張 昶，李金增，袁敬華

(1.中國科學院 國家天文臺，北京100101；2.中國科學院大學 天文與空間科學學院，北京100049)

1 引 言

通常，天文學家把質量小于3M⊙(M⊙為太陽質量)的恒星稱為小質量恒星，質量為3M⊙～8M⊙的恒星稱為中等質量恒星，質量大于8M⊙的恒星稱為大質量恒星。不同質量的恒星有著不同的形成和演化過程。

20 世紀60年代，天文學家在星際空間發(fā)現(xiàn)了分子云氣體和嵌埋在其中正在形成階段的原恒星(protostar)之后，恒星形成的過程才初步被人們所了解：對恒星形成的一個最基本看法是，恒星是由足夠大的氣體云在其自身引力作用下坍縮而成。在不考慮磁場和湍動時，分子云由自身引力引發(fā)坍縮的判據(jù)(即金斯判據(jù))是，分子云質量M必須大于金斯質量MJ。由能量平衡條件可求得：

其中，ρ是分子云的質量密度，T是溫度，G是引力常數(shù)，μ=1.36 是分子云的平均原子權重，mH是氫原子質量，n是粒子的數(shù)密度。由觀測得知，只有分子云才有可能滿足金斯條件，而原子云不能形成恒星。另一方面，自引力支配所要求的最小柱密度與CO 和H2等分子屏蔽紫外輻射，使分子云免遭破壞所要求的柱密度大致相等，這也表明恒星形成于分子云中[1]。

經過半個多世紀的觀測研究，天文學家對恒星形成過程已經有了很深入的了解，其中對于中小質量恒星形成過程更是如此。但是，大質量恒星形成過程始終不為天文學家所了解，其演化快、嵌埋深、反饋劇烈等一系列問題阻礙著天文學家對其形成過程的進一步研究。如今，已經有多種關于大質量恒星形成的理論模型被提出，但是沒有哪一種理論模型可以很好地與觀測現(xiàn)象相符合，因此，要想研究大質量恒星的形成過程，就必須通過特殊的觀測手段，找到大質量恒星形成早期階段的候選體。

因分子外向流普遍存在于恒星形成的大部分階段，且根據(jù)外向流的形貌和成分組成，我們可以揭示中心原恒星的性質，所以分子外向流自然成為了恒星形成領域熱門的研究對象。經過對分子外向流近40年的觀測和理論研究，人們發(fā)現(xiàn)，通過研究分子外向流，可以揭示中心星的部分性質。此外，分子外向流還在不同尺度上影響著恒星的形成，甚至是整個巨分子云的熱能和湍動的來源。可以說，分子外向流對于恒星形成既有促進作用，也有抑制作用。

近十幾年來，隨著紅外空間望遠鏡巡天項目的發(fā)展，天文學家通過分析紅外巡天數(shù)據(jù)取得了豐碩的成果，其中最引人注目的成果之一便是發(fā)現(xiàn)了在大質量恒星的早期形成階段分子外向流的優(yōu)秀候選體——綠色延展天體(extended green object,EGO)。對已經證認出的300余個EGO 進行多波段觀測后發(fā)現(xiàn)，大部分EGO 與大質量恒星形成活動有很強的相關性，這無疑在很大程度上豐富了大質量恒星形成的研究手段。目前，大質量恒星形成已經成為天文學研究的熱門課題。

2 恒星形成的基本理論

2.1 小質量恒星

一般來說，天文學家把質量小于8M⊙的恒星統(tǒng)稱為小/中質量恒星，因為這類恒星形成的過程較為相似。自從20 世紀60年代射電望遠鏡被大規(guī)模用于天文觀測以來，天文學家在星際空間首次發(fā)現(xiàn)了分子氣體和分子云的存在[2–4]。這項被稱為20 世紀天文學四大發(fā)現(xiàn)之一的重大成果使人們在很大程度上提高了對恒星形成的認知。

根據(jù)現(xiàn)有理論，恒星形成于星際的分子云中，且這種冷暗的分子云通常只有10 K 左右的溫度，其空間尺度可以達到幾秒差距至幾百秒差距，總質量高達幾十至上千倍太陽質量。小質量恒星通常不會單獨形成，分子云受到擾動時會碎裂成與其金斯質量相當?shù)男≡坪?，小質量恒星便在小云核中形成。小質量恒星在各形成階段的典型尺度如圖1所示。

圖1 小質量恒星在各形成階段的尺度[5]

現(xiàn)在，天文學家對小質量恒星的形成過程已經較為了解。Shu 等人[6]將小質量恒星的形成過程劃分成四個主要的階段?；谏鲜隼碚撃Ｐ停琇ada[7]根據(jù)能譜分布把早期階段的年輕星分成三種類型：Class Ⅰ,Class Ⅱ和Class Ⅲ，并根據(jù)這三類年輕星的演化情況構建了小質量恒星形成的時間演化序列。后來，Andre 等人[8]又在此基礎上觀測證實了處于更早期的恒星演化類型——Class 0。Bachiller[9]對這四個階段對應的能譜分布(spectral energy distribution,SED)進行了總結歸納(如圖2所示)，得出了現(xiàn)在較為公認的小質量恒星的形成過程。

