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恒星跳舞吗?|赛先生天文

2016/12/15
导读
恒星如何形成和演化?天文学家怎么给星星定年龄?恒星的舞蹈(自转)怎样改变一颗恒星的命运?
恒星如何形成和演化?天文学家怎么给星星定年龄?恒星的舞蹈(自转)怎样改变一颗恒星的命运,它又将如何解释长期困扰天文学家们的星团形成之谜?


高速自转恒星β Cassiopelae(王良一)的表面温度分布:左图为观测结果,右图为模拟结果。通过比较两者,天文学家发现,由于高速自转,该星表面温度(颜色表示)分布已经不再均匀,其赤道附近的表面温度比两极低了接近1000度。(图片来源:Che et al., ApJ (2011) [1]

撰文
李程远(澳大利亚Macquarie大学)

1.恒星的形成与演化

宇宙,星光璀璨。那些耀眼夺目的恒星,它们从何而来?现代恒星理论认为,恒星是由漂浮在宇宙中冰冷而巨大的分子云坍塌形成的。分子云由于引力不稳定性,会朝某处高密度的区域坍塌,坍塌过程中气体分子挤压碰撞、相互摩擦,导致温度逐渐升高,最终核心温度升高到氢分子云内部开始核聚变反应,一颗新的恒星就诞生了。

恒星一旦诞生,高温会使其内部产生朝外扩张的气压,足以抵消恒星自身强大的重力,这时恒星进入一个稳定阶段,叫做主序阶段,这一阶段会占据一颗恒星毕生90%以上的时间。这样的恒星叫主序星,根据质量的不同,主序星能够稳定地存在几百万年到上千亿年。我们的太阳就处在这一阶段,她发出的光孕育了地球上丰富多彩的生命。

早在上个世纪,天文学家就发现,质量越大的主序星,亮度越高,颜色也越蓝,根据恒星理论,恒星的表观颜色反映的是它们的表面温度,因此颜色越蓝的恒星,表面温度也越高。如果以主序星的颜色(表面温度)和亮度为坐标绘制成一张二维分布图,那么所有主序星会斜穿这张二维图,分布在一条从亮且蓝到暗且红方向的带上,这条带叫做主序带。

然而,恒星内部的核聚变不能无限持续,但是引力却一直持续。当内核的氢元素燃烧殆尽时,恒星的核心熄灭,引力将再次取得胜利,新一轮的坍塌又将开始。这时,坍塌再一次使得恒星内核升温,虽不足以点燃已经转变为氦的核心,却能让核心外围的氢燃烧起来,这时恒星开始膨胀,颜色也会逐渐变红,恒星离开主序带。此时恒星的由于体积显著大于主序星,称之为巨星。图1展示的是恒星的颜色亮度分布示意图,斜穿整个图片的便是主序带,而在主序带右方和上方的恒星便是各种不同的巨星。


图1. 恒星的颜色—亮度分布示意图。横轴表征的是恒星的颜色,也就是表面温度:从左到右,温度变低,颜色变红。纵轴表征的是恒星的亮度:从上到下,亮度变大。图中从右下到左上是主序恒星,左下的是白矮星序列,右上的是红巨星和超巨星序列(图片来源:ESO)

大质量的恒星更亮,意味着内部核反应速率更快,但同时它们拥有的氢元素也更多。与小质量恒星相比,它们的主序寿命是更长还是更短呢?理论计算发现,随着质量增加,恒星内部的核反应速率增加的速度更快,这就意味着质量越大的恒星主序寿命反而越短。

该怎样检验这一理论是否正确呢?一个办法是比较一批同时形成,而质量各不相同的恒星,在天文学上也叫做“简单星族”或“单星族”恒星。单星族在颜色亮度分布图上十分简单:首先,它们由于质量的不同会形成一条主序带,由于大质量的恒星主序寿命更短,随着时间的推移,恒星将会按照质量从大到小的顺序陆续离开主序带,这时主序带将出现一个拐点,单星族的主序拐点对应的亮度会随着时间演化逐渐降低。通过观察主序拐点在颜色亮度分布图上的位置,人们就能够推断这批单星族是什么时候形成的。图2展示了模拟的三支单星族的颜色亮度分布,随着年龄的增加,单星族的主序拐点亮度也在降低。


