天文学家刚发现迄今最原始的恒星|星系|宇宙|太阳系|银河系|系外行星

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天文学家发现了有史以来最原始的恒星

第一代恒星形成、存在并消亡于很早的时候。但第二代恒星至今仍可能存在。我们是否刚刚发现了一颗呢？

这幅插图展示了大麦哲伦云、银河系以及一颗演化后的低金属丰度红巨星SDSSJ07157334——它是宇宙中最原始恒星的新纪录保持者。它的特征有助于我们更好地理解宇宙中的恒星如何形成并具备当前的属性。图片来源：NavidMarvi卡内基科学

我们的宇宙演化得相当迅速，在大爆炸后不到3亿年就出现了高度演化的星系和富含重元素的恒星群体。这意味着，为我们在最早期观测到的景象奠定基础的第一代恒星，一定是迅速形成、演化并死亡的，从而快速催生了第二代恒星。理论上，这些第二代恒星中的一部分可能至今仍然存在。如今，天文学家发现了有史以来最原始的单颗恒星，这对我们了解宇宙的过去具有深远意义。

很久以前，在我们对宇宙最深远的观测范围之外，宇宙中形成了第一批恒星。我们至今尚未观测到它们并不完全令人意外；这些恒星几乎完全由氢和氦组成，与我们如今看到的恒星相比，它们质量极大且寿命极短。然而，一旦这些第一批恒星死亡，它们的喷发物——取决于你的视角——要么丰富要么污染周围的星际介质，这意味着接下来形成的恒星以及之后的所有恒星世代，都将与第一批恒星有本质上的不同。

不过，与第一代恒星不同，之后的所有恒星世代都应该有能力产生小型、红色的低质量恒星，这些恒星消耗燃料的速度非常缓慢——慢到即使是宇宙诞生初期形成的这类恒星，到今天也应该依然存在。当然，星系是混乱的地方，自那些早期时代以来形成的恒星数量要多得多，这使得寻找这类遗迹的任务比经典的大海捞针问题还要更具挑战性。

值得注意的是，通过观测银河系的卫星星系大麦哲伦云中的恒星，天文学家发现了迄今为止已知最纯净的单颗恒星：它是真正的第二代恒星候选体。以下是这一发现背后的科学原理，以及它可能对我们理解宇宙产生的意义。

大麦哲伦云是上世纪最近的超新星的所在地。这里的粉色区域并非人工制造，而是电离氢和活跃恒星形成的信号，这很可能是由主要来自银河系影响的引力相互作用和潮汐力触发的。粉色区域具体产生于电子落回电离氢原子核时，从n3能级跃迁到n2能级，产生精确波长为656.3纳米的光子。图片来源：JesúsPeláezAguado

打好坚实的基础很重要，而这个基础涉及我们如今所了解、观测和测量的恒星——包括银河系内以及邻近星系中的恒星，范围远至我们的望远镜能够分辨的极限。总体而言，我们已知的恒星被分为两类，它们被形象地命名为I星族和II星族恒星（按发现顺序命名）。

星族I恒星：这类恒星像太阳一样，内部含有大量重元素，有形成行星的强烈潜力，包括围绕它们运行的岩质行星。它们只有在几代恒星诞生、死亡并丰富了用于形成这些恒星的物质之后才能形成。星族II恒星：这类恒星的重元素丰度比太阳低得多，有时氧、碳、铁等元素的含量仅为太阳的千分之几。它们在仅经过前几代恒星少量的物质富集后就能形成，甚至可能只需要一代更早的恒星。这类恒星周围很少有（甚至可能从未有过）岩质行星。

理论上，还存在第三星族恒星，它们代表着原子基物质云首次形成恒星的情况——人们对此有所预期，但尚未发现这类恒星。

太阳的可见光谱不仅帮助我们了解它的温度和电离状态，还能了解其中存在的元素丰度。那些长而粗的谱线来自氢和氦，但其他所有谱线都来自重元素，这些重元素一定是在之前一代的恒星中形成的，而非在热大爆炸中产生。来源：N.A.Sharp，NOAONSOKittPeakFTSAURANSF

虽然要发现一颗恒星是否有行星环绕需要付出巨大的努力和观测投入，但测量恒星的重元素含量相对容易——天文学家称之为金属丰度。对天文学家来说，金属一词的含义与常规用法大不相同。虽然一些天文意义上的金属确实是金属（比如锂、铁、镍和铜），但金属在这里指的是元素周期表中除氢和氦以外的任何元素。如果你把恒星中存在的所有较重元素加起来，再与该恒星中氢和氦的总量进行比较，这就是天文意义上金属丰度的定义。

然而，并非所有恒星中的所有元素都是以相同方式或相同数量形成的。我们知道：

元素来自超新星、千新星、巨星和潮汐瓦解事件等多种不同来源；即使是超新星这样的单个事件，也常常产生不对称的喷射物，使不同方向的区域富集着不同元素丰度比的物质；而且恒星形成时往往是成批进行的，这可能意味着任何单个区域很可能是由多颗经历过生死的恒星而非仅一颗恒星富集而成的。

每当我们观察任何一颗恒星并询问它来自哪里？时，我们都必须把所有这些记在心里。

（左侧）艺术家绘制的大质量恒星在硅燃烧末期（超新星爆发前）的内部示意图。（硅燃烧阶段是铁、镍和钴在核心形成的过程。）（右侧）钱德拉望远镜拍摄的仙后座A超新星遗迹图像如今显示出铁（蓝色）、硫（绿色）和镁（红色）等元素。被抛射的恒星物质因热量可在红外波段发光数万年，超新星的抛射物可能是不对称的，且内部元素可能发生分离，如图所示。在合适的环境下，这种不对称物质可能会不均匀地融入未来几代恒星中。图片来源：NASACXCM.Weiss（左侧示意图）NASACXCGSFCU.Hwang&J.Laming（右侧图像）

