如果你認為天文學家至今應該已經弄清楚了什麼，那就是恆星是如何形成的。關於恆星如何形成的基本想法可以追溯到18世紀的伊曼努爾·康德和皮埃爾-西蒙·拉普拉斯，而關於恆星如何發光和演化的細節則由20世紀上半葉的物理學家們研究出來。今天，支配恆星的原理在中學會教授，而暗物質等奇異物質則佔據了新聞頭條。恆星形成似乎是一個已經解決的問題。但事實遠非如此。恆星的誕生仍然是當今天體物理學中最活躍的課題之一。
最簡單地說，這個過程代表了引力戰勝壓力的勝利。它始於漂浮在星際空間中的巨大氣體和塵埃雲。如果雲層——或者更常見的是，這種雲層的密集部分，稱為星核——足夠冷和密集，其引力的向內拉力就會壓倒氣體壓力的向外推力，雲層就開始在自身重量的作用下坍縮。雲層或星核變得越來越密集和熾熱，最終引發核聚變。聚變產生的熱量增加了內部壓力，阻止了坍縮。新生的恆星穩定在一個動態平衡中，這種平衡可以持續數百萬到數萬億年。
該理論是自洽的，並且與越來越多的觀測結果相符。然而，它遠非完整。以上段落的每一句話都迫切需要解釋。特別是四個問題困擾著天文學家。首先，如果緻密星核是恆星的卵，那麼宇宙的“母雞”在哪裡？雲層本身必然來自某處，而它們的形成機制尚不清楚。其次，是什麼導致星核開始坍縮？無論引發機制是什麼，它都決定了恆星形成的速率和恆星的最終質量。
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第三，胚胎恆星之間是如何相互影響的？標準理論描述的是孤立的單個恆星；它沒有說明當恆星彼此靠近形成時會發生什麼，而大多數恆星都是這樣形成的。最近的發現表明，我們自己的太陽誕生於一個星團中，該星團後來已解散[參見西蒙·F·波特吉斯·茲瓦特的文章《“太陽失散多年的兄弟姐妹”》；《大眾科學》，2009年11月]。在擁擠的“託兒所”中長大與成為獨生子女有何不同？
第四，質量非常大的恆星是如何形成的？標準理論在構建質量高達太陽20倍的恆星方面效果良好，但對於更大的恆星則失效，因為它們巨大的光度應該在新生恆星積累到所需質量之前就將雲層吹散。更重要的是，大質量恆星用紫外線輻射、高速外流和超音速衝擊波轟擊周圍環境。這種能量反饋擾亂了雲層，但標準理論並未將其考慮在內。
解決這些缺陷的需求變得越來越迫切。恆星形成是天文學中幾乎所有其他事物的基礎，從星系的興起到行星的起源。如果不瞭解恆星形成，天文學家就無法指望剖析遙遠的星系，也無法理解在我們太陽系之外發現的行星。雖然最終答案仍然難以捉摸，但一個共同的主題正在浮現：一個更完善的恆星形成理論必須考慮新生恆星的環境。新恆星的最終狀態不僅取決於星核的初始條件，還取決於其周圍環境及其恆星鄰居的後續影響。這是宇宙尺度上的先天與後天之爭。
包裹在塵埃中
如果您在遠離城市燈光的黑暗地點仰望天空，您可以看到銀河系橫跨您的頭頂，其瀰漫的光流被黑暗的斑塊打斷。這些是星際雲。其中的塵埃粒子阻擋了星光，使其對可見光不透明。
因此，我們這些試圖觀測恆星形成的人面臨著一個根本問題：恆星掩蓋了自己的誕生。構成恆星的物質又厚又暗；它需要變得足夠緻密才能引發核聚變，但尚未做到這一點。天文學家可以看到這個過程是如何開始的，以及它是如何結束的，但是中間發生的事情本質上很難觀測，因為大部分輻射是在遠紅外和亞毫米波波長髮出的，在這些波長上，天文學家的工具箱與其他光譜部分相比相對原始。