图2. 年龄分别为1亿年、2亿年和3亿年的三支单星族的颜色(表面温度)亮度分布,它们的主序拐点也随着年龄而逐渐降低亮度,图中每一个点都代表一颗恒星。

最初,天文学家们并没有认真考虑恒星自转的影响,而认为单星族恒星的颜色亮度分布仅由年龄和恒星的化学成分决定。这一方面是由于宇宙中大部分恒星自转速度确实比较缓慢,不足以对其结构和演化产生显著影响;另一方面也是考虑到自转将大大增加计算模拟的难度。然而,本文即将介绍的观测结果表明,忽略自转正日益“威胁”人们对单星族性质做出准确预言。高速自转不仅会影响恒星的表观亮度和颜色,还将改变恒星的演化轨迹,造成物质丢失,影响恒星寿命;自转对恒星结构的改变还将干扰人们推断其内部的化学组成,这一切都使得“简单星族”变得“一点也不简单”。

2.恒星的成团形成与单星族模型

宇宙中存在单星族吗?天文学家们认为星团里的恒星或许比较接近单星族。星团是由几十颗甚至上百万颗恒星组成的引力系统,由于宇宙中分子云的质量往往是太阳质量的几千到几千万倍,因此分子云坍塌时总是成团地形成大量恒星,一直以来,天文学家们相信这些星团中的恒星几乎都是同时形成的,这是因为最初形成的恒星会立刻将残余的气体吹走,阻止气体云继续形成恒星。这到底是怎么发生的呢?首先,最初形成的一批大质量恒星能通过星风、喷流和辐射往星际空间注入大部分能量,这些能量会迅速电离原始的气体云并使其加速逃离星团。据估计,一颗质量为15倍太阳质量的恒星,每十万年就能吹走超过10000倍太阳质量的气体[2],如图3所示,正在形成恒星的星团NGC3603,其大部分恒星都集中在一片缺少气体的区域,环绕着它们的正是那些正在被吹跑的气体星云。


图3. 哈勃太空望远镜拍摄的正在从原始气体云中脱离开的年轻星团NGC3603(图片来源:NASA/ESA)

大约几百万年之后,大质量恒星演化到了最后阶段,将以超新星大爆炸的方式给予残余的气体“致命一击”:超新星大爆炸产生的爆风与残余的气体云发生猛烈碰撞,产生的强大激波能在一瞬间将气体加速到几百甚至上千公里每秒,从而将残留的气体彻底吹走,星团中的恒星形成戛然而止,因此只有最初及时形成的幸运儿才能留存在星团里。第一批恒星不仅形成的时间十分接近,同时也来源于同一片气体云,它们的化学组成也是相同的——这就是星团的单星族模型。现在观测到的绝大部分星团年龄都在几千万年到一百多亿年之间,与星团漫长的演化历史相比,几百万年的时间是非常短暂的。因此一直以来,天文学家们认为星团就是检验恒星理论的最佳样本。图4展示的星团是大麦哲伦云中的NGC1805,其年龄已经达到几千万年,整个星团已经没有任何可探测的气体残留。

图4. 哈勃太空望远镜拍摄的年轻星团NGC1805(图片来:NASA/ESA)

3.观测挑战

对年轻星团的观测与单星族模型一直吻合得很好,绝大部分年轻星团不论质量多大,均未发现明显的气体残留[3]。银河系的疏散星团恒星的颜色亮度分布图也与单星族模型高度吻合:图5展示的是两个银河系疏散星团NGC188和M67的恒星的颜色亮度分布,这两个星团的恒星在颜色亮度分布上都有明显的主序拐点,这表明它们的绝大部分恒星都形成于同一时期。

图5. 星团NGC188和M67的恒星的颜色亮度分布,注意两个星团由于年龄不同(各约为65亿年和40亿年),其主序拐点的位置也不一样,但它们都符合单星族的理论模型(读者可以与图2进行定性的比较)。 

