極端貧金屬星系：探索早期宇宙恒星形成

□ 南京大學(xué) 施 勇

極端貧金屬星系：探索早期宇宙恒星形成

□ 南京大學(xué) 施 勇

圖1 本圖是由藝術(shù)家繪制的赫歇爾紅外空間望遠(yuǎn)鏡在軌道上工作的景象。

在130億年前的早期宇宙,氣體由氫和氦兩種元素組成，沒(méi)有或只含有少量的更重元素（天文上統(tǒng)稱為金屬元素）。最新的天文觀測(cè)表明，這類氣體無(wú)法有效地形成恒星。

由南京大學(xué)青年千人計(jì)劃入選者施勇教授所領(lǐng)導(dǎo)的國(guó)際團(tuán)隊(duì)，利用歐洲航空航天局的赫歇爾紅外空間望遠(yuǎn)鏡，對(duì)兩個(gè)低金屬元素含量的星系展開(kāi)了多波段的紅外觀測(cè)?；诖藬?shù)據(jù)的分析揭示了這些星系中從氣體形成恒星的效率比類銀河系星系中的效率低至少10倍。該結(jié)果顯示了130億年前宇宙原初氣體可能無(wú)法有效地形成新恒星。此結(jié)果（Inefficient star formation in extremely metal poor galaxies）于2014年10月16日在線發(fā)表于英國(guó)《自然》期刊（請(qǐng)見(jiàn)http://www.nature.com/nature/ journal/v514/n7522/full/nature13820.html）。

宇宙大爆炸之后的氣體，隨著宇宙膨脹而漸漸冷卻，在大約130億年前，開(kāi)始坍縮形成宇宙第一代和第二代恒星。這些恒星內(nèi)部劇烈的核聚變反應(yīng)把氫和氦合成產(chǎn)生更重的元素，如碳和氧等。部分重元素通過(guò)恒星風(fēng)和超新星爆發(fā)返回到氣體中，使得氣體中重元素的含量逐漸增加。在鄰近宇宙中（包括我們的銀河系），發(fā)生在富含金屬元素氣體中的恒星形成是新恒星誕生的主要途徑。各種理論模型預(yù)測(cè)氣體中的金屬含量是影響恒星形成的關(guān)鍵。在缺乏金屬元素以及由這些金屬元素組成的分子和塵埃顆粒的情況下，模型預(yù)測(cè)恒星形成的效率會(huì)降低，即單位質(zhì)量氣體在單位時(shí)間內(nèi)只有一部分能轉(zhuǎn)化成恒星，然而這些理論預(yù)測(cè)一直缺乏有效的天文觀測(cè)來(lái)證實(shí)。

圖3 ESO 146-G14

星系Sextans A（圖2）和ESO 146-G14（圖3）是兩個(gè)鄰近的恒星形成星系，它們的氧豐度只有太陽(yáng)豐度的7%和9%，是鄰近宇宙里為數(shù)不多的幾個(gè)具有如此低金屬豐度的星系。

研究團(tuán)隊(duì)利用歐洲航空航天局的赫歇爾紅外空間望遠(yuǎn)鏡獲得了兩個(gè)星系空間分解的紅外圖像，并基于這些紅外圖像計(jì)算出了兩個(gè)星系中七個(gè)恒星形成區(qū)域所包含的氣體質(zhì)量。結(jié)合恒星形成率的測(cè)量，研究團(tuán)隊(duì)發(fā)現(xiàn)這些恒星形成區(qū)域單位質(zhì)量氣體在單位時(shí)間內(nèi)能形成的新恒星質(zhì)量遠(yuǎn)低于類銀河系星系所觀測(cè)到的值（如圖4所示）。

盡管理論模型預(yù)測(cè)了當(dāng)金屬含量減少，恒星形成效率會(huì)降低。然而研究團(tuán)體進(jìn)一步指出，理論模型所依賴的物理機(jī)制跟觀測(cè)結(jié)果給出的是截然相反的。理論模型解釋在低金屬豐度下，氫原子無(wú)法高效結(jié)合形成氫分子，后者被認(rèn)為是恒星形成的原材料，從而導(dǎo)致了低金屬豐度下低效率的恒星形成。然而研究團(tuán)隊(duì)指出即使在這樣的低金屬豐度下，氫分子仍舊是大量存在的，是氫分子氣體，而不是原子氣體，無(wú)法有效地形成新恒星。