天文學家認為，恆星的誕生雲是星際介質大迴圈的一部分，在這個迴圈中，氣體和塵埃從雲層迴圈到恆星，然後再返回。介質主要由氫組成；氦約佔質量的四分之一，所有其他元素加起來佔幾個百分比。其中一些物質是自宇宙大爆炸最初三分鐘以來幾乎沒有受到擾動的原始物質；有些是恆星在其生命週期中丟擲的物質；有些是爆炸恆星的碎片。恆星輻射將氫分子分解成其組成原子[參見羅納德·J·雷諾茲的文章《“恆星之間的氣體”》；《大眾科學》，2002年1月]。
最初，氣體是彌散的，大約每立方厘米有一個氫原子，但隨著氣體冷卻，它會凝結成離散的雲團，就像地球大氣中的水蒸氣凝結成雲一樣。氣體透過輻射熱量來冷卻，但這個過程並非易事，因為熱量逸出的途徑有限。最有效的方式是某些化學元素的遠紅外輻射，例如電離碳在158微米波長處發出的輻射。地球的低層大氣在這些波長下是不透明的，因此必須使用空間天文臺（如歐洲航天局去年發射的赫歇爾空間天文臺）或安裝在飛機上的望遠鏡（如平流層紅外天文臺（SOFIA））進行觀測。
隨著雲層冷卻，它們變得更加密集。當它們達到每立方厘米約1000個原子時，它們就足夠厚，可以阻擋來自周圍星系的紫外線輻射。然後，氫原子可以透過涉及塵埃粒子的複雜過程結合成分子。射電觀測表明，分子云包含從氫（H2）到複雜有機物的化合物，這些化合物可能為地球上的生命提供了物質[參見馬克斯·P·伯恩斯坦、斯科特·A·桑福德和路易斯·J·阿拉曼多拉的文章《“生命遙遠的原材料”》；《大眾科學》，1999年7月]。然而，在此階段之後，線索就中斷了。紅外觀測揭示了深深嵌入塵埃中的新生恆星，但在觀察從分子云到這些原恆星的最早步驟時遇到了困難。
20世紀90年代中期，當中程空間實驗和紅外空間天文臺發現密度如此之高（每立方厘米超過10,000個原子）的雲層，以至於它們甚至對通常可以穿透塵埃區域的熱紅外波長也不透明時，恆星形成的最早階段的情況開始發生變化。這些所謂的紅外暗雲比之前在光學波長下發現的雲層質量更大（是太陽質量的100到100,000倍）。在過去的幾年裡，兩個團隊使用斯皮策空間望遠鏡對它們進行了全面的調查：由威斯康星大學麥迪遜分校的愛德華·B·丘奇韋爾領導的銀河系遺產紅外中平面巡天（GLIMPSE）和由斯皮策科學中心的肖恩·凱里領導的MIPSGAL巡天。這些雲層似乎是分子云和原恆星之間缺失的環節。
事實上，暗雲和緻密星核可能代表了恆星質量確定的關鍵形成階段。雲層有各種各樣的質量；小的雲層比大的雲層更常見。這種質量分佈與恆星的質量分佈非常相似——只是雲層的質量系統地比恆星大三倍，這表明只有三分之一的雲層質量最終進入新生恆星。其餘的則以某種方式流失到太空。
這種分佈的相似性是因果關係還是僅僅是巧合仍有待證明。無論是什麼決定了恆星的質量，它都決定了恆星的整個生命歷程：是成為一顆早逝並災難性爆炸的大質量恆星，還是成為一顆壽命更長，更溫和地走向長夜的普通恆星。
是什麼扣動了扳機？
天文學家在第二個尚未解決的主要問題上也取得了一些進展，即是什麼導致雲層或星核坍縮。在恆星形成的標準模型中，星核最初處於美麗的平衡狀態，引力和外部壓力與內部熱壓力、磁壓力或湍流壓力相平衡。當這種平衡被打破，有利於引力時，坍縮就開始了。但是，是什麼觸發了這種失衡？天文學家提出了許多不同的方法。超新星爆發等外部力量可能會壓縮雲層，或者隨著熱量或磁場的消散，內部壓力可能會減弱。
