夜空是一片星海。在每個方向，明亮和昏暗的星星佈滿了地平線。有些星星似乎形成了獨特的圖案，我們將其識別為星座。然而，儘管這些圖案可能很迷人，但它們大多數只不過是人類思維的投射。在我們自己的星系和其他星系中，絕大多數恆星彼此之間沒有真正的物理聯絡。至少，現在沒有了。實際上，每顆恆星都以群體的形式開始其生命，周圍環繞著年齡幾乎相同的兄弟姐妹，這些兄弟姐妹後來才逐漸分離。天文學家之所以知道這一點，是因為一些被稱為星團的恆星搖籃仍然存在。“獵戶座星雲星團”可能是最著名的星團之一：在哈勃太空望遠鏡拍攝的影像中，它的恆星在塵埃和氣體翻滾的雲層中閃爍。你可以從後院看到昴星團：它是金牛座中的模糊斑塊。
星團差異巨大，從只有幾十個成員的脆弱星協到多達一百萬顆恆星的密集聚合體。有些星群非常年輕——只有幾百萬年的歷史——而另一些則可以追溯到宇宙的黎明時期。在星團內部，我們可以找到處於恆星生命週期各個階段的恆星。事實上，對星團的觀測為今天公認的關於單個恆星如何隨時間演化的理論提供了主要證據。恆星演化理論是20世紀天體物理學的偉大成就之一。
然而，對於星團本身的內部運作和演化，我們知之甚少。天文學家觀察到的各種形式是如何產生的？我們對單個恆星的瞭解遠多於對其形成的搖籃的瞭解！
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20年前，當我開始與義大利佛羅倫薩Arcetri天體物理天文臺的弗朗切斯科·帕拉合寫一本關於恆星形成的 graduate 教材時，我第一次意識到這種情況的諷刺之處。當時，我們兩人經常在加利福尼亞州伯克利和佛羅倫薩之間互訪。當我們追蹤這個豐富領域的眾多研究線索時，關於星團的未解之謎總是縈繞在我們的腦海中。
一天下午，當我們在斯特拉達咖啡館（自然而然地位於伯克利）休息時，一個答案的萌芽出現在我的腦海中。也許相同的物理力塑造了所有星團，無論它們目前的年齡和大小如何。也許一個簡單的變數可以解釋這些力如何作用於單個星團：每個星團誕生的母雲的質量。我將花費隨後幾十年的大部分時間來收集證據來支援這個預感。
多雲，有機會看到星光
當我開始這項工作時，天文學家對恆星如何形成以及它們形成的星團型別瞭解很多。恆星不是從空曠的空間中憑空產生的；相反，它們是在主要由氫分子以及其他元素和少量塵埃組成的巨大雲團中結合而成的。這些所謂的分子云分佈在所有星系中，並且每個分子云都施加引力——不僅對雲外部的恆星和其他物體，而且對雲本身的區域也施加引力。由於雲自身的引力，氣體和塵埃特別密集的區域會坍縮成原恆星。透過這種方式，從幾十個到數千個恆星的星團可以從單個分子云中產生。
星團通常分為五種型別，部分根據其年齡區分，部分根據其包含的恆星數量和密度區分。最年輕的恆星群，稱為嵌入式星團，位於雲層中，雲層如此濃厚，以至於從其成員恆星輻射出的可見波長光線完全被遮蔽。相反，我們只能看到嵌入式恆星加熱的塵埃的紅外輝光，並且無法辨別這些原始星團的詳細結構。它們仍然是一個持久的謎。
相比之下，球狀星團是最古老、人口最多的恆星群。它們可以追溯到宇宙的黎明時期，並且可以包含多達一百萬顆非常緊密地聚集在一起的恆星。這些成熟星團的母雲已經消失，內部的恆星完全可見。然而，最近的球狀星團位於銀河系盤之外的某個地方，因此天文學家也很難詳細研究它們。
因此，出於實際原因，我將我的理論限制在銀河系平面中出現的三種類型的星團，因此可以最好地看到它們。其中最稀疏的一種稱為T星協，因為它主要由最常見的年輕恆星型別組成，稱為金牛T星。（我們的太陽在年輕時是一顆金牛T星。）每個T星協都包含多達數百顆被母雲包圍但未完全遮蔽的恆星。T星協不會長時間保持在一起：觀察到的最古老的T星協大約有五百萬年的歷史——從宇宙的角度來看只是眨眼之間。