(1)分子云/分子云核階段：星際空間中的冷暗分子云最初處于壓力平衡狀態(tài)，即內部熱壓與自引力基本平衡的狀態(tài)。此時的分子云會緩慢地旋轉和收縮，分子云內溫度上升。當分子云內熱壓不足以對抗自身引力，即分子云質量大于金斯質量時，分子云會碎裂成金斯質量大小的分子云核。由于角動量守恒，此時的分子云核會以更快的速度旋轉。

(2)引力坍縮階段：當分子云核內熱壓無法抵抗自身的引力時，云核便開始向內坍縮。由于云核外層氣體的角動量較大，中心區(qū)域的角動量較小，根據(jù)角動量守恒定律，外層氣體不會馬上落入中心區(qū)域，而是圍繞中心區(qū)域旋轉，形成一個旋轉的偏平吸積盤(accretion disk)(典型小質量恒星的吸積盤的尺度約為幾十到上百個天文單位)；靠近中心區(qū)域的氣體會直接落入引力勢阱中，并在中心區(qū)域形成原恒星。

圖2 小質量恒星形成過程及其各階段對應的能譜分布[9]

(3)物質吸積階段：云核中的大部分物質不會馬上落入中心的原恒星，而是聚集在旋轉的吸積盤上。中心的原恒星通過從其兩極區(qū)域產生的高準直性噴流(jet)/分子外向流(outflow)釋放氣體的多余角動量，使吸積盤中的物質得以下落到原恒星上，從而使原恒星質量持續(xù)增加。

(4)物質驅散階段：隨著吸積盤中的物質不斷落入中心星中，原恒星內部的熱壓和光壓不斷增大，導致吸積率下降，外向流張角變大。當原恒星的質量達到點燃熱核反應的要求時，中心原恒星的質量不再有實質性的增長，而是開始準靜態(tài)收縮，并且表面出現(xiàn)對流層。此時中心星進入零齡主序階段。因中心星的輻射和星風的影響，吸積盤中殘留的物質不會繼續(xù)下落到中心星上，而是部分形成行星系統(tǒng)，部分被驅散。

上述這四個理論預言的階段已經得到了實際觀測的證實。天文學家利用從光學到紅外，再到毫米射電波段的觀測設備，成功地找到了小質量恒星形成的各個階段所對應的現(xiàn)象。例如，19 世紀被光學望遠鏡所發(fā)現(xiàn)的Burnham 星云，在1940年被命名為赫比格-阿羅天體(Herbig-Haro object,HH object)。HH 天體被認為是新生恒星的噴流與星際物質高速碰撞時所產生的帶有明亮光學輻射的天體，所以HH 天體是恒星形成早期活動在光學波段的很好的示蹤物。旋轉的吸積盤還會激發(fā)盤上氣體，在紅外波段形成明亮的輻射，高速噴流和分子外向流也會激發(fā)其中的特征分子(如CO,SiO,HCO+,CH3OH 等)譜線和分子脈澤發(fā)射(如CH3OH,H2O 等)。以上這些輻射均被天文學家利用紅外到射電波段的望遠鏡所探測到。

目前，小質量恒星的形成機制已經較為明確。雖然如脈澤現(xiàn)象的抽運機制和外向流形成的物理過程等問題未被解決，但是小質量恒星的形成理論總體是正確的。

2.2 大質量恒星的形成

作為宇宙空間中高能光子輻射和重金屬元素的主要貢獻者，大質量恒星在星際介質的物理與化學演化，以及星團和星系的形成和演化中扮演著重要角色。但是，大質量恒星形成的基本理論還未建立。與小質量恒星的研究相比，大質量恒星的研究工作要滯后很多，其主要原因是：一方面，在大質量恒星形成過程中，由于較強的紫外輻射對其初始形成環(huán)境的破壞，形成大質量恒星的初始環(huán)境變得無法追溯。此外，致密的云核中還同時蘊藏著一系列恒星、星團和O/B 星協(xié)[10]，因此，研究對象更加復雜?？梢哉f，目前對于大質量恒星的誕生和最早期演化階段的研究，無論在觀測上，還是在理論上都較為匱乏。另一方面，由于大質量恒星的演化時標遠小于小質量恒星的(如O 型星的開爾文-亥姆霍茲時標τK-H<104a)，因此，大質量恒星幾乎沒有一個明確的主序前演化階段，而是直接進入主序階段[11]。此外，大質量恒星通常形成于巨大的稠密分子云核中，因此周圍的分子包層很厚，即使大質量恒星已經形成，它仍然有一段時間被深埋在分子云核中。被嵌埋的大質量恒星會發(fā)出大量高能光子，周圍的分子云核會被這些高能光子電離，因此，分子包層內會形成典型尺度小于0.03 pc 的超致密電離氫區(qū)(hyper compact H Ⅱregion,HCH Ⅱ)[12]。這種仍然嵌埋在母分子云中的超致密電離氫區(qū)是新形成大質量恒星的重要演化階段和表現(xiàn)形式。在這種情況下，天文學家只有通過觀測其離子、原子和分子在紅外和射電波段的電磁輻射來研究它們，通常的光學波段觀測是無效的。

Zinnecker 和Yorke[13]將大質量恒星的形成過程劃分成四個主要的演化階段：(1)紅外暗云(infrared dark cloud,IRDC)；(2)熱分子云核(hot core)；(3)超致密電離氫區(qū)(ultra compact H Ⅱregion,UCH Ⅱ)，其典型尺度為0.05～0.1 pc[14,15]；(4)致密與經典電離氫區(qū)。根據(jù)目前的觀測和理論分析，第三個階段，即超致密電離氫區(qū)，是大質量恒星已經形成的判據(jù)[16]。那么，若試圖研究大質量恒星形成的原初條件，就要在大質量恒星開始熱核反應之前將其從第一或者第二演化階段的候選體中有效地篩選出來。