哈佛-史密森天體物理中心（CfA）的查爾斯·拉達、歐洲南方天文臺（ESO）的若昂·阿爾維斯及其同事認為，熱支撐的緩慢消散是原因。透過在毫米波和亞毫米波波長（跨越無線電波段和紅外波段）對分子云進行測繪，他們已經能夠在附近的雲層中識別出大量相對靜止、孤立的星核。一些星核顯示出緩慢的向內運動的跡象，可能正在形成恆星的路上。一個極好的例子是位於天鷹座的巴納德335。它的密度結構正如人們所預期的那樣，如果雲層的熱壓力幾乎與外部壓力處於平衡狀態。中心的一個紅外源可能是一個早期階段的原恆星，這表明平衡最近向有利於坍縮的方向傾斜。
其他研究發現了外部觸發的證據。波恩馬克斯·普朗克射電天文學研究所的托馬斯·普雷比施及其合作者表明，天蠍座上部的廣泛分佈的恆星幾乎同時形成。不同的星核的內部壓力在同一時間消散將是一個相當大的巧合。一個更可能的解釋是，超新星引發的衝擊波席捲了該區域，並誘導星核坍縮。然而，證據是模稜兩可的，因為大質量恆星擾亂了它們的誕生地，使得重建它們形成的條件變得困難。另一個限制是難以看到質量較小的恆星（亮度較暗）以證實它們也是同步形成的。
斯皮策空間望遠鏡在這些問題上取得了進展。國家光學天文臺的洛裡·艾倫、CfA的澤維爾·P·柯尼格及其合作者在銀河系中被稱為W5的區域發現了一個引人注目的外部觸發例子。他們的影像顯示，年輕的原恆星嵌入在早期恆星輻射壓縮的緻密氣體袋中。由於壓縮是一個快速過程，這些廣泛分散的天體必定幾乎同時形成。簡而言之，恆星形成的觸發並非曾經認為的非此即彼的情況。這是一個“以上所有”的情況。
恆星育嬰室中的生活
撇開上述缺陷不談，標準模型相當好地解釋了孤立的恆星形成星核的觀測結果。但是，許多（也許是大多數）恆星是在星團中形成的，而該模型沒有考慮到這種擁擠的環境如何影響它們的誕生。近年來，研究人員開發了兩種相互競爭的理論來填補這一空白。用於模擬的計算能力的巨大進步對於完善這些理論至關重要。特別是斯皮策空間望遠鏡的觀測結果正在幫助天文學家在兩者之間做出選擇。
其中一種理論認為，相鄰星核之間的相互作用變得重要。在極端版本中，許多非常小的原恆星形成，快速穿過雲層，並競爭吸積剩餘的氣體。一些恆星比其他恆星長得大得多，而失敗者可能會被完全 ejected 出星團，從而產生一類在銀河系中漫遊的“恆星侏儒”。這種被稱為競爭吸積的圖景得到了聖安德魯斯大學的伊恩·邦內爾、埃克塞特大學的馬修·貝特等人的支援。
在另一種模型中，主要的外部影響不是星核之間的相互作用，而是氣體內的湍流。湍流有助於觸發坍縮，恆星的尺寸分佈反映了湍流運動的頻譜，而不是後來的物質競爭。這種湍流星核模型是由加州大學伯克利分校的克里斯托弗·麥基、加州大學聖克魯茲分校的馬克·克魯姆霍爾茨等人開發的。
觀測結果似乎支援湍流星核模型[參見蘇班喬伊·莫漢蒂和雷·賈亞瓦德哈納的文章《“棕矮星起源之謎”》；《大眾科學》，2006年1月]，但競爭吸積模型在恆星密度特別高的區域可能很重要。一個非常有趣的案例是著名的麒麟座聖誕樹星團（NGC 2264）。在可見光下，該區域顯示出許多明亮的恆星以及豐富的塵埃和氣體——恆星形成的標誌。斯皮策空間望遠鏡的觀測結果揭示了一個緻密的嵌入式星團，其中恆星處於不同的發育階段。這個星團提供了 turbulence 或競爭吸積留下痕跡的精確階段的快照。
