恒星|“中国天眼”新成果扩展恒星形成认知( 二 )

在经典理论中，随着分子云密度的增加，其磁场的磁力线密度也会增加，分子云内核的磁场就会相应地变化。 “此次利用FAST获得的观测值，说明分子云及原恒星核存在磁力耗散的其他机制，分子云可能比经典理论想象的更早达成磁超临界状态，也就是恒星形成的过程可能比想象中更早更快。新的发现将推动解决磁通量问题。 ”李菂说。
能够获得如此重要的观测值，原创性的研究方法十分重要。这一方法就是李菂和研究团队原创的中性氢窄线自吸收。
中性氢既是氢原子，也是宇宙中丰度最高的元素，广泛存在于宇宙的不同时期，是不同尺度物质分布的最佳示踪物之一。相比大多数分子的辐射，氢原子的辐射不仅能提供潜在的、更高信噪比的信号源，而且对同样强度下的塞曼效应会产生更大响应。
塞曼效应可简单理解为光沿着磁场传播时和磁场的相互作用。通过测量塞曼效应，可了解所观测的星际空间的磁场强弱。
中性氢窄线自吸收方法，李菂与同事们探索了近20年。
在FAST落成启用前， 1963年建成的美国阿雷西博望远镜一直是世界上最大的射电望远镜。 2003年，利用阿雷西博望远镜，李菂和同事合作完成了一次对于距离地球较近的、具有恒星形成潜力的分子暗云原子发射系统观测。在这个过程中，李菂认识到羟基（OH）发射各方面的特征与原子辐射十分相像。于是，他结合新发现，将梳理归纳的新方法命名为“中性氢窄线自吸收”（HINSA），这个新方法可以直观反映观测中星际介质从原子到分子的关键变化过程。
“HINSA现在已成为研究分子云形成时间尺度的一个最为可靠而且相对通用的实验方法。本次研究一个重要的出发点即实现HINSA潜在的测量塞曼效应的能力。 ”李菂告诉采访人员。
恒星磁场能量耗散的两种可能
【恒星|“中国天眼”新成果扩展恒星形成认知】如何解释磁通量问题？天文学家提出了“双极耗散”的经典理论。这一理论认为，星际磁场的耗散过程发生在分子云的内核处。
当星际介质从原子变成分子且密度足够高时，分子云中便会存在能够挡掉电离光子的尘埃。而当分子云足够“暗黑” ，即有很多尘埃遮蔽之后，其中的电子就非常少了，主要成分是中性粒子。带电介质少，磁场作用虽然仍然存在，但是会随着中性和带电介质的逐渐解耦而减弱。
“这个过程的效率非常差。根据经典理论，在分子云的内核，即分子云最密、最黑暗的地方，磁力线需要几千万年才能耗散掉。然而据FAST此次观测，某个相对年轻、还没有形成恒星但达到一定密度的分子暗云，其内部磁场已经耗散掉了。 ”李菂介绍说，这说明磁场能量耗散可能存在其他过程。
李菂和研究团队在这篇文章的最后提出了两种可能性解释。
一种可能是磁重联。磁重联是太阳爆发过程中重要的能量释放过程。一般认为，快速磁重联是如耀斑、日冕物质抛射和喷流等多种太阳爆发现象的主要驱动机制。李菂说：“我们可以这样简单理解磁重联。本来不交叉的磁力线由于某种原因交叉了，磁场无法稳定存在，随即通过某种过程将能量释放并耗散掉。 ”
另一种可能是湍流。虽然磁力抑制物质受引力影响向中心塌缩，但物质实际上可以沿着磁力线运动。湍流可推动物质沿磁力线流动，加速物质和磁场耦合，使得流动后形成的密度更高的地方，磁力线密度并没有增加，从而实现磁场能量等效耗散。