此次利用FAST獲得的觀測值，說明分子云及原恒星核存在磁力耗散的其他機制，分子云可能比經典理論想象的更早達成磁超臨界狀態(tài)，也就是恒星形成的過程可能比想象中更早更快。新的發(fā)現將推動解決磁通量問題。

　　——李菂 中國科學院國家天文臺研究員、FAST首席科學家

　　在星際介質和恒星的形成過程中，磁場是必不可少的，但由于人類對宇宙的了解有限，星際磁場始終是一個“迷霧繚繞”的話題。

　　1月6日，《自然》以封面文章的形式發(fā)表了被譽為“中國天眼”的中國500米口徑球面射電望遠鏡（FAST）利用中性氫譜線測量星際磁場的研究成果。

　　該研究由中國科學院國家天文臺研究員、FAST首席科學家李菂領導的國際合作團隊完成?！斑@篇文章的重要性體現在方法的創(chuàng)新以及不同于經典理論預期的觀測結果?！崩钋吀嬖V科技日報記者。此次研究成果為解決恒星形成三大經典問題之一的“磁通量問題”提供了重要的觀測證據。

　　恒星的起源與“磁通量問題”

　　什么是“磁通量問題”？

　　李菂以太陽這顆大家最熟悉的恒星為例解釋道，作為太陽系的中心，太陽是一座高熱的“核聚變反應堆”，和其他恒星一樣，隨時都在噴發(fā)著巨大的能量。不過，恒星并非宇宙物質的主要構成，人類肉眼能夠看到的那些閃閃發(fā)亮的恒星，其質量總和要遠遠小于星際介質的質量總和。

　　太陽這顆恒星誕生之前，就是一團由星際介質組成的分子云。

　　李菂說：“研究恒星的形成，就是研究星際物質的演化。其中非常重要的一環(huán)，就是研究星際介質如何聚合在一起，形成核聚變反應。核聚變反應能‘點亮’恒星，從而點亮宇宙?！?/p>

　　星際介質聚合在一起，并非易事。由于其分布較廣、密度較低，想要塌縮并形成恒星，需要跨越數以億計的空間尺度。而且只有在足夠的密度和壓強下，才能產生足夠的溫度，促成核聚變“點火”。

　　在20世紀60年代基本形成的相關理論框架中，星際介質聚合并塌縮為恒星的過程被稱為“重力塌縮”。通俗地說，作為向心力，重力能把介質“壓在一塊”，在中心形成極高的密度和溫度，實現核聚變。

　　然而，重力塌縮面臨著一系列能量上的阻礙。湍流問題、角動量問題、磁通量問題就是其中的3個經典問題。

　　李菂解釋道，這三大經典問題有一個核心共同點，即它們都涉及“對抗”重力塌縮的力量。在星際介質收縮、密度增加的同時，也會產生對抗重力的、向外的、阻礙進一步塌縮的壓力。

　　磁通量問題就涉及阻礙重力塌縮的壓力來源之一。

　　“描述一個磁場，中學教科書里會畫一個磁鐵，有南極北極，還有象征附近能量場的、不會交叉的磁力線?！崩钋叡硎荆请H介質也有磁場，當其進一步收縮時，表面積減小，單位面積里穿出來的磁力線（磁通量）大幅提高，從而產生向外頂的磁阻力。

　　星際介質要想形成恒星，就要克服磁通量問題。李菂說：“研究磁通量問題，即探索這些普通情況下不會相互交叉的磁力線，是如何被耗散掉，從而使恒星形成過程得以繼續(xù)的?！?/p>

　　FAST觀測到微弱但重要的磁場信號

　　在本次研究中，李菂和研究團隊發(fā)現在原恒星核包層中，存在一個非常微弱的磁場。這個磁場的強度僅相當于地球磁場的十萬分之一。

　　這是一個高置信度的重要發(fā)現。

　　“結合其他觀測證據，我們發(fā)現星際介質形成的分子云從外圍到核心的磁場沒有發(fā)生劇烈變化，這和經典理論的期待值是完全不一樣的?！崩钋叡硎荆馕吨肿釉瓶赡芸朔舜磐繂栴}。

