NASA

　　此次利用FAST获得的观测值，说明分子云及原恒星核存在磁力耗散的其他机制，分子云可能比经典理论想象的更早达成磁超临界状态，也就是恒星形成的过程可能比想象中更早更快。新的发现将推动解决磁通量问题。

　　——李菂 中国科学院国家天文台研究员、FAST首席科学家

　　实习记者 孙 瑜

　　在星际介质和恒星的形成过程中，磁场是必不可少的，但由于人类对宇宙的了解有限，星际磁场始终是一个“迷雾缭绕”的话题。

　　1月6日，《自然》以封面文章的形式发表了被誉为“中国天眼”的中国500米口径球面射电望远镜（FAST）利用中性氢谱线测量星际磁场的研究成果。

　　该研究由中国科学院国家天文台研究员、FAST首席科学家李菂领导的国际合作团队完成。“这篇文章的重要性体现在方法的创新以及不同于经典理论预期的观测结果。”李菂告诉科技日报记者。此次研究成果为解决恒星形成三大经典问题之一的“磁通量问题”提供了重要的观测证据。

　　恒星的起源与“磁通量问题”

　　什么是“磁通量问题”？

　　李菂以太阳这颗大家最熟悉的恒星为例解释道，作为太阳系的中心，太阳是一座高热的“核聚变反应堆”，和其他恒星一样，随时都在喷发着巨大的能量。不过，恒星并非宇宙物质的主要构成，人类肉眼能够看到的那些闪闪发亮的恒星，其质量总和要远远小于星际介质的质量总和。

　　太阳这颗恒星诞生之前，就是一团由星际介质组成的分子云。

　　李菂说：“研究恒星的形成，就是研究星际物质的演化。其中非常重要的一环，就是研究星际介质如何聚合在一起，形成核聚变反应。核聚变反应能‘点亮’恒星，从而点亮宇宙。”

　　星际介质聚合在一起，并非易事。由于其分布较广、密度较低，想要塌缩并形成恒星，需要跨越数以亿计的空间尺度。而且只有在足够的密度和压强下，才能产生足够的温度，促成核聚变“点火”。

　　在20世纪60年代基本形成的相关理论框架中，星际介质聚合并塌缩为恒星的过程被称为“重力塌缩”。通俗地说，作为向心力，重力能把介质“压在一块”，在中心形成极高的密度和温度，实现核聚变。

　　然而，重力塌缩面临着一系列能量上的阻碍。湍流问题、角动量问题、磁通量问题就是其中的3个经典问题。

　　李菂解释道，这三大经典问题有一个核心共同点，即它们都涉及“对抗”重力塌缩的力量。在星际介质收缩、密度增加的同时，也会产生对抗重力的、向外的、阻碍进一步塌缩的压力。

　　磁通量问题就涉及阻碍重力塌缩的压力来源之一。

　　“描述一个磁场，中学教科书里会画一个磁铁，有南极北极，还有象征附近能量场的、不会交叉的磁力线。”李菂表示，星际介质也有磁场，当其进一步收缩时，表面积减小，单位面积里穿出来的磁力线（磁通量）大幅提高，从而产生向外顶的磁阻力。

　　星际介质要想形成恒星，就要克服磁通量问题。李菂说：“研究磁通量问题，即探索这些普通情况下不会相互交叉的磁力线，是如何被耗散掉，从而使恒星形成过程得以继续的。”

　　FAST观测到微弱但重要的磁场信号

　　在本次研究中，李菂和研究团队发现在原恒星核包层中，存在一个非常微弱的磁场。这个磁场的强度仅相当于地球磁场的十万分之一。

　　这是一个高置信度的重要发现。

　　“结合其他观测证据，我们发现星际介质形成的分子云从外围到核心的磁场没有发生剧烈变化，这和经典理论的期待值是完全不一样的。”李菂表示，它意味着分子云可能克服了磁通量问题。

　　在经典理论中，随着分子云密度的增加，其磁场的磁力线密度也会增加，分子云内核的磁场就会相应地变化。“此次利用FAST获得的观测值，说明分子云及原恒星核存在磁力耗散的其他机制，分子云可能比经典理论想象的更早达成磁超临界状态，也就是恒星形成的过程可能比想象中更早更快。新的发现将推动解决磁通量问题。”李菂说。

　　能够获得如此重要的观测值，原创性的研究方法十分重要。这一方法就是李菂和研究团队原创的中性氢窄线自吸收。

　　中性氢既是氢原子，也是宇宙中丰度最高的元素，广泛存在于宇宙的不同时期，是不同尺度物质分布的最佳示踪物之一。相比大多数分子的辐射，氢原子的辐射不仅能提供潜在的、更高信噪比的信号源，而且对同样强度下的塞曼效应会产生更大响应。

　　塞曼效应可简单理解为光沿着磁场传播时和磁场的相互作用。通过测量塞曼效应，可了解所观测的星际空间的磁场强弱。

　　中性氢窄线自吸收方法，李菂与同事们探索了近20年。

　　在FAST落成启用前，1963年建成的美国阿雷西博望远镜一直是世界上最大的射电望远镜。2003年，利用阿雷西博望远镜，李菂和同事合作完成了一次对于距离地球较近的、具有恒星形成潜力的分子暗云原子发射系统观测。在这个过程中，李菂认识到羟基（OH）发射各方面的特征与原子辐射十分相像。于是，他结合新发现，将梳理归纳的新方法命名为“中性氢窄线自吸收”（HINSA），这个新方法可以直观反映观测中星际介质从原子到分子的关键变化过程。

　　“HINSA现在已成为研究分子云形成时间尺度的一个最为可靠而且相对通用的实验方法。本次研究一个重要的出发点即实现HINSA潜在的测量塞曼效应的能力。”李菂告诉记者。

　　恒星磁场能量耗散的两种可能

　　如何解释磁通量问题？天文学家提出了“双极耗散”的经典理论。这一理论认为，星际磁场的耗散过程发生在分子云的内核处。

　　当星际介质从原子变成分子且密度足够高时，分子云中便会存在能够挡掉电离光子的尘埃。而当分子云足够“暗黑”，即有很多尘埃遮蔽之后，其中的电子就非常少了，主要成分是中性粒子。带电介质少，磁场作用虽然仍然存在，但是会随着中性和带电介质的逐渐解耦而减弱。

　　“这个过程的效率非常差。根据经典理论，在分子云的内核，即分子云最密、最黑暗的地方，磁力线需要几千万年才能耗散掉。然而据FAST此次观测，某个相对年轻、还没有形成恒星但达到一定密度的分子暗云，其内部磁场已经耗散掉了。”李菂介绍说，这说明磁场能量耗散可能存在其他过程。

　　李菂和研究团队在这篇文章的最后提出了两种可能性解释。

　　一种可能是磁重联。磁重联是太阳爆发过程中重要的能量释放过程。一般认为，快速磁重联是如耀斑、日冕物质抛射和喷流等多种太阳爆发现象的主要驱动机制。李菂说：“我们可以这样简单理解磁重联。本来不交叉的磁力线由于某种原因交叉了，磁场无法稳定存在，随即通过某种过程将能量释放并耗散掉。”

　　另一种可能是湍流。虽然磁力抑制物质受引力影响向中心塌缩，但物质实际上可以沿着磁力线运动。湍流可推动物质沿磁力线流动，加速物质和磁场耦合，使得流动后形成的密度更高的地方，磁力线密度并没有增加，从而实现磁场能量等效耗散。