科學家們早就知道，T星協中母雲的質量遠大於其集體恆星後代的質量。我認為這個特徵解釋了這些星團的短暫壽命。質量決定了引力的強度：質量越大，引力就越強。因此，如果T星協中母雲的質量遠大於其成員恆星的質量，那麼一定是雲的引力——而不是恆星彼此施加的引力——將星團維繫在一起。如果雲消散，恆星就會飄散開來。天文學家認為，恆星風——從恆星中強力向外噴射的氣體——最終會剝離T星協的母雲，從而釋放先前束縛的恆星進入太空。
在銀河系中容易觀察到的第二種恆星群以兩種非凡的恆星命名，分別稱為O型和B型，它們是宇宙中最明亮和質量最大的恆星。這些星團被稱為OB星協，通常比T星協的恆星數量多約10倍，其中包括一些O型和B型恆星。“獵戶座星雲星團”就是一個熟悉的例子；它位於約1500光年之外，由四顆真正的大質量恆星和約2000顆較小的恆星組成，其中包括許多金牛T星。它擁有我們銀河系中恆星密度最高的區域。
所有年輕的OB星協都具有相似的高密度，並且都來自特別巨大的母雲。然而，儘管這些系統內部存在巨大的引力，但較老的OB星協中的恆星不僅在逐漸分散，而且還在積極地將自己拋射到太空中。天文學家之所以知道這一點，是因為相隔幾十年拍攝的成熟OB星協的影像顯示，成員恆星彼此之間的距離越來越遠。
這種快速分散的一個原因是恆星最初移動速度非常快。OB星協中母雲的巨大引力促使恆星成員以高速軌道執行。年輕的OB星協中充滿了這些速度極快的恆星，一旦母雲減少，它們就準備逃離星團。在OB星協中，母雲正受到O型和B型恆星在其短暫生命週期中釋放出的強烈紫外線輻射的圍攻。這些恆星的能量來源是核聚變，就像我們的太陽一樣，但它們燃燒得更加猛烈。例如，一顆典型的O型恆星的質量是太陽的30倍，但它的燃料在短短幾百萬年內就會耗盡。
在這個自焚過程中，紫外線輻射從恆星中射出並電離周圍的氣體——實際上，燒燬了母雲。“獵戶座星雲星團”中的塵埃和氣體因這種電離而發光。隨著母雲被燒燬，其引力減弱。當大質量恆星最終消亡並且母雲消失時，系統的引力再也無法容納那些較小、速度極快的恆星，它們將被遠遠拋射出去。
因此，T星協和OB星協都會自行解散，無論是透過溫和的損耗還是劇烈的擾動。然而，銀河系中第三種不太常見的恆星群卻非常穩定。這些星群被稱為疏散星團，擁有多達1000顆普通恆星，並且持續數億甚至數十億年。然而，它們的分子云和任何相關的引力早已消失。
昴星團就是這樣一個星團。它有1.25億年的歷史，其母雲可能已經消失了1.2億多年。同樣著名的畢星團，在天空中離昴星團不遠，有6.3億年的歷史。在我們銀河系的外圍，居住著數十個更古老的疏散星團。星團M67，一個由1000顆恆星組成的系統，在四十億年前誕生。
即使是疏散星團也不是不朽的；很少有比M67更古老的。天文學家認為，最終，附近經過的分子云的引力開始撕裂和分散這些系統。然而，它們仍然提出了一個令人困惑的問題。在過去的幾十年裡，研究人員已經對母雲的消散如何導致T星協和OB星協解體提出了令人滿意的解釋。但是，他們仍然沒有答案來解釋為什麼疏散星團中的恆星在雲消散後仍然能夠保持結合數百萬年。
推與拉
當我寫關於恆星形成的書時，我有充分的理由對星團形式的多樣性感到疑惑。我將疏散星團之謎視為更大一類問題的一部分：為什麼我們的星系只存在有限種類的星團？分子云如何“決定”它將產生哪種型別的星團？
我考慮了星團中起作用的力。總而言之，我選擇研究的三種類型的生命階段指向了兩個相反的過程：收縮，由母雲的引力引起；以及膨脹，由恆星風和電離輻射促進。每個產生恆星的雲都不同程度地受到這兩種相反的影響。在T星協和OB星協的情況下，膨脹最終獲勝。在疏散星團的情況下，膨脹和收縮似乎保持平衡，至少在成員恆星形成的關鍵時期是如此。
我推斷，雲中力的平衡因此決定了它的命運以及它產生的恆星星團的命運。我懷疑這種平衡的關鍵可能是母雲的原始質量。正如我已經解釋過的，雲的質量肯定決定了它的引力；雲的引力反過來又控制著它收縮的速度。雲質量也決定了雲產生的恆星數量。例如，低質量雲會緩慢收縮，導致其密度逐漸增加，從而產生少量普通恆星。稍後，來自這些恆星的風將逐漸剝離雲層，逆轉收縮並將成員恆星釋放到太空中。這種情況符合我們今天在T星協中觀察到的情況。
