恆星形成的衝擊開端

恆星的誕生與星際衝擊波緊密相連，使得衝擊區域成為天文化學的天堂

抬頭仰望，夜空裡遍佈緩慢進動的遙遠光芒，人們或許會誤以為宇宙是寧靜的，但事實上，它充滿劇烈的碰撞跟爆炸，在整個星際空間發出各種尺度的衝擊波(shock waves)，這些衝擊波不僅僅是宇宙波瀾，它們更啟動恆星的形成，並建立令人訝異的天文化學實驗室。

一般而言，當快速移動的氣體以超過聲音的速度穿過介質時，就會產生衝擊波，在大的尺度，星系的飛掠相遇、災難性的星系合併、以及星系中心的黑洞，都會產生星際衝擊波，穿越星系數十個秒差距(parsecs)[2]，並撞擊路徑上的任何物體；而在恆星形成的環境裡，衝擊波由分子雲、超新星爆發與恆星風之間的巨大碰撞產生。即使如恆星誕生一樣常見的事件，都會推動氣體穿過星際介質(interstellar medium，ISM)，可能引發更多的恆星形成。

恆星之間的空間並不是完全虛空，ISM充滿著稀薄且寒冷的氣體與塵埃，故事從巨大的ISM冷氫分子雲開始，最終以恆星及其行星系統的誕生結束。在分子雲中有一些區域稱為前恆星核(prestellar cores)，它們是冷(10-20 K)氣體的區域，延伸至數千個天文單位(AU)，它們的密度約為10⁵–10⁶ cm⁻³，對應陸地實驗室難以達到的極低壓力(見方框1)，這個密度足以讓重力勝過可能防止崩塌的任何力，特別是來自原子運動的向外壓力(或熱壓力)^1,2。

方框1

恆星的育星場

分子雲包含行星系統的前身星(progenitors)。它們非常巨大，大小從直徑幾光年到數十光年不等，並富有宇宙中含量最豐富的元素氫，以分子的形式H2存在。儘管它們的大小，分子雲相對陸地的標準非常稀薄，每立方公分約含103–104顆粒子，相當於10−13–10−12 托耳的壓力，從這樣的角度來說明，10−13–10−9 托耳的壓力在陸地實驗室是由超高真空技術獲得，換句話說，分子雲是幾乎空無一物的區域。

圖片的右邊顯示老鷹星雲中稱為「創生之柱」(Pillars of Creation)的區域 (由韋伯太空望遠鏡以紅外線拍攝)，此處包含許多分子雲，這裡幾個恆星與行星系統正處於形成的過程，由於影像是利用紅外線波段拍攝，我們能透視大部分的塵埃看到裡面的年輕恆星。一張含有 星星, 星雲, 銀河, 太空 的圖片

雖然分子雲幾乎是空的，但仍含有大量的物質，質量從數個到數百萬個太陽質量，足以形成恆星與行星。除此之外，分子雲的溫度非常低，約10 K，使得分子運動所造成的壓力很小，在有相對較大密度(10⁵–10⁶ 粒子/cm3)的區域――稱為前恆星核(prestellar cores)――重力最終會超越膨脹力，坍塌將導致恆星及其行星系統的形成^1,2。

       分子雲與星際衝擊波之間的相互作用，使得衝擊波的研究轉變為恆星形成的研究，了解衝擊波如何形成、以及它們如何豐富周圍的氣體，有助於天文學家理解我們的宇宙之演化。這些高密度的分子雲區域可能肇因於分子雲內部的紊流，或有時由產生星際衝擊波的劇烈事件所導致。

衝擊起源

       大部分將死的恆星並不會安靜熄滅，它們透過大量恆星風或爆發的形式拋射大部分的內部物質，在這兩種情形，衝擊波都會朝各個方向往外擴展，穿過星系的大部分區域，當這些波與分子雲作用，它們會壓縮氣體使之密度增加，假使密度變得夠大，就能觸發分子雲的坍塌(見方框1)。