觀測大質量恒星的形成過程存在諸多困難，因為其形成理論還未被建立，但這并不妨礙天文學家提出各種關于大質量恒星形成過程的猜測和理論模型。迄今為止，主要有三種大質量恒星形成過程的理論模型。

(1)單體吸積模型：在第2.1 節(jié)里我們描述了小質量恒星形成的過程。因為此形成模型已經被證實是正確的，所以，天文學家自然而然地延續(xù)這個思路，提出了大質量恒星單體吸積形成模型。此模型可以看作是小質量恒星形成模型的放大版本。人們認為大質量恒星誕生于大型分子云核中，其形成過程和物理現(xiàn)象與小質量恒星類似，只是過程更加劇烈。但是，人們通過進一步的數(shù)值模擬計算發(fā)現(xiàn)，當中心原恒星所吸積質量達到10M⊙時，原恒星的輻射光壓和內部熱壓就可以與自身引力相抗衡，以致吸積盤上的物質停止下落到原恒星上。這樣，原恒星的質量將被限制在10M⊙之內，這顯然不符合觀測事實。隨后，支持此模型的天文學家提出，光子可以從兩極區(qū)域由噴流和外向流活動而清掃出的高透明度柱狀空腔中逃逸，從而使原恒星內部的光壓減小。這種假設的模擬結果是，原恒星質量上限可提高到近100M⊙[17–20]。但是，由于該模擬中沒有考慮分子外向流所帶出的物質質量的影響，只是根據(jù)云核質量給出可以形成的最大恒星的質量上限，故這種理論還是存在缺陷。另外，單體吸積模型還存在一個重大的缺陷，即形成大質量恒星的紅外暗云基本上不可能達到很大的金斯質量。金斯質量決定著分子云碎裂后形成的云核質量，即限制著在云核中形成的恒星的最大質量，而金斯質量又是由分子云的溫度所決定，因為大質量恒星形成于紅外暗云中，而紅外暗云的內部溫度較低(10～20 K)，因此，紅外暗云的金斯質量不會很大，其碎裂所形成的云核質量也不會很大。這點與觀測事實相符：云核質量基本不會超過20M⊙?？紤]到恒星形成效率(即最終形成的恒星質量與云核的質量之比)約為30%，故20M⊙的云核不可能形成大質量恒星。根據(jù)最新支持此模型的理論，紅外暗云可以通過內部較強的湍動和熱壓的共同作用，達到較大的金斯質量，從而形成較大質量的云核[21–24]。但是此假設充滿了不確定性，因為湍動是一個隨機的、非各向同性的過程，如果紅外暗云僅因湍動就形成較大質量的云核，這未免顯得太過巧合。

(2)競爭吸積模型：根據(jù)競爭吸積模型，人們認為，紅外暗云在受到外界擾動時會碎裂成質量與金斯質量相近的較小云核。這些較小的云核在各自引力作用下會坍縮形成小質量恒星，而處于引力優(yōu)勢位置(如靠近分子云中心)的云核會從其他云核吸積物質，從而使自身的質量增長。這些增長的質量又會通過吸積盤持續(xù)下落到原恒星上，使得原恒星質量持續(xù)增長。這種模型也很好地解釋了大質量恒星大多處于星團中心位置的原因(如圖3所示)，以及大質量恒星大多有伴星系統(tǒng)的原因。這些問題都是用單體吸積模型無法解釋的[25]。競爭吸積模型與單體吸積模型的最主要區(qū)別在于形成大質量恒星的云核完成物質積累所處的階段[26]：單體吸積模型的云核質量確定于紅外暗云發(fā)生碎裂之時，而競爭吸積模型的云核質量會隨著原恒星的質量增長而一同增長。Zinnecker 和Yorke[13]用兩個經濟學現(xiàn)象對競爭吸積現(xiàn)象進行了生動的描述。類似于房地產中的樓盤，分子云核在原恒星團中所處的位置對其最終形成的恒星質量有重要影響，離星團中心越近的云核，形成大質量恒星的概率越大。另一個是金融業(yè)中“富者越富”現(xiàn)象，即在競爭中具有優(yōu)勢的原恒星在吸積物質方面會越來越有優(yōu)勢。另外，根據(jù)競爭吸積模型，人們認為分子云中正在形成的恒星基本上處于同一形成和演化階段。這一點與單體吸積模型所代表的觀點不一樣。根據(jù)單體吸積模型，人們認為分子云中的大質量恒星形成于小質量恒星形成之后，即大質量恒星的演化階段晚于小質量恒星的演化階段。因為根據(jù)此模型，大質量恒星一旦形成，其強大的高能輻射將驅散其周圍可用于形成恒星的分子云，以致其他恒星難以形成。Cyganowski 等人[27]通過對G11.92-0.61 大質量恒星形成區(qū)的持續(xù)觀測研究，發(fā)現(xiàn)其中存在大質量恒星與小質量恒星處于同一演化階段的現(xiàn)象。雖然不能以此為依據(jù)斷定競爭吸積模型是正確的，但這個發(fā)現(xiàn)是支持此模型的有力證據(jù)。

圖3 競爭吸積模型示意圖[28]