在另一個極端，質量大一個數量級的雲將經歷快速收縮，在近距離內形成許多新恆星。最終，該雲的核心將達到如此高的密度，以至於會誕生一些大質量恆星。然後，正如我們在OB星協中看到的那樣，來自大質量恆星的強烈輻射將迅速分散雲層，並且內部速度極快的恆星將向外移動。
最後，雲質量可能存在一箇中間範圍，對於該範圍，這兩種效應是相當的。這些雲的收縮速度與質量損失速度大致相同。結果是一個分子云，其中包含越來越多的年輕、緊密結合的恆星，但沒有真正的大質量恆星。即使恆星風吹走了雲層，這些緊密聚集的恆星之間的引力吸引力本身也足以使它們在很長一段時間內保持結合，其結構與天文學家所稱的疏散星團非常相似。
雲收縮
我的力平衡理論描述了母雲的起始質量如何決定收縮和膨脹的相互作用，從而決定了由此產生的星團的演化。然而，儘管天文學家可以在OB星協中直接觀察到膨脹和分散，但沒有人發現分子云曾經收縮的證據，更不用說以我的理論提出的方式收縮了。這種收縮肯定會發生在星團形成的最初階段，但最年輕的恆星群——嵌入式星團——卻難以直接觀測。我必須找到一種方法來證明更成熟的星團很久以前就經歷過收縮。
我從20世紀50年代後期加州理工學院天文學家馬爾滕·施密特的工作中獲得了一個線索。施密特觀察到，新恆星的誕生率取決於周圍氣體的密度。因此，我推斷，如果母雲過去確實收縮過，那麼它的密度就會增加，恆星形成率也會加快。因此，我的理論假設，每個恆星群的早期生命中都存在恆星形成的加速。
為了檢驗這個預測，我需要弄清楚如何測量星團中歷史上的恆星形成率。幸運的是，恆星演化理論提供了一種方法來做到這一點。在許多其他方面中，該理論描述了尚未燃燒核燃料的年輕恆星（例如金牛T星）隨時間的行為。金牛T星的質量與我們的太陽大致相同，亮度也一樣。但它們不是因為核聚變而發光，而是輻射其自身引力導致它們收縮時產生的壓縮熱量。隨著時間的推移，它們的壓縮速率減慢，而表面溫度升高。因此，隨著年齡的增長，恆星會以可預測的模式變得更暗更熱。
因此，如果你知道一顆金牛T星的表面溫度和亮度，你就可以知道它收縮了多久——換句話說，你可以確定它的年齡。我意識到，一個星團中所有這些恆星的年齡集合將揭示該星群的恆星形成歷史——成員恆星在何時以及以何種速率形成。
將這種方法應用於附近的天體群並不困難，因為這些天體群所需的資料最容易獲得。帕拉和我發現，對於所有仍然擁有大量雲氣的天體群來說，總的恆星形成率一直在隨時間增加。例如，在2000年，我們釋出的資料顯示，“獵戶座星雲星團”中的恆星形成率在其母雲消散之前的數百萬年中一直在加速。這一發現鼓勵我相信我的假設是正確的：在其歷史早期，所有形成星團的雲可能都會收縮。
2007年，當時的 graduate 學生埃裡克·赫夫（現任俄亥俄州立大學教授）和我構建了一個“獵戶座星雲星團”母雲的理論模型。我們的模型包括了我的理論假設的收縮力和膨脹力。在基於該模型的計算機模擬中，模擬雲按照我們預測的方式收縮。然後，我們應用了一個稱為施密特-肯尼卡特定律的經驗公式，該公式源自施密特的觀測和許多後續觀測，以推斷雲中一小塊區域密度隨時間增加將如何影響區域性恆星形成率。
我們的建模得出了加速的恆星形成率，該速率與帕拉和我從“獵戶座星雲星團”中恆星的年齡推匯出的加速度相匹配。這一額外發現進一步證實了力平衡理論的假設，即母雲在星團演化的早期階段會收縮。
星團膨脹
不幸的是，我用來測量和模擬“獵戶座星雲星團”等星團早期恆星形成率的方法不能應用於疏散星團，即那些奇怪地持久存在的星群，它們缺乏任何母雲的痕跡，但仍然受引力束縛。大多數疏散星團都太老了；它們的收縮和恆星形成時期——僅持續了數百萬年——僅佔這些星團總壽命的一小部分。用於辨別恆星年齡的工具沒有足夠的解析度。我們也無法模擬疏散星團的母雲；雲層在很久以前就消散了，以至於我們甚至無法猜測它們的質量或行為。到目前為止，疏散星團演化的早期階段仍然無法透過間接觀測來接近。