       超新星爆發也會造成周圍ISM磁化氣體的衝擊波而產生宇宙射線，這些TeV能量的粒子遍佈在星系中並與分子雲作用，促使一氧化碳(CO)等分子的形成，CO轉動態間躍遷所發射的輻射(所謂的轉動譜線)接著將雲冷卻到僅僅10-20 K，降低熱壓力而引起分子雲坍塌，隨後恆星誕生。

       星際衝擊波還可能由恆星形成觸發。年輕、巨大的恆星(超過8個太陽質量)發射大量UV光子游離周圍的氣體，得到的氫離子區(所謂的HII區)擴張到ISM，並產生分子雲介面的衝擊波。

       較小恆星發射的UV輻射不足以引發衝擊波，不過它們在誕生期間確實產生了原恆星噴流(protostellar jets)。恆星在前恆星核內形成，其延伸數千個天文單位，不過最後形成的行星系統僅有幾十個天文單位。鑲嵌於銀河系中的前恆星核，可視為轉動的剛體，這些恆星前核塌縮的過程中，大部分的角動量必須被移除，能如此做的最重要機制是透過原恆星噴流將大部分的坍塌氣體噴出，這些超音速噴流產生分子外流(outflows)，從正在形成的恆星發射，最後這些噴流與周遭物質碰撞，而產生破壞性的衝擊波。

分子衝擊波的探測

       天文學家要如何研究看不見的衝擊波？他們擅於透過觀測對周圍環境的影響來分析一個現象。舉例來說，圖1捕捉到NGC 1333的影像，這是英仙座(Perseus)分子雲的一個區域，幾個類似太陽的恆星在此處形成，雖然氣體太過寒冷，而無法見於可見光或紅外線光譜，但電波的觀測能揭示分子雲的速度。膨脹的洞及移動的細絲在大尺度上改變雲的型態，以響應恆星形成，幾個原恆星發射之原恆星噴流所產生的衝擊波在小尺度上改變氣體。然而，目前的分子雲無法告訴天文學家哪一種類型的衝擊波導致型態的改變，亦無法告知哪一種機制造成衝擊波，為了解此事，他們需要觀察分子組成及磁場。

圖1、分子雲NGC1333是最靠近地球的育星場之一，它太過寒冷而無法以可見光看見，只有少部分原恆星—SVS 13A 與 IRAS 4A—出現在紅外線光譜(左圖)。而電波觀測(右圖)通常用來觀察分子雲及其在視線方向的運動，NGC 1333正被星際衝擊波擊碎，將雲的不同部分以不同速度與方向推開。(改編自參考文獻9)

       在分子氣體(低游離，相對電子豐度對氫原子小於10⁻⁴)中，存在兩種主要類型的衝擊波，如圖2所見：跳躍型(jump，或J，有物理參數的突然變化)；及連續型(continuous，或C，衝擊波受磁場的存在調解)，這些類型是磁場強度相對衝擊波速度作調整的可能性範圍的兩種極端³。

圖2、兩道超音速噴流從年輕的原恆星(這裡是HH211，以紅外線拍攝)沿相反方向噴出，由恆星誕生爆發的各種衝擊波成形，噴流離開恆星，最遠端的氣體最先逃逸。波譜上存在的衝擊波類型從跳躍型(J型)到連續型(C型)(右圖)，何種類型取決於衝擊波速度隨時間逐漸下降的程度，愈平緩的速度改變暗示著磁場的存在。

       衝擊波通過最重要的結果是氣體壓縮與加熱，不過衝擊波對增加氣體也是很關鍵。當衝擊波通過時，星際塵粒被噴濺(spatter)與粉碎(shatter)，原先凍結在包覆塵粒的冰幔(mantle)中的分子被釋放出來(方框2)，儘管氣體保持被壓縮，它的溫度由於冰幔注出的水分子發射光子，冷卻氣體而下降。