(3)星體碰撞并合模型：通過小質量恒星碰撞并合產生大質量恒星這一觀點，雖然在理論上不存在缺陷，但與數(shù)值模擬和實際觀測結果并不一致，至少現(xiàn)在還沒有直接的觀測證據(jù)支持該觀點。發(fā)生星體碰撞并合的主要困難是宇宙中恒星數(shù)密度太小，即使是在恒星數(shù)密度最高的星團中，恒星數(shù)密度也只有103pc?3。針對此模型進行的數(shù)值模擬顯示[29]，在1 pc3的空間內，兩顆0.5M⊙的恒星相互靠近至20 AU 的距離時會受到引力的束縛，并在靠近至2 AU 時發(fā)生并合。數(shù)值模擬顯示，在1 pc3的空間內，恒星數(shù)密度需要達到108pc?3時碰撞并合才能有效地發(fā)生。另外，恒星的碰撞并合是一個非常劇烈的過程，并合過程中的高能活動很可能激發(fā)出強烈的高能光子閃光。遺憾的是，現(xiàn)在并沒有探測到符合此模型的高能活動。

本章主要簡述了研究大質量恒星形成的困難和該領域內提出的大質量恒星的主要演化模型：單體吸積模型、競爭吸積模型和星體碰撞并合模型。前兩個模型之間并不是絕對獨立和排斥的，大質量恒星的形成過程很可能混合著這兩種模式同時進行，我們現(xiàn)在討論得更多的是哪個模式占主導地位。星體碰撞并合模型在理論上不存在缺陷，但實際上因為恒星數(shù)密度太低，所以星體碰撞并合過程難以發(fā)生。不過在諸如銀心等恒星極端密集的區(qū)域還是有可能發(fā)生星體碰撞并合的，但受限于現(xiàn)在的觀測手段和較長的恒星并合時標(106～107a)，到目前為止還沒有探測到這類現(xiàn)象。

3 分子外向流和綠色延展天體

3.1 分子外向流

自從1980年Snell 等人[30]在L1551 恒星形成區(qū)首次發(fā)現(xiàn)分子外向流以來，人們經過近40年的研究發(fā)現(xiàn)，分子外向流普遍與正在形成階段的原恒星成協(xié)。示蹤分子外向流的連續(xù)譜輻射和多分子譜線輻射覆蓋了從射電至X 射線的多個波段，天文學家利用這些譜線可以確定外向流的物理性質、化學組成、視向速度和自行等信息?？茖W技術的快速發(fā)展，以及近年來一批廣域近/中紅外空間望遠鏡的發(fā)射升空和位于地面的綜合孔徑干涉厘米/毫米波射電望遠鏡陣列的建成，對恒星形成和分子外向流領域的研究起到了很大的推進作用。許多分子外向流起源于復雜的分子云系統(tǒng)中，雖然大多數(shù)外向流是雙極結構，并與高準直的噴流成協(xié)，但是部分外向流仍呈現(xiàn)出各向同性的噴發(fā)現(xiàn)象。通過觀測分子外向流的形態(tài)結構和速度場的分布，人們可以得到系統(tǒng)的物質流出速度和質量流出率等信息，甚至在某些情況下，還可以得到外向流的方向和準直程度。外向流的強度與原恒星的光度成正相關，但是會隨著演化的進程而減弱：處于極早期階段的分子外向流可以被CO,SiO,H2O 和H2等分子所示蹤；而處于晚期階段的分子外向流的規(guī)?？梢栽鲩L到幾個秒差距的量級，并且能被激波所激發(fā)的原子和離子的輻射所示蹤，例如H 的復合線，以及[S Ⅱ] 和[O Ⅱ] 等[31]。分子外向流向周圍環(huán)境傳輸動量和物質，是恒星形成系統(tǒng)中自我調節(jié)的重要過程。

3.1.1 分子外向流的基本觀測性質

過去十余年，SMA,CARMA,PdBI 及ALMA 等毫米和亞毫米波干涉儀的建造，使得人們對外向流的認識能力得到了空前的提升。利用這些儀器開展的分辨率達到角秒，甚至亞角秒量級的觀測結果，成功地揭示了外向流的眾多性質。目前，人們對小質量外向流有著較為充分的認識。它們一般大小為0.1～1 pc，外流速度可達10～100 km·s?1，質量外流率可達10?6M⊙a?1[32]。大部分小質量外向流呈雙極形態(tài)，且具有較高的準直性。典型的準直因子約為3[33]，最高可達20[34]。

