2023年1月底，《自然》雜志發(fā)表的一篇論文引起了天文學界的廣泛討論：中國科學家發(fā)現以前一直被視為固定不變的“恒星初始質量函數”竟然隨著金屬豐度和年齡發(fā)生顯著變化。這個天文學中基礎物理概念的變化將會影響到人類對恒星形成、星系演化等多個領域的理解。

那么，這個“恒星初始質量函數”究竟是個啥？它變不變化為什么重要？恒星的質量能測量嗎？好測嗎？怎么測？測出來能有什么用？本文就來講一講關于測量恒星初始質量函數的故事，看看這個由中科院國家天文臺、南京大學、中科院紫金山天文臺組成的合作小組是如何刷新人類對初始質量函數的經典認知的。

(資料圖片)

恒星究竟是怎么形成的呢？

人類從居住在洞穴的遠古時期，就開始關注頭頂的茫茫星河。繁星點點，有的亮，有的暗，閃爍在從洞穴、到刀耕火種、再到如今科技社會的夜空。這些星辰是怎么形成的呢？人類把自己的思考畫在了洞穴的巖壁上、刻在了竹簡上、記錄在了望遠鏡獲得的數據里，一步一步完善著自己對這個宇宙的認知。

我們現在知道，恒星形成于星際物質密度較高的分子云，其中混合著宇宙初期的原始氣體、之前每一代恒星死亡之后的灰燼以及周圍恒星噴出的劇烈星風等。當分子云中比較致密的團塊或云核發(fā)生坍縮時，其密度會越來越大，以致不斷吸入周圍的物質，核心溫度也越來越高，最終發(fā)生核聚變反應，誕生一顆恒星。

那么問題來了，一個分子云中長幾顆恒星合適??？分子云中氣體怎么分配？每個恒星吸多少氣體？最終能長多大？

為了回答這些問題，天文學家們定義了一個基礎物理概念：恒星初始質量函數。函數描述的就是在一群恒星誕生時，不同質量的恒星所占的比例。

這是一個既基礎、又重要的物理概念。說基礎，是因為這個函數給出了一個恒星系統(tǒng)的質量分布。不管這個恒星系統(tǒng)是星團還是星系，最終的恒星構成都由這個函數來描述，所以說這個函數在天體物理中有非?；A的地位。那么這個函數為什么重要呢？這就得從恒星質量對恒星自己和它所在的星系意味著什么說起了。

不同質量對恒星意味著什么？

簡單來說，一個恒星的質量對自身來說幾乎意味著一切。

影響恒星壽命

恒星之所以能發(fā)光，是因為能量來自于其內部的熱核反應。恒星質量越大，內部的溫度就越高，熱核反應也就越劇烈，能參加反應的元素也越多。所以大質量的恒星更熱更亮，也能生產出更重的元素。但是原料總有用完的一天，大質量恒星飛快地燃燒自己，壽命也就比小質量的恒星短得多了。在它們熾熱明亮又短暫的一生結束后，會通過超新星爆發(fā)重新把自己的身體融于星際空間的氣體中，等待著下一次再形成恒星的機會。而一起形成的質量小的恒星在大質量恒星死亡的焰火背景下，仍然可以穩(wěn)定地存在更長的時間。

影響星系亮度

一顆恒星是這樣，那由恒星組成的星團或者星系呢？

我們已經知道，質量大的恒星活不長。如果一個星系還有好多又熱又亮的大質量恒星，那么我們至少就可以知道，這兒的恒星形成剛發(fā)生沒多久，還是一個相對年輕的地兒。反過來，如果一個星系只剩下相對冷一些暗一些的質量小一點兒的恒星了，那我們至少可以判斷，這地兒好久都沒有新的恒星形成了，估計年紀不小，已經不太活躍了。

這說的還只是一個星系的溫度和亮度，如果我們觀測得更細節(jié)一些，去分析星系的化學成分，檢查它究竟是由什么樣的元素（甚至是同位素）組成的，也能發(fā)現不同質量的恒星對星系帶來的影響。

影響星系成分

剛才我們已經提到，不同質量的恒星內部能夠進行的核反應不太一樣，大質量的恒星能夠合成對溫度要求更高的核反應產物。所以即使一顆大質量的恒星已經死去，它所產生的獨特的元素依舊留在星際空間的灰燼里，這是它曾經存在的證據，記錄著它對這個星系的貢獻，并影響著下一代恒星的元素組成。