然而最近问题出现了,天文学家们观测南半球的两个卫星星系——大小麦哲伦云星系时发现,它们的绝大部分年轻星团不存在清楚的主序拐点。2009年,来自意大利的一支研究团队分析了大麦哲伦云中的16个年轻星团,他们发现其中12个星团的主序转折区域远宽于单星族的主序拐点[4]。图6展示了大麦哲伦云星团NGC1783恒星的颜色亮度分布,这一星团的主序拐点极为宽敞(在图中由两根蓝色实线标注)。由于恒星的主序年龄与其质量有着单调的对应关系,单星族在任何阶段都不可能出现展宽的主序拐点。对这一现象直接的解释是:这些星团在最初3亿年以上的时间里,都在陆陆续续地形成恒星。


图6. 年轻而致密的星团NGC1783,似乎包含着超过3亿年恒星形成历史的各种年龄的恒星,这一时间远远超过了星团最初的气体排除时标。(图片来源:NASA/ESA)­­

这一解释引发了学界巨大的争论。一方面,星团初期的强烈排气过程几乎不可能支撑恒星连续形成超过一千万年;另一方面,即使这些星团有漫长的恒星形成历史,后来形成的恒星也必然带有之前大质量恒星核燃烧污染后的产物。然而,分析这些恒星的光谱,却发现它们的物质组成不存在任何被污染的迹象[5,6]。研究还发现,大麦哲伦云中年龄在1亿年以下的星团的残留气体不会超过星团质量的2%[3],这说明麦哲伦云中星团的排气过程确实是高效的,没有充沛的气体支撑,恒星也就无法在这些星团里连续形成。

4.基于恒星自转的全新解释

为了解决这一矛盾,2009年,来自英国和荷兰的两名学者提出,我们观测到的宽敞主序转折区域或许源于恒星自转的引力昏暗效应[7]。引力昏暗效应指的是高速自转恒星由于离心力抵消掉了部分自身重力,使得恒星内部的核反应速率下降,导致恒星表观亮度和温度双双降低的现象。在封面图中,我们展示了天文学家们对高速自转恒星β Cassiopelae (王良一)的干涉观测,该团队利用恒星自转模型拟合了它的表面有效温度,结果发现,由于高速自转,该恒星赤道附近的表面温度比两极低了将近1000度[1]。这意味着与两极相比,高速自转恒星赤道的颜色更红。这两名学者指出,如果这些星团转折区域的恒星拥有不同的自转速度,那么自转的引力昏暗效应将导致高速自转的恒星整体更红且更昏暗,不同自转速率的恒星就构成了一片颜色和亮度广泛分布的主序转折区域,这便误导了我们认为它们不是单星族。图7展示的是该团队通过模拟恒星自转重构的单星族恒星的颜色亮度分布图。


图7. 包含不同自转速度的单星族恒星(年龄为12.5亿年)的颜色亮度分布图,图中的实线和虚线分别代表的是年龄为12.5亿年和15亿年的两支单星族恒星的分布轨迹,可见考虑恒星自转实际上将单星族模拟成了一支具有不同年龄分布的星族,从而误导了天文学家们。(图片来源:Bastian & deMink, MNRAS (2009)[7]

5. 新的突破——巨星能告诉我们它们是何时形成的

那么能否通过观测来判断这些星团奇特的主序转折区域是不是由恒星自转造成的呢?巨星或许能提供答案。如之前所说,巨星是恒星离开主序带之后逐渐膨胀变红的恒星,如果星团中的恒星是单星族,那么即使它们由于自转形成了复杂的主序转折区域,由于角动量守恒,当恒星膨胀自转速率降低后,它们都必将重新回到一条狭窄的单星族巨星带上。

基于这一原理,我们首先在大麦哲伦云星团NGC1651中发现了支持单星族的巨星证据,我们发现,尽管NGC1651的主序转折区域远宽于单星族,其巨星带却异常狭窄,它仅与主序转折区域的蓝端相连(图8),狭窄的巨星带可以用单星族的理论曲线来拟合,暗示着这些巨星年龄是接近的[8]。类似的证据也在小麦哲伦云星团NGC411中发现了: NGC411的巨大主序转折区域仅与一条异常狭窄的巨星带相连接,强烈预示着它们形成于同一时期[9]。今年8月,我们发现另一个小麦哲伦云星团——NGC419,其巨星带的特征更加有趣,进一步证实了我们的预言[10]

 