近些年來，對大質量外向流的研究受到了更多的重視。天文學家利用中遠紅外到射電波段的巡天數(shù)據(jù)，對大質量恒星形成區(qū)外向流進行了大量的統(tǒng)計分析，并取得了進一步成果。K¨onig 等人[35]和Urquhart 等人[36]利用多波段內銀道面的巡天數(shù)據(jù)將大質量團塊的演化階段進行了分類；Traficante 等人[37]在一批極早期大質量的星前團塊中發(fā)現(xiàn)了與之成協(xié)的外向流；Yang 等人[38]通過對919 個大質量團塊觀測數(shù)據(jù)進行分析，發(fā)現(xiàn)其中325 個團塊存在大質量外向流現(xiàn)象，且外向流與UCH Ⅱ/HCH Ⅱ區(qū)的成協(xié)率達到90%左右，這也充分說明外向流是大質量恒星形成時普遍存在的現(xiàn)象。通過近20年的統(tǒng)計性研究，人們發(fā)現(xiàn)，來自大質量年輕星外向流的質量外流率為10?5M⊙～10?3M⊙a?1，機械光度為10?1L⊙～102L⊙(L⊙代表一個太陽光度)，動量外流率為10?4M⊙～10?2M⊙km·s?1·a?1[34,39,40]。相對來說，大質量外向流具有較低的準直性，典型的準直因子約為2[33]。也有一些具有較高準直性的外向流或噴流在早型B 型年輕星系統(tǒng)中被觀測到[41,42]，但它們一般都非常年輕(小于104a)[34]。在年齡大于104a 的B 型和O 型年輕星系統(tǒng)中觀測到的外向流具有大的張角和較差的準直性。相對于小質量外向流，大質量外向流出現(xiàn)多極形態(tài)的概率更高。這些觀測上的性質差異起源于大質量恒星形成過程與小質量恒星形成過程的不同。形成大質量恒星時發(fā)生的劇烈且復雜的物理過程及其產生的強力反饋對大質量外向流的形態(tài)和準直性有著重要影響。此外，成團過程中形成的大質量恒星也增加了大質量外向流的復雜性。

研究表明，小質量和大質量外向流間存在一些相似的觀測特征。外向流的質量M與速度v存在一個分段的冪律關系，即dM(v)/dv ∝v?γ(γ表示冪律)。在低速度端，γ處在1～3之間；而在高速度端，γ值較大，有時可達10[43–45]。該關系說明，外向流的質量分布隨外流速度的增加呈冪率下降。這一趨勢在年老和高能的外向流中更為明顯(對應更大的γ值)。Wu等人[33]對近400 個不同質量外向流的統(tǒng)計研究表明，外向流的質量、作用力和機械光度與激發(fā)源的熱光度間存在著密切的關系，它們都隨著熱光度而遞增。這些特點也符合更大質量年輕星具有更劇烈反饋的推論。

3.1.2 分子外向流的起源

整體而言，分子外向流的結構和動力學特征表明，外向流是由來自吸積盤范圍內的星風所驅動的，而位于中心的致密核心被低密度和低速度的廣角星風所包圍。一般來說，外向流的驅動模型可分為噴流驅動和星風驅動兩個獨立的模型，盡管在實際研究中這兩個模型總是難以徹底區(qū)分[46]。

在100 K 溫度下，分子云中的聲速僅有1 km·s?1，從原恒星中噴出的噴流速度遠遠超過本地聲速，故噴流會在分子云中產生激波。噴流沖入分子云時會在前端產生一個弓形激波，該激波會將周圍的物質清掃進一個薄的殼層中[47,48]。此時的激波具有雙層結構：外層使分子云中的物質加速，內層使噴流減速。弓形激波是由于在噴流頂端的工作面(working surface)(在噴流路徑上發(fā)現(xiàn)的很多HH 天體就像老樹的節(jié)，天文學家認為這些HH 天體是激波面，故稱為工作面)邊界上的壓力作用而產生的。包圍噴流的外向流殼層是由夾在兩層激波中的高壓氣體沿橫向滑出產生的更大的弓形激波面與近鄰湍動氣體作用而形成的，這正是高壓氣體橫向流動的驅動源。弓形激波的張角往往較小，因為處在工作表面外側的冷卻氣體限制了殼層的橫向力[49]，因此，殼層的寬度與中心原恒星到噴流頂端距離的平方根成正比[50]。弓形激波模型存在難以解釋廣角外向流的問題，然而，在某些系統(tǒng)中出現(xiàn)的速度特性與弓形激波模型的預測結果吻合得很好。

而在廣角星風模型中，星風的橫向動量與激波氣體殼層中的橫向壓力相比是很大的。由于動量守恒，星風將橫向動量傳遞給周圍的物質，于是，星風就像掃雪機一樣清掃出一個張角很大的殼層。Shu 等人[51]基于星風模型提出了可以解釋廣角外向流形成機理的星風驅動殼層模型。Li 和Shu[52]以及Matzner 和McKee[53]進一步提出，產生星風的吸積盤具有密度分層現(xiàn)象(ρ ∝r?2)。另外，廣角星風驅動模型的數(shù)值模擬結果也較好地與大張角和年老的外向流觀測結果相吻合。

3.1.3 分子外向流對環(huán)境的反饋

分子外向流是恒星形成過程中普遍存在的現(xiàn)象，這種恒星形成的示蹤物同時也在恒星形成過程中扮演著重要的角色。外向流龐大且劇烈的質量和能量流出對云核，乃至母分子云產生了強烈而深遠的反饋作用，給恒星的形成帶來兩種截然不同的影響：一方面，外向流帶走吸積盤上物質的多余角動量和原恒星內部強大的光壓，使得物質可以持續(xù)下落到原恒星表面，從而使原恒星的質量增長，促進恒星形成；另一方面，外向流也從原恒星和云核中帶走大量物質，并將大量動能注入母分子云中，從而使恒星形成的環(huán)境變得不穩(wěn)定，并且使恒星的質量增長得到抑制。我們將分子外向流對環(huán)境的影響范圍從小到大分為三個尺度，并進行討論。

(1)原恒星和吸積盤尺度(1～1 000 AU)