所以對于一顆恒星來說，發(fā)多亮的光、散發(fā)多熱的溫度、活多長的時間、產生什么樣的物質，這都由恒星的質量來決定。對于一個星系來說，構成它的恒星各自多重也就直接影響到了整個星系的溫度、亮度，以及化學組成。“恒星初始質量函數”這個用來描述恒星質量分布的基礎概念，正是天文學家用來了解和描述這一切的一把尺子。

從1955 年“恒星初始質量函數”這個概念被提出以來，天文學家通常都默認這把描述恒星質量分布的尺子在宇宙各處都是一樣的。在這把尺子的基礎上，天文學家構建星族演化模型，描述星系的演化，計算系外行星的分布和引力波的概率，一步一步豐富著我們認知中的宇宙圖景。

可是，這把一模一樣的尺子，能夠用來描述宇宙在漫長演化中的所有恒星形成嗎？如果恒星在不同環(huán)境中形成，這把尺子，會不會也不一樣？

我們只能用實踐，也就是天文學觀測，來給這個問題一個確定的答案。

恒星的質量，怎么測？

既然方向有了，那就讓我們來測量不同環(huán)境中恒星的質量分布吧！

可是讓天文學家頭疼的是，測量恒星質量是一件困難重重的事。

最理想的情形，莫過于能瞄準宇宙中不同類型的星系，完整地測量它們的恒星質量分布?？墒敲鎸b遠的星系們，我們的望遠鏡根本分辨不出單個的恒星，更別說能給它們各自細致地稱重了！

這個事實令人沮喪，可也同時給了一些天文學家靈感：既然星系中活的恒星測不了，我們可以測死了的呀！我們已經知道，不同質量的恒星進行的核反應不一樣。它們生產出的元素和同位素在恒星死后留存在星際空間里，如果分析星際空間中的元素和同位素組成，不就可以推斷出這個星系以前的恒星質量分布了嗎！

這些天文學家們于是借助星系化學演化模型的幫助，發(fā)現在恒星形成活躍的星系中，大質量恒星的比例遠比其它星系更高。這個結果很明確地告訴我們，至少從死去的恒星灰燼里我們可以看到，“恒星初始質量函數”這把尺子在不同星系環(huán)境中是不一樣的！

那么對于還活著的恒星，情況究竟怎樣？我們是否能夠用最直接的數星星的方法，數一數各個質量的恒星究竟有多少？

要想達成這個目標，我們的目光還得回到我們生活的銀河系里來，回到太陽附近的區(qū)域里來。在這里，我們可以分辨出單顆的恒星，測量它們的距離，分析它們的物理參數，從恒星本身出發(fā)，給它們稱稱重。

不同于溫度和亮度，恒星的質量不是一個可以直接觀測的物理量。對于少數雙星系統(tǒng)的恒星來說，人們可以通過解析它們互相繞轉的軌道，算出兩顆星各自的質量。但是對于單個的恒星來說，給它們稱重需要光譜、測光、距離測量、以及恒星演化模型的共同努力。

具體來說，通過光譜測量出恒星的溫度和金屬豐度（天文學家把比氫和氦重的元素都叫作金屬，金屬豐度就是這些元素的總含量），再結合測光得到的恒星亮度，消去距離帶來的影響（同樣一顆星，距離遠就會顯得暗），把這些可以測量的量輸入恒星演化模型，就可以得到恒星模型中對應這個溫度、金屬豐度、亮度的恒星質量了。

準確來說這種方法可以得到的是一群恒星現在的質量分布。如果我們想要研究恒星剛形成時的“初始”質量函數，最好這些恒星的溫度和亮度與它們剛形成時相差不大，這樣一來“現在”的質量函數就幾乎可以等同為“初始”質量函數了。能滿足這樣要求的，就是小質量的恒星了。質量小的恒星核反應比起它的大質量同胞來說溫柔得多，恒星演化平穩(wěn)溫和而又緩慢，從形成到現在變化也不太大，正是用來數一數初始質量函數的上好選擇。

目標：數一數太陽附近恒星的質量分布！

“準備就緒，開始計數！”

這個由國家天文臺、南京大學、紫金山天文臺科研人員組成的合作小組已經在一起工作和討論很長一段時間了。他們之中有研究銀河系結構的，有研究恒星演化的，有測量恒星參數的，有做星系化學演化的，有鉆研初始質量函數理論的。不同研究方向的人聚在一起，為測量太陽附近恒星的質量分布，絞盡腦汁讓每一個細節(jié)都沒有紕漏。

每一次人類知識疆界的拓展都是站在巨人的肩膀上。這個研究小組的工作也額外仰仗了兩個望遠鏡巨人：中國的郭守敬望遠鏡（LAMOST），和歐洲空間局的蓋亞空間望遠鏡（Gaia）。

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