方框2 星際塵粒

       星際塵粒是矽酸鹽與碳質材料的次微米固體聚集物，遍佈大部分的星際介質，雖然這些塵埃粒子僅代表星際介質質量的約百分之一，它們在分子雲形成與演化中有重大的地位。

       分子雲的塵埃顆粒是由耐火的矽酸鹽與碳質核所組成，被揮發性的冰幔包覆在內，冰幔含有水、二氧化碳、一氧化碳，以及其它含量較少但更複雜的分子，像是甲醛和甲醇，它們大部分沒有足夠的能量返回氣態，而是維持凍結在塵粒的表面。

星際衝擊波可透過兩個過程將這些分子凍結回到氣相：冰幔與塵粒的噴濺與粉碎。在前者，衝擊波推動離子與原子撞擊塵粒，將分子與原子從冰幔與耐火核中逐出成為氣體；在後者，衝擊波的猛烈以致塵粒碰撞並碎裂，致使冰幔與耐火核中的物質注入到氣體。

       因此，有幾種分子在衝擊氣體內很豐富，不論是哪種衝擊波類型，其中有些分子幾乎只出現在衝擊區域裡，讓天文學家更容易去發現並研究它們。最常拿來追蹤星際衝擊波的分子是一氧化矽，主要是因為它有超過99%存於星際塵粒裡，只有一小部分是氣體，分子氣體中少數沒被封進塵粒的矽原子形成SiO――這是一種線性分子，其轉動躍遷可被電波與次毫米波段間操作的地面望遠鏡觀測到。

       氣體SiO相對於分子雲中H2所測量到的豐度為10−12或以下，然而，來自分子衝擊波的噴濺與粉碎，讓氣體SiO的豐度多出百萬倍，一旦SiO處於氣相，就能用高的光譜及空間解析度觀察到，因而使天文學家得以研究觸發衝擊波的物理結構與性質。

       水是另一種衝擊波的示蹤劑，儘管它不如SiO一樣具有獨特性。水分子大部分是透過氫原子連續加入凍結的氧原子而形成於塵粒表面，意味著氣態水在分子雲裡是缺乏的，在衝擊區域裡變得豐富。

       兩種示蹤劑都能用來觀測年輕原恆星周圍的衝擊波，圖3顯示用SiO追蹤的原恆星HH 212，而圖4顯示以水追蹤的原恆星L 1157 4,5，兩個原恆星都具有向外噴發幾百天文單位的噴流，產生了衝擊波，被SiO與水紀錄到。

圖3、利用一氧化矽追蹤年輕原恆星HH 212發射之噴流與外流的衝擊氣體，以連續光顯示，由於噴流導致的衝擊波噴濺與破碎星際介質中的矽酸鹽顆粒，一氧化矽含量豐富。塵粒釋放的矽很快氧化成SiO，容易用地面的電波望遠鏡觀測到(改編自參考文獻4)。

圖4、甲醯胺(NH2CHO)是天文生物學(astrobiology)中相當重要的分子，同樣形成於星際衝擊波，原恆星L 1157(左圖)不同區域中的分子外流是以水來追蹤，其中B1區(右圖)富含氘化的甲醛(HDCO)，以白色等高線標示。HDCO等高線圖落後NH2CHO等高線圖(以黑色等高線標示)的事實，說明前者在舊的衝擊波通過後產生。(左圖改編自參考文獻5；右圖改編自參考文獻8)

天文化學實驗室

       除了釋放氣相的SiO與水，衝擊波也會釋放其它凍結於塵粒冰幔的分子(見方框2)，讓衝擊波成為一個豐富的天文化學實驗室，在這些區域裡，天文學家能夠慢慢收集有關新生行星系統化學組成的關鍵資訊。

       這些原先凍結於塵粒冰幔的分子，可藉由強大的地面望遠鏡透過它們的轉動譜線來觀測其氣體狀態，相對豐度能偵測到相對H2小至約10−13 ，從這樣的角度，凍結的SiO與水分子能夠以沒這麼強大、僅可偵測豐度大於10−7的望遠鏡在IR波段觀測。