雖然分子外向流的起源和形成的具體原理尚不可知，但是外向流和吸積盤普遍成協(xié)已經是不爭的事實。在恒星形成的吸積物質階段，分子氣體遵從角動量守恒定理形成一個吸積盤，而不會直接下落到原恒星表面，分子外向流則釋放吸積盤上氣體的多余角動量。理論上，氣體的多余角動量可以通過平行于吸積盤的方向和垂直于吸積盤的方向釋放，即通過粘滯作用橫向轉移和磁場作用下形成星風/噴流/外向流。數(shù)值模擬結果表明，通過橫向作用釋放多余角動量的作用較小[54,55]，吸積盤上的物質主要通過垂直于盤方向的噴流和外向流轉移角動量。在這個最小的尺度上，分子外向流的作用是促進物質吸積，從而使得原恒星質量得以持續(xù)增長。

(2)包層和分子云核(1 000 AU～1 pc)

分子外向流的典型速度約為50 km·s?1。當外向流延伸至包層和分子云核的范圍中一段時間后，原恒星進入吸積晚期階段。這時外向流張角變大，準直性變差，外向流影響的范圍逐漸增大。由于外向流攜帶了大量動量，因此，它將夾帶包層中的物質沖出分子云核的范圍，從而使包層和云核中的物質密度下降[56]。在這個尺度上，分子外向流是云核內物質損失的主要原因，它在一定程度上限制了原恒星的最大質量，以致云核與恒星的質量轉化率普遍只有50%左右[57]。

(3)母分子云(1～100 pc)

對母分子云產生重要影響的外向流活動一般來自大質量恒星。大質量的外向流所攜帶的動量和能量是分子云中湍動和熱量的主要貢獻者[58,59]。大質量原恒星激發(fā)的外向流所攜帶的大量動量可使母分子云中物質速度增加，分子譜線展寬[60]，并使分子云的位力質量增加，從而使分子云坍縮變得困難；大質量外向流所攜帶的較高溫度的物質也會加熱母分子云，使分子云的金斯質量提高，從而在一定程度上阻止分子云碎裂成云核，進而形成恒星?？傮w來說，外向流在母分子云這個尺度起到抑制恒星形成活動，降低恒星形成效率的作用。

3.2 綠色延展天體

天文學家為了研究大質量恒星形成的原初條件，需要在大質量恒星開始熱核反應之前將其從第一或者第二演化階段的候選體中有效篩選出來。幸運的是，近年來出現(xiàn)的先進觀測設備使天文學家有可能追蹤恒星形成的更早期過程，特別是在2003年發(fā)射升空的斯皮策空間望遠鏡(Spitzer Space Telescope,SST)，人們利用在其上搭載的紅外陣列相機(infrared array camera,IRAC)對大面積天區(qū)開展了紅外巡天工作。其中最矚目的成果之一便是英國天文學家Cyganowski 等人[61]基于Spitzer/GLIMPSE 觀測數(shù)據(jù)，在內銀道面中(10?<|l| <60?,|b| <1?)發(fā)現(xiàn)了大質量年輕星驅動的300 余顆外向流候選體。在激波環(huán)境中易被激發(fā)的H2(0—0)(其分子能級為(9,10,11))和CO(1—0)發(fā)射使得外向流往往在4.5μm 寬帶圖像上呈現(xiàn)延展結構。在把4.5μm 發(fā)射渲染成綠色的合成三色圖中，外向流便自然呈現(xiàn)出綠色延展結構，因此，這類天體又被稱為綠色延展天體。源表中首個EGO 天體圖像如圖4所示。

圖4 EGO 源表中首個EGO 天體圖像[61]

隨后，Chen 等人[62]在2013年使用Spitzer/GLIMPSE2 巡天數(shù)據(jù)在銀道面銀心方向(|l| <10?,|b| <1?)證認出98 顆新EGO 天體，將EGO 天體數(shù)量擴展至400 余顆。多數(shù)EGO 天體擁有兩處被認為是明顯的雙極外向流的區(qū)域。根據(jù)恒星形成理論和觀測事實，雙極外向流是恒星形成早期階段的主要特征之一，因此，EGO 天體是大質量恒星形成的候選體。研究表明，強烈的激波活動可以增強H2分子在4.5μm 波段的輻射，這種反常的輻射增強現(xiàn)象必定由強烈的動力學效應引起的。小質量恒星形成時的吸積和外向流過程則難以達到形成EGO 的要求，或者即使能夠形成類似的發(fā)射，但無法形成延展狀結構。后來，人們在EGO 天體中探測到了普遍存在的Ⅰ/Ⅱ型CH3OH 脈澤和H2O 脈澤[63–65]。Ⅰ型CH3OH 脈澤和H2O 脈澤被認為與外向流活動相關，而Ⅱ型CH3OH 脈澤通常被認為與大質量恒星形成區(qū)成協(xié)。以上探測結果進一步表明，它們是大質量外向流候選體。此外，就以往直接探測到的分子外向流而言，EGO 天體的動力學年齡非常小(小于104a)，因此可以說，探測EGO天體是尋找外向流，進而尋找處于形成早期的大質量原恒星的一個很好的途徑。天文學家可以利用EGO 天體探測結果，在統(tǒng)計的規(guī)模上尋找大質量恒星形成的規(guī)律。