圖4 恒星形成率（單位時(shí)間內(nèi)形成的恒星質(zhì)量）對(duì)氣體柱密度的二維圖。橘黃色和白色區(qū)域是類銀河系在圖上的分布，七個(gè)綠色的球代表論文中兩個(gè)星系七個(gè)恒星形成區(qū)在該圖的分布。最右邊的雙向箭頭長(zhǎng)度代表了恒星形成率10倍的變化（圖：施勇）。

Q 是否還有其他同類型的研究？

A 以前的觀測(cè)研究針對(duì)的是金屬豐度大于太陽(yáng)豐度五分之一的星系，而對(duì)于金屬豐度低于太陽(yáng)豐度十分之一的星系，已有的觀測(cè)具有極大的誤差。

Q 該項(xiàng)研究的難點(diǎn)主要在哪？

A 難點(diǎn)在于較為精確地測(cè)量恒星形成區(qū)域氣體質(zhì)量。

傳統(tǒng)的方法是測(cè)量一氧化碳?xì)怏w的質(zhì)量，再把這個(gè)質(zhì)量轉(zhuǎn)化為總氣體質(zhì)量。這種方法不能應(yīng)用到金屬豐度低于十分之一的星系，因?yàn)樨毥饘傩窍档囊谎趸己茈y測(cè)量，目前還沒(méi)有在這樣低金屬豐度星系里測(cè)到一氧化碳；另外一方面，即使測(cè)量到一氧化碳，已有的研究顯示在貧金屬豐度下，一氧化碳到氣體質(zhì)量的轉(zhuǎn)化因子非常不確定。

另外一種方法是用塵埃質(zhì)量來(lái)示蹤總氣體質(zhì)量，然而以前的工作缺乏足夠的空間分辨率，使得塵埃質(zhì)量到氣體質(zhì)量的轉(zhuǎn)化因子（簡(jiǎn)稱氣塵比）難以精確測(cè)定。我們的工作是利用赫歇爾紅外空間望遠(yuǎn)鏡得到空間分解的紅外圖像來(lái)獲得空間分解的塵埃質(zhì)量圖像。有了這樣的圖像，我們就能利用沒(méi)有恒星形成區(qū)域的原子氣體（通過(guò)21cm發(fā)射來(lái)精確測(cè)量）和塵埃質(zhì)量的比值來(lái)測(cè)定該星系的氣塵比。然后把這個(gè)氣塵比，結(jié)合塵埃質(zhì)量的測(cè)量，較為精確地給出恒星形成區(qū)的總氣體質(zhì)量。

Q 這個(gè)結(jié)論可能會(huì)對(duì)哪些已有的模型和理論帶來(lái)影響？

A 這會(huì)對(duì)貧金屬氣體下的恒星形成理論，以及早期宇宙星系形成和演化理論帶來(lái)不同程度的影響。

Q您今后是否還會(huì)對(duì)此繼續(xù)進(jìn)行深入研究？這個(gè)結(jié)論是否還有變化的可能？

A 是否還會(huì)變化，我們目前很難判斷，如果以后的大望遠(yuǎn)鏡允許其他方法測(cè)量氣體質(zhì)量，如測(cè)量一氧化碳，而不是塵埃質(zhì)量，可能會(huì)給出不同的結(jié)果。但是這種不同的結(jié)果并不意味著今天的結(jié)果是錯(cuò)的，而是表明在貧金屬豐度下，還有我們不知道的其他物理機(jī)制在起作用。

我們正在做好幾個(gè)后續(xù)的研究，包括測(cè)量一氧化碳，測(cè)量中紅外波段的熱分子氣體等等?？偟膩?lái)講，我們希望通過(guò)這些后續(xù)的研究來(lái)理解貧金屬豐度下氣體的物理性質(zhì)。

注：本論文的作者包括南京大學(xué)施勇教授（通訊作者），美國(guó)加州理工學(xué)院的Lee Armus研究員和George Helou教授，美國(guó)弗吉尼亞大學(xué)Sabrina Stierwalt博士，中國(guó)科學(xué)院紫金山天文臺(tái)高煜研究員，中國(guó)科學(xué)院上海天文臺(tái)王均智研究員，英國(guó)愛(ài)丁堡大學(xué)張智昱博士和南京大學(xué)顧秋生教授。本工作獲得國(guó)家自然科學(xué)基金，中國(guó)科學(xué)院先導(dǎo)b項(xiàng)目和南京大學(xué)985項(xiàng)目的支持。