       兩個特性讓衝擊波對於天文化學研究來說是獨一無二的：第一，衝擊波將塵粒冰幔的部分成分釋放成為氣體；第二，天文學家幾乎能準確知道衝擊波通過的時間，提供天文學最難以獲得的資訊之一 ―― 時鐘。這兩個面向讓研究分子豐度之演變成為可能，分子的氣相釋放與形成由星際衝擊波觸發，幾乎沒有其它對象能做此類的研究。

       一種可在衝擊波研究的分子是甲醯胺(NH2CHO)，這種小的非生物分子可能是大的前生物遺傳(prebiotic genetic)與代謝(metabolic)化合物的來源，Raffaele Saladino與共事者們認為，在早期地球存在的一小滴甲醯胺也許是生命的起點——或許能解決代謝發生於遺傳之前或之後的問題6。天文學家知道，甲醯胺在最後會形成類似我們太陽系的行星系統的區域裡相對豐富，但他們不知道這分子是如何或何時形成的7，對原恆星外流造成的分子衝擊波更詳細的研究可能可以得到解答。

       舉例來說，我們在原恆星L 1157的衝擊區域L 1157-B1觀測到甲醯胺轉動譜線，結合甲醯胺豐度的量測與衝擊波年齡，我們和合作者能夠辨識造成衝擊波的原因：一種發生於每一個形成太陽類型行星系統的區域的化學反應8。假使甲醯胺正如Saladino與共事者所說的，是生命出現的關鍵分子，那麼生命應該是相當普遍的。儘管看起來不太可能，研究星際衝擊波也許能提供天文學家這方面的訊息。

       星際衝擊波透過直接或間接地觸發恆星形成，深刻地塑造星系之型態與演化，任何速度、大小與特性的衝擊波都會造成分子雲的坍塌，在劇烈的交互作用之中，它們提供天文學家幾乎獨一無二，攸關形成太陽類型行星系統之區域的資訊，並給予我們自身來源的線索。人們可說星際衝擊波是「星系」芭蕾舞《胡桃鉗》中的神祕幕後Drosselmeyer先生：他們發送玩具並控制故事情節――恆星與星系本身之生與死。

References：

1. P. Caselli, C. Ceccarelli, Astron. Astrophys. Rev.20, 56(2012).

2. C. Ceccarelli et al., Protostars and Planets VII, S. Inutsuka et al., eds., Astronomical Society of the Pacific (2023), p. 379.

3. B. T. Draine, Astrophys. J. 241, 1021 (1980).

4.  C.- F. Lee et al., Nat. Astron. 1, 0152 (2017).

5.  B. Nisini et al., Astron. Astrophys. 518, L120 (2010).

6.  R. Saladino et al., Chem. Soc. Rev. 41, 5526 (2012).

7. A. López- Sepulcre et al., ACS Earth Space Chem. 3, 2122 (2019).

8.  C. Codella et al., Astron. Astrophys. 605, L3 (2017).

9.  A. Dhabal et al., Astrophys. J. 876, 108 (2019).

本文感謝Physics Today (American Institute of Physics) 同意物理雙月刊進行中文翻譯並授權刊登。原文刊登並收錄於Physics Today, May 2024雜誌內 (Physics Today 77 (5), 36–42 (2024); https://doi.org/10.1063/pt.vkew.bmgd)。原文作者：Cecilia Ceccarelli; Claudio Codella。中文編譯：張鳳吟，國立陽明交通大學物理學系博士。

Physics Bimonthly (The Physics Society of Taiwan) appreciates Physics Today (American Institute of Physics) authorizing Physics Bimonthly to translate and reprint in Mandarin. The article is contributed by Cecilia Ceccarelli; Claudio Codella and was published in (Physics Today 77 (5), 36–42 (2024); https://doi.org/10.1063/pt.vkew.bmgd). The article in Mandarin is translated and edited by F. Y, Chang, National Yang Ming Chiao Tung University.