在EGO 天體被發(fā)現(xiàn)之后，位于北天可觀測的EGO 天體首先被天文工作者用射電望遠鏡進行分子譜線的低分辨率觀測。Chen 等人[66]利用位于青海德令哈的13.7 m 口徑毫米波射電望遠鏡對北天的88 個EGO 天體進行了HCO+(1—0),12CO,13CO,C18O(1—0)的分子譜線觀測，并在29 個源中(約占33%)發(fā)現(xiàn)了藍端不對稱輪廓(blue asymmetric profiles)，19個源中發(fā)現(xiàn)了紅端不對稱輪廓(red asymmetric profiles)。前者表明被觀測源很可能處于坍縮階段，后者表明被觀測源很可能存在外向流。He 等人[67]利用亞利桑那天文臺的10 m 口徑亞毫米波射電望遠鏡對北天的89 個EGO 天體進行了分子譜線觀測，并在這些EGO 天體中發(fā)現(xiàn)了H13CO+,SiO,SO,CH3OH,CH3OCH3,CH3CH2CH,HCOOCH3和HN13C 的分子譜線發(fā)射，其中H13CO+和SiO 分子譜線在大部分源中被探測到，說明EGO 天體中存在激波和外向流；而探測到復雜有機分子(如CH3OCH3,CH3CH2CH 和HCOOCH3)，則證實激發(fā)源處于大質量恒星形成的早期階段——熱核階段[68]。Cyganowski 等人[64]則使用日本長野縣的Nobeyama 射電望遠鏡對北天所有已知的94 個EGO 天體開展了H2O 脈澤和NH3(1,1),(2,2),(3,3)的巡天工作。觀測結果表明，NH3(1,1)和H2O 脈澤與EGO 天體的相關性分別高達97%和68%。這個結果說明，在EGO 區(qū)域存在高溫致密分子氣體和致密H2分子。另外，NH3(2,2)和NH3(3,3)分子譜線與大質量恒星形成的Class Ⅰ和Class Ⅱ階段有很強的相關性，這也充分表明EGO 天體是大質量恒星形成區(qū)的優(yōu)秀候選體。Yu 和Wang[69]使用MALT90 對31 個EGO 天體在90 GHz 波段進行了分子譜線觀測，發(fā)現(xiàn)處于演化晚期的EGO天體中[N2H+]/[H13CO+]和[C2H]/[H13CO+]的比值比演化早期的高，這表明N2H+和C2H分子可以作為探測大質量恒星演化的化學時鐘。同時，這一觀測結果也提高了上述對于NH3分子與大質量恒星形成的早期階段成協(xié)現(xiàn)象所總結的觀測成果的可靠性。Voronkov 等人[70]利用位于澳大利亞的致密陣列射電望遠鏡對南天的恒星形成區(qū)進行Ⅰ型CH3OH 脈澤低分辨率巡天時，觀測到了71 個與EGO 天體成協(xié)的Ⅰ型CH3OH 脈澤及其復雜的形態(tài)結構和外向流活動。Towner 等人[71]利用VLA 對20 個EGO 天體進行了25 GHz 的CH3OH 脈澤的觀測工作(在先前的工作中已經證實，這些區(qū)域有70%的源存在Ⅰ或Ⅱ型CH3OH 脈澤)，發(fā)現(xiàn)其中13 個源存在25 GHz 的CH3OH 脈澤輻射，同時還新發(fā)現(xiàn)了34 處CH3OH 脈澤輻射和10 處CH3OH 熱輻射。這也說明CH3OH 分子是EGO 天體的優(yōu)秀示蹤物和探針。

從EGO 天體這一概念被提出到現(xiàn)在，近10年來，天文工作者使用高分辨率的厘米波/毫米波/亞毫米波射電望遠鏡(如SMA,VLA,ALMA 等)陣列，對部分EGO 區(qū)域進行了高分辨率觀測研究，發(fā)現(xiàn)了一批活躍的恒星形成區(qū)域。人們通過對這些大多處于恒星形成早期階段的區(qū)域的觀測，發(fā)現(xiàn)了一些新的現(xiàn)象。Cyganowski 等人[72]使用SMA 和ALMA 對恒星形成區(qū)G11.92 連續(xù)進行高分辨率觀測，率先發(fā)現(xiàn)了其中的大質量外向流和激波活動(見圖5)。

圖5 Cyganowski 等人[72]使用SMA 在EGO 天體中探測到的顯著的分子外向流

隨著望遠鏡分辨率的進一步提高，他們又在該區(qū)域內觀測到尺度更小的結構，并發(fā)現(xiàn)了其中的大質量無星云團和處于熱核階段的云核[73]。最終，他們利用ALMA 在亞角秒級別的高分辨率觀測數(shù)據(jù)，發(fā)現(xiàn)了大質量恒星和小質量恒星同時形成的現(xiàn)象(如圖6和圖7所示)[27]。此EGO 區(qū)域的觀測結果在一定程度上支持了競爭吸積模型，揭示了大質量恒星形成是一個復雜的過程這一事實。

圖6 Cyganowski 等人[27]使用ALMA 在EGO 中探測到的同時形成的大/小質量恒星

圖7 G11.92 內復雜的多外向流[27]

Rosero 等人[74]使用VLA 和UKIRT 紅外望遠鏡對EGO 源表中的G11.11-0.12 區(qū)域進行了高分辨率的厘米波(1.3 cm/6 cm)連續(xù)譜觀測，其結果表明，該源中的大質量原恒星存在光學厚的吸積盤和電離態(tài)的噴流，這正是大質量恒星演化早期階段的特征。Chen 等人[75]使用SMA 對恒星形成區(qū)G350.69-0.49 進行高分辨率觀測時發(fā)現(xiàn)，該區(qū)域內存在兩個致密的大質量云核，它們分別位于紅外氣泡中心和殼層邊緣。位于殼層邊緣的云核通過外流的方式將分子氣體持續(xù)地輸送至位于中心的云核中，從而使得中心云核質量持續(xù)增長。此外，中心云核已經出現(xiàn)分子外向流和旋轉等早期恒星形成的特征。