　　在經典理論中，隨著分子云密度的增加，其磁場的磁力線密度也會增加，分子云內核的磁場就會相應地變化?！按舜卫肍AST獲得的觀測值，說明分子云及原恒星核存在磁力耗散的其他機制，分子云可能比經典理論想象的更早達成磁超臨界狀態(tài)，也就是恒星形成的過程可能比想象中更早更快。新的發(fā)現將推動解決磁通量問題?！崩钋呎f。

　　能夠獲得如此重要的觀測值，原創(chuàng)性的研究方法十分重要。這一方法就是李菂和研究團隊原創(chuàng)的中性氫窄線自吸收。

　　中性氫既是氫原子，也是宇宙中豐度最高的元素，廣泛存在于宇宙的不同時期，是不同尺度物質分布的最佳示蹤物之一。相比大多數分子的輻射，氫原子的輻射不僅能提供潛在的、更高信噪比的信號源，而且對同樣強度下的塞曼效應會產生更大響應。

　　塞曼效應可簡單理解為光沿著磁場傳播時和磁場的相互作用。通過測量塞曼效應，可了解所觀測的星際空間的磁場強弱。

　　中性氫窄線自吸收方法，李菂與同事們探索了近20年。

　　在FAST落成啟用前，1963年建成的美國阿雷西博望遠鏡一直是世界上最大的射電望遠鏡。2003年，利用阿雷西博望遠鏡，李菂和同事合作完成了一次對于距離地球較近的、具有恒星形成潛力的分子暗云原子發(fā)射系統(tǒng)觀測。在這個過程中，李菂認識到羥基（OH）發(fā)射各方面的特征與原子輻射十分相像。于是，他結合新發(fā)現，將梳理歸納的新方法命名為“中性氫窄線自吸收”（HINSA），這個新方法可以直觀反映觀測中星際介質從原子到分子的關鍵變化過程。

　　“HINSA現在已成為研究分子云形成時間尺度的一個最為可靠而且相對通用的實驗方法。本次研究一個重要的出發(fā)點即實現HINSA潛在的測量塞曼效應的能力?！崩钋吀嬖V記者。

　　恒星磁場能量耗散的兩種可能

　　如何解釋磁通量問題？天文學家提出了“雙極耗散”的經典理論。這一理論認為，星際磁場的耗散過程發(fā)生在分子云的內核處。

　　當星際介質從原子變成分子且密度足夠高時，分子云中便會存在能夠擋掉電離光子的塵埃。而當分子云足夠“暗黑”，即有很多塵埃遮蔽之后，其中的電子就非常少了，主要成分是中性粒子。帶電介質少，磁場作用雖然仍然存在，但是會隨著中性和帶電介質的逐漸解耦而減弱。

　　“這個過程的效率非常差。根據經典理論，在分子云的內核，即分子云最密、最黑暗的地方，磁力線需要幾千萬年才能耗散掉。然而據FAST此次觀測，某個相對年輕、還沒有形成恒星但達到一定密度的分子暗云，其內部磁場已經耗散掉了?！崩钋吔榻B說，這說明磁場能量耗散可能存在其他過程。

　　李菂和研究團隊在這篇文章的最后提出了兩種可能性解釋。

　　一種可能是磁重聯。磁重聯是太陽爆發(fā)過程中重要的能量釋放過程。一般認為，快速磁重聯是如耀斑、日冕物質拋射和噴流等多種太陽爆發(fā)現象的主要驅動機制。李菂說：“我們可以這樣簡單理解磁重聯。本來不交叉的磁力線由于某種原因交叉了，磁場無法穩(wěn)定存在，隨即通過某種過程將能量釋放并耗散掉。”

　　另一種可能是湍流。雖然磁力抑制物質受引力影響向中心塌縮，但物質實際上可以沿著磁力線運動。湍流可推動物質沿磁力線流動，加速物質和磁場耦合，使得流動后形成的密度更高的地方，磁力線密度并沒有增加，從而實現磁場能量等效耗散。

　　記者 孫 瑜