况。到目前为止，即便是间接观测都无法触及疏散星团演化的早期阶段。

 

　　但是，使用一种名叫N体模拟(N-body simulations)的方法，可以构建模型，模拟母星云已经消失的疏散星团的演化过程。在这些模拟中，计算机会对复杂且纠缠在一起的方程组求解(这些方程描述了在相互引力作用下的多个天体的运动)。作用平衡理论提出了最初的产星收缩，而这一方法则阐明了在这之后，疏散星团中又发生了些什么，而且还让科学家对导致星团膨胀的机制有了全新的认识。

 

　　虽然疏散星团非常稳定，但它们并非永恒不变的。疏散星团中，恒星之间的相互引力会缓慢而持续地搅动星团，使得恒星之间彼此迂回曲折地运动，就像蜂房中的蜂群。N体模拟可以描述这一引力搅动所产生的恒星运动。这种模拟方法也十分高效，用一台标准的台式计算机就能模拟类似昴星团这样有着1 200颗恒星的星团的演化。几年前，我和当时还是研究生、目前已在美国托莱多大学任职的约瑟夫•M•康弗斯(Joseph M. Converse)用这一方法再现了昴星团的历史。我们方法是，先猜测一个初始条件，然后让星团在此基础上演化1.25亿年。我们把模拟出的星团和实际情况的进行比较，然后修改初始条件，直到N体模拟能得到一个和真实星团一样的模拟星团。

 

　　我们看到的情形着实让我们吃惊不小。母星云散去以后，虽然昴星团看上去处于引力的掌控之下，但几乎一直在膨胀，恒星以持续稳定的步伐相互远离。而这一结果和先前的分析相左——先前的分析预测，疏散星团中的恒星会缓慢地分层，质量较大的聚集到内部，质量较小的则构成星团的外层。这一分层结构被称为动力学迟豫(dynamical relaxation)，是一个标准描述，描述了被引力束缚的星团如何随时间演化。例如，我们已经知到，球状星团就是以这种方式演化的。然而，就算我们让N体模拟运行至9亿年后的未来，它依然会继续膨胀。这让我们看到了10亿岁时，昴星团是何样子——它膨胀了，但依然完整。

 

　　这一发现说明，传统的分析忽略了主导星团演化的平衡机制中的一些关键因素。是什么驱动了疏散星团的均匀膨胀？我和康弗斯证明，其中的关键是双星：紧密地相互绕转的一对恒星，它们在星团中极为常见。现就职于英国爱丁堡大学的道格拉斯•赫吉(Douglas Heggie)在20世纪70年代中期所进行的模拟显示，当有第三颗恒星接近这样的双星时，这三者会上演一场复杂的“舞蹈”，之后，三者中质量最小的一个通常会被高速抛射出去。被抛射出的恒星很快就会遇到星团中其他的恒星，与它们分享自己的能量，增加它们的轨道速度，以此有效地“加热”星团。在我们的N体模拟中，正是来自这些双星的能量，使得疏散星团发生了膨胀——尽管这一膨胀很缓慢，不易被天文学家注意到。

 

　　犹存的谜题

 

　　我提出星云初始质量决定了星团结构及其演化之后，我对星团的研究则为这种说法提供了一些证据。这一工作还为未来的研究指明了有前景的方向。例如，天文学家应该想办法来观测，我的研究所预言的疏散星团的均匀膨胀。

 

　　不过，我的发现也显示，许多有关星团的事情我们至今仍不了解。尽管计算机模拟取得了进展，但我们依然无法建立模型，去模拟母星云中特定区域是如何变稠密，进而形成恒星的。几十年的射电和红外观测，也没有揭示出这些星云内部运动的模式。恒星集群的出生阶段——位于浓密尘埃中的内埋星团阶段——仍隐匿未知。

 

　　然而，我和同事所创建的作用平衡模型能帮助我们搞清楚，恒星集群的出生阶段和星团演化的其他方面的更多细节。通过综合分析研究和N体模拟，我们希望证明，一个质量流失率和收缩率相等的星云，确实会产出一个类似疏散星团那样的引力束缚系统。我们还希望通过建模来研究，初生的T星协是如何逆转星云收缩，然后散入太空的。例如，星风真的起到了天文学家所认为的关键作用吗？

 

　　这一研究的影响将远超星团的范畴。虽然对银河系中恒星集群的研究长期停滞不前，但它很快就将成为其他研究的中心。例如，一些天文学家相信，太阳就形成于一个拥挤的OB星协中，正是近距离的恒星对太阳周围气体和尘埃盘的扰动，塑造了我们的太阳系。而孕育了星团的星云也在星际介质和星系整体演化中扮演了重要角色。因此，要想弄清楚太阳系的诞生以及所有其他天体的过去和未来，关键线索可能就藏在星团之中。

 

　　精彩速览

 

　　恒星在星团中形成，而星团则包裹在气体与尘埃混合而成的星云中。

 

　　在银河系中可以看到三种类型的星团，它们具有不同的结构和演化历史。

 

　　孕育星团的母星云的初始质量可能是产生这些差异的原因，母星云的初始质量会影响星团内部引力收缩与扩张的平衡。

 

　　母星云散去后，留下的就是星团里的恒星集群。

 

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