然而，可以使用所謂的N體模擬來模擬母雲已經消失的疏散星團的演化。在這種模擬中，計算機求解了描述多個物體在其相互引力作用下運動的複雜、相互關聯的方程。這種方法闡明瞭疏散星團在我的理論提出的最初恆星形成收縮之後會發生什麼，併為塑造星團膨脹的力提供了一些意想不到的見解。
儘管疏散星團非常穩定，但它們並非靜止不動。成員恆星之間的相互引力創造了一種持續、緩慢的攪動，就像在蜂巢中蜂擁而至的蜜蜂一樣，軌道恆星相互穿梭。N體程式碼描述了這種引力引起的舞蹈，它們非常高效，以至於可以在標準的臺式計算機上模擬像昴星團這樣由1200個成員組成的星群的演化。幾年前，我的 graduate 學生約瑟夫·M·康弗斯（現任加州大學伯克利分校教授）和我採用了這種數值方法來闡明昴星團的歷史。我們的策略是為星團猜測一個任意的初始配置，然後讓它演化1.25億年。我們將模擬星團與其實際對應物進行了比較，並更改了初始條件，直到N體模擬產生了一個類似於真實星團的星群。
我們所看到的讓我們感到驚訝。似乎昴星團在保持引力束縛的同時，自其雲層消散以來，或多或少均勻地膨脹了。軌道繁忙的恆星以莊嚴、穩定的步伐彼此遠離。這個結果與之前的分析相沖突，之前的分析預測，疏散星團中的恆星會緩慢地分離成一個由較重恆星組成的內部團塊和一個由相對較輕恆星組成的外層包層。這種分離模式稱為動力學弛豫，它是對引力束縛星團如何隨時間演化的標準描述。例如，已知球狀星團的行為方式就是如此。然而，即使我們將我們的N體模擬執行到未來9億年，膨脹仍在均勻地繼續，顯示了一個膨脹但仍然完好無損的昴星團在十億年後的樣子。
這一發現表明，經典分析忽略了塑造星團演化的力平衡中的一些關鍵因素。是什麼驅動了疏散星團的均勻膨脹？康弗斯和我證明，關鍵是雙星：成對的、近距離的、軌道執行的伴星，這在恆星群中非常常見。蘇格蘭愛丁堡大學的道格拉斯·赫吉在20世紀70年代中期進行的模擬表明，當第三顆恆星接近這樣一對雙星時，這三顆恆星會進行復雜的舞蹈，之後三顆恆星中最輕的一顆通常會高速噴射出去。噴射出的恆星很快會遇到其他成員並與它們分享能量，從而提高這些恆星的軌道速度並有效地“加熱”星團。在我們的N體模擬中，正是來自這些雙星相遇的能量導致疏散星團膨脹——儘管膨脹如此緩慢，以至於天文學家很容易忽略它。
持久的謎團
我對星團的研究為我的提議提供了一些證據，即分子云的原始質量決定了星團的結構及其演化。這項工作也為未來的研究提供了有希望的方向。例如，天文學家應該尋找方法來觀察我的研究預測的疏散星團的均勻膨脹。
但我的發現也突出了我們仍然對星團普遍存在的許多未知之處。儘管計算機模擬取得了進展，但我們仍然沒有工具來模擬母雲的某些區域如何變得足夠稠密以形成恆星。幾十年的無線電和紅外觀測也未能揭示這些雲的內部運動模式。恆星群的誕生階段——發生在嵌入式星團的濃厚塵埃中的階段——仍然籠罩在神秘之中。
然而，我和我的同事開發的力平衡模型可以幫助我們弄清楚關於這個階段和星團演化的其他方面的更多細節。我們希望透過分析研究和N體模擬相結合來驗證，以與其收縮速度相同的速度失去質量的雲確實會產生一個類似於疏散星團的引力束縛系統。我們還希望使用建模來探索新生T星協如何逆轉雲收縮，然後分散到太空中。例如，恆星風真的像天文學家假設的那樣發揮著關鍵作用嗎？
這項研究的影響將遠遠超出星團本身。儘管對銀河系中恆星群的研究長期以來一直是天文學的一個冷門領域，但它正迅速成為其他研究的中心。例如，一些天文學家認為，太陽形成於一個擁擠的OB星協中，並且鄰近恆星的近距離存在以某種方式擾亂了周圍的氣體和塵埃盤，從而塑造了我們的太陽系。孕育星團的分子云也是星際介質和整個星系演化的重要參與者。因此，星團可能掌握著更好理解整個宇宙的關鍵：從我們太陽系的誕生到超越它的一切事物的過去和未來。