图8. 中间是星团NGC1651恒星的颜色亮度分布图。该星团的转折区域需要用年龄相差4.5亿年的两条理论曲线(红色实线和蓝色虚线)才能“围起来”,然而,它的巨星却只能与年轻的一条曲线(蓝色虚线)拟合。(图片来源:Liet al., Nature (2014)[8])­­

6. 测量恒星自转——意义与挑战

除了星团主序拐点可能受到恒星自转影响外,年老球状星团中的著名多星族问题也可能部分源于恒星自转。对大量球状星团的观测表明,其恒星表面的化学成分差异远远大于同一片分子云的差异,暗示着一部分恒星或许形成于新的气体云。然而,现在我们知道,高速自转可以增强恒星内部的对流,使得恒星内部如同沸腾的开水一般将核心物质搬运到表面,从而导致我们测得恒星表面的化学性质出现变化。因此球状星团中,恒星之间各不相同的化学组分可能实际反映的是恒星内部化学组分的不均匀,而非星团曾多次循环形成恒星。

该怎样测量恒星的自转呢?对于我们的太阳来说,测量是很直接的——当太阳黑子出现时,持续观测太阳黑子在太阳表面的运动,就能推断出太阳表面不同位置的自转速度。基于这一原理,人们发现在赤道附近太阳的自转速度最大,但也不会超过2千米每秒。然而,大部分恒星并不能像太阳那样能分辨出轮廓,测量它们自转的方法主要是利用多普勒效应:恒星中包含的不同元素会在恒星的光谱上呈现出一条条波长不同的特征吸收线,这些吸收线在恒星不自转时非常狭窄,其主要展宽来源于自然展宽、热展宽以及仪器自身的误差。当恒星高速自转时,由于不同位置相对我们的速度不同,其不同位置发出的光的吸收线就会不同程度的蓝移或红移,从而整个恒星不同位置发出的光就会合成一条具有很宽的吸收线的光谱。因此,自转实际会给谱线造成额外的多普勒展宽,通过比对自转模型和观测到的恒星特征谱线的宽度,天文学家们就能推断出恒星的自转速度是多少。

不过,由于星团致密的物理环境,观测一颗恒星时很难避免来自它们邻近恒星的光污染,有时两颗恒星甚至直接重叠在一起分解不开,这一切都给天文学家们测量恒星的自转带来了很大的困难,因此目前大量的工作都只是针对那些远离致密星团的孤立恒星测量其自转速度,通过测量孤立恒星的自转速度,天文学家们发现,当恒星的质量达到太阳质量的大约1.3倍以上时,其赤道自转速度就很容易达到上百千米每秒[11],尽管这些恒星在宇宙中的数目只占大约7%,但它们在年轻星团中却很常见,这直接左右着天文学家们对星团性质的估测。正因为如此,天文学家们现在逐渐意识到测量星团中恒星自转的重要性:如果星团的恒星是单星族,测量它们的自转速度就能在其它物理参数不变的情形下估计自转对恒星演化的影响。因此,只有对致密星团中恒星的自转进行测量,才能够真正地增进我们对恒星结构与演化的理解,这也是基于目前已有的天文设备以及下一代望远镜的热点研究方向之一。 

参考文献:

[1] Che X. et al. 2011, ApJ, 732, 68
[2] BaumgardtH. & Kroupa P. 2007, MNRAS, 380, 1589
[3] Bastian N. et al. 2013, MNRAS, 436, 2852
[4] Milone A. P. 2009, A&A, 497, 755
[5] Mucciarelli A. et al. 2008, AJ, 136, 375
[6] Mucciarelli A. et al. 2011, MNRAS, 413, 837
[7] Bastian N. & de Mink S. 2009, MNRAS, 398, 11
[8] Li C. et al. 2014, Nature, 516, 367
[9] Li C. et al. 2016, MNRAS, 461, 3212
[10] Wu X. et al. 2016, ApJL, 826, L14
[11] Royer F., & Zorec J., & Gómez. 2007, A&A, 463, 671

作者简介

李程远,在华中师范大学获理学学士学位(2010),在北京大学获博士学位(2015),其后在中国科学院紫金山天文台担任项目研究员,现为澳大利亚Macquarie Research Fellow、澳大利亚天文协会会员。主要研究领域:星团的形成与演化、双星及蓝离散星。

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