近年來，通過多波段觀測手段研究大質量恒星形成區(qū)或EGO 天體已經成為一種新型且有效的研究手段。Dewangan[76]通過對新認證的EGO 區(qū)域G35.2-0.74 進行的從紅外到射電的多波段研究，揭示了分子云間碰撞與大質量恒星形成活動之間的關聯(lián)。多波段和大數(shù)據(jù)統(tǒng)計研究是目前大質量恒星形成研究，甚至是天文學研究的主要方法，同時，海量的巡天數(shù)據(jù)也為這種研究方式提供了很大的便利。

4 總結和展望

恒星形成和演化一直是天體物理學，乃至天文學中一個重要且活躍的研究領域。隨著質能方程在20 世紀初被提出，恒星的演化活動才被人們逐步了解；直到20 世紀40年代天文學家發(fā)現(xiàn)星際空間中存在冷暗分子云以后，恒星形成的原因才逐步被揭示，小質量恒星的形成機制才被人們所基本了解。我們都知道，恒星不論大小都有生命周期，恒星質量不同，其結局也不一樣：小質量恒星只能形成一顆暗淡的白矮星，而大質量恒星一般會發(fā)生超新星爆發(fā)，以至于照亮整個星系。大質量恒星演化晚期的情況已經有眾多的理論解釋和觀測支持，但是大質量恒星的形成過程問題卻一直困擾著天文學家。描繪大質量恒星形成過程的最主要障礙便是大質量恒星形成時的深嵌埋、快速形成和對周圍環(huán)境的劇烈反饋：深埋在高度不透明的巨分子云中的大質量原恒星所發(fā)出的光學輻射會被周圍的氣體吸收，以致通常使用的光學望遠鏡無法觀測，只能依靠紅外和射電波段望遠鏡進行觀測；大質量恒星的開爾文-亥姆霍茲時標一般小于恒星形成時標，這就意味著大質量恒星尚未完成質量的積累便已經點燃H 元素，并開始熱核反應，并且在相當長的一段時間內，大質量恒星雖然已經進入主序階段，但還是深埋在分子云中，以致其無法被觀測到；大質量恒星一旦進入主序階段，就會發(fā)生劇烈的熱核反應，以對抗自身強大的引力，強烈的核反應所發(fā)出的高能光子輻射將電離并吹散周圍的分子云，從而使大質量恒星形成的原始環(huán)境因被破壞而無法被追溯。由于大質量恒星形成過程很難被觀測到，因此，天文學家試圖從理論上解釋大質量恒星的形成過程。目前，主要有三種理論模型：單體吸積模型、競爭吸積模型和星體碰撞并合模型。這三種模型各有優(yōu)缺點。目前為止的觀測結果表明，大質量恒星的形成過程可能是一個復雜的過程，需要混合多個模型來解釋。

分子外向流是恒星形成過程中極其重要的現(xiàn)象。隨著大量巡天計劃的實施，天文學家發(fā)現(xiàn)了高效地研究它的新途徑。由于大質量外向流的流出速度很高，在周圍的分子氣體中會產生激波，激發(fā)H2分子在近紅外波段產生輻射，且EGO 天體大多與大質量恒星形成的示蹤物成協(xié)，因此，上述現(xiàn)象均表示，EGO 天體是大質量外向流的優(yōu)秀候選體。

發(fā)現(xiàn)EGO 天體后近十年來，天文學家對部分EGO 天體進行了高分辨率觀測，發(fā)現(xiàn)EGO 天體所示蹤的大質量恒星大部分處于形成和演化的早期階段，這與理論相符合。由于大質量恒星具有數(shù)量稀少、演化速度快和難以觀測等特點，因此，到目前為止，天文工作者尚未能對形成中的大質量恒星進行統(tǒng)計上的研究，只對零碎的單個恒星形成區(qū)進行了觀測研究。EGO 天體的出現(xiàn)為尋找早期大質量原恒星的性質和規(guī)律提供了一個很好的途徑。觀測手段的發(fā)展必將推動理論工作的前進。基于現(xiàn)代大規(guī)模、多波段的巡天觀測，對恒星形成的研究向著大數(shù)據(jù)、統(tǒng)計性規(guī)律的方向發(fā)展是必然的趨勢。通過豐富的紅外衛(wèi)星巡天數(shù)據(jù)庫，天文工作者可以對EGO 天體進行大規(guī)模的分類工作，而后再利用高分辨率射電望遠鏡對其中個別源進行細致的觀測研究，以便提高天文工作者對大質量恒星形成理論框架的搭建效率。但是，到目前為止，還沒有對大質量恒星形成區(qū)進行大規(guī)模統(tǒng)計分類工作，所以，我們預想利用紅外多波段數(shù)據(jù)對大質量恒星形成區(qū)開展EGO 天體的篩選和分類工作。完成EGO 天體的篩選和分類將在很大程度上擴大大質量恒星形成區(qū)的樣本數(shù)量，為恒星形成理論研究打下堅實的基礎。