最年輕的恆星，被確定為在長波長處發射比例最大的恆星，聚集在一個緊密的群體中。現在在ESO的保拉·S·特謝拉及其合作者已經表明，它們的間距大約為每0.3光年。這種規則的模式正是人們所預期的那樣，如果緻密星核是從一般的分子云中引力坍縮出來的，這表明雲層中的初始條件決定了坍縮的道路。然而，即使觀測結果支援湍流模型，影像也具有足夠好的解析度來分辨出一些所謂的原恆星不是單個天體，而是緊湊的天體群。其中一個由0.1光年半徑內的10個源組成。這些天體的密度如此之高，以至於競爭吸積必然正在發生，至少在小尺度上是這樣。
因此，與觸發機制一樣，恆星環境的影響並非非此即彼的選擇。湍流和競爭吸積都可以發揮作用，具體取決於情況。大自然似乎利用一切可能的方式來製造恆星。
超大尺寸恆星
大質量恆星是罕見且短命的，但它們在星系的演化中起著非常重要的作用。它們透過輻射和質量外流將能量注入星際介質，並在其生命末期，可以作為超新星爆炸，返回富含重元素的物質。銀河系中佈滿了此類恆星產生的氣泡和超新星遺蹟。然而，標準理論很難解釋它們的形成。一旦原恆星達到大約20個太陽質量的閾值，其輻射產生的壓力應該壓倒引力，阻止其繼續增長。除了輻射壓力外，如此大質量的恆星產生的星風會驅散其誕生雲，進一步限制其生長，並干擾附近恆星的形成。
克魯姆霍爾茨及其合作者最近的理論工作為解決這個問題提供了一種方法。他們的三維模擬顯示了恆星在所有意想不到的複雜性中的生長。物質的流入可能變得非常不均勻；緻密區域與星光流出的氣泡交替出現。因此，輻射壓力可能畢竟不會對持續增長構成障礙。緻密的下落物質也很容易形成伴星，這解釋了為什麼大質量恆星很少是孤立的。觀測者現在正在使用斯皮策空間望遠鏡對大質量恆星形成區域進行巡天，以尋找證實。但是驗證該模型將是棘手的。這些恆星的稀有性和短暫壽命使它們很難在形成過程中被捕捉到。
幸運的是，新的設施將很快幫助解決這個問題以及恆星形成提出的其他問題。赫歇爾空間天文臺和SOFIA（一架波音747飛機，可在地球大氣層中99%的遮蔽水蒸氣之上飛行）將觀測遠紅外和亞毫米波波長，在這些波長上，恆星形成最容易被看到。它們具有繪製星際雲中速度模式所需的空間解析度和光譜解析度。在更長的波長上，目前正在智利安第斯山脈建造的阿塔卡瑪大型毫米波/亞毫米波陣列（ALMA）將能夠以精細的細節繪製單個原恆星的地圖。
透過新的觀測，天文學家希望追蹤星際介質的完整生命週期，從原子雲到分子云，再到前恆星核，再到恆星，最終回到彌散氣體中。他們還希望觀測具有足夠角解析度的恆星形成盤，以便能夠追蹤物質從雲層中的下落，以及比較不同環境對恆星誕生的影響。
答案將波及到天體物理學的其他領域。我們看到的一切——星系、星際雲、恆星、行星、人類——都是由恆星形成成為可能的。我們當前的恆星形成理論還不錯，但它的缺陷使我們無法解釋當今宇宙的許多最重要方面。而在這些缺陷中，我們看到恆星形成是一個比任何人預測的都更豐富的過程。
注：本文最初以“多雲，有星”為標題印刷。