我们对附近形成的恒星非常了解——考虑到我们138亿年历史的宇宙已相当古老，以及我们在银河系中（从天文角度而言）金属含量丰富的环境，这并不完全令人惊讶。当然也有例外，从个别贫金属恒星到存在于金属含量极低区域的恒星群，但当我们观察恒星形成时，它们通常发生在现代、高度富集的环境中。

然而，当我们试图了解第一代恒星时，我们完全认为情况会大不相同。无论何时恒星形成，它们：

由一团中性原子云形成，它通过辐射冷却并收缩，分裂成许多不同的团块，这些团块冷却并在自身引力作用下坍缩，其核心升温，最终达到在其内部点燃核聚变所需的条件。

这正式触发了成熟恒星的诞生。然而，使气体云能够辐射冷却的关键在于重元素和分子进行辐射。在I族甚至II族恒星中，这不成问题：这类元素和分子数量充足。但在早期，对于第一代恒星而言，仅靠氢和氦来实现这一点会相当困难。

由ALMA观测确定的原恒星团G333.23–0.06的致密核显示出这些核内存在大量多重系统的有力证据。双核心很常见，而由多个双核心组成的四元系统也相当普遍。内部还发现了三元和五元系统，而对于这些大质量团块来说，单星则相当罕见。预计宇宙中所有星云（包括鹰状星云）中形成的恒星都具有类似的团块状、碎片化特征。来源：S.Li等人，《自然天文学》，2024年

如今，根据观测结果，我们可以得出结论：新形成恒星的平均质量仅约为太阳质量的40%。此外，95%的新生恒星质量都小于太阳（太阳质量为1个太阳质量单位），而只有极小一部分——不到1%的恒星——诞生时质量足够大，会以核心坍缩超新星的形式终结生命。不过，对于第一代恒星，即原始的第三星族恒星，模拟和模型显示，它们的平均质量为10个太阳质量，且大多数第三星族恒星仅存在了几百万年就以核心坍缩超新星的方式死亡。

换句话说，当第一代恒星形成时，它们燃烧得明亮且迅速，很早就走向死亡，并快速丰富星际介质。在更演化的II族恒星与它们一同出现之前，能观测它们的窗口期非常短。而且，由于它们在形成的早期阶段缺乏冷却能力，应该没有任何低质量的III族恒星留存至今；它们早已全部消亡。

那么，寻找这些原始恒星遗迹的关键有两个方面：

寻找附近的恒星，对其进行光谱测量，以找到尽可能金属量最低的恒星；或者在遥远的宇宙早期（那里无法分辨单个恒星），测量星系中恒星集合的尘埃和光谱成分，以确定它们的金属量有多低。

这幅图展示了宇宙历史最初约15亿年间的星系，它们按红移进行颜色编码，并以其金属丰度（x轴）作为内部尘埃与恒星质量比（y轴）的函数绘制。大多数低金属丰度星系同时也是贫尘星系，被称为GELDAs，主导着极早期宇宙；而后期更富尘的星系则富含更多重元素。来源：2504.13118v2

上面的图表展示了我们在詹姆斯韦伯望远镜时代通过观测遥远星系所获得的知识：这些星系来自宇宙历史的最初15亿年。纵轴代表尘埃含量（尘埃的产生需要以恒星的存在为前提），横轴则代表金属丰度本身。作为参考，太阳的金属丰度通常被称为太阳金属丰度，其他恒星的金属丰度常与此进行比较。太阳在该尺度上的整体金属丰度为8.6（以太阳的氧丰度为参考），其金属丰度比图表中显示的金属最贫乏的古老星系高出近三个数量级，最左侧的星系重元素含量约为太阳的0.15%。

这告诉我们一个重要信息：我们距离在早期宇宙中找到真正原始、不含金属的源还有多远。我们可以通过单一元素（如氧、碳或铁）来估算金属丰度，但这可能会产生偏差。毕竟，我们已经讨论过，前代恒星的不同演化历史，甚至是针对同一颗恒星的不同观测方向，都可能导致元素比例的差异。这就是为什么我们需要对作为参考点的太阳进行多种元素信号的测量，然后将多种信号与任何我们想要了解其金属丰度（及其他成分相关特性）的恒星进行比较。

太阳系中元素的相对丰度已被全面测量，其中氢和氦是丰度最高的元素，其次是氧、碳以及众多其他元素。然而，像类地行星这样密度最大的天体，其成分则偏向于这些元素中一个差异极大的子集。总体而言，按原子数量计算，宇宙中约90%的原子（但按质量计算仅约7072%）仍然是氢，即使经过了数十亿年的恒星形成过程。

上面，你可以看到太阳系的重元素丰度

氧气（0.77%）、碳（0.4%）、铁（0.14%）、氖（0.12%）、氮（0.09%）以及硅（0.07%）

太阳中约1.5%的重元素来自于92亿年的宇宙历史——包括恒星形成、恒星死亡、恒星灾变以及星际介质的持续富集——这些过程导致我们的太阳和太阳系诞生时就具备了最初的成分。

所以我们必须小心，当我们把与太阳差异很大的恒星和太阳本身进行比较时，不要只看单一元素就说哦，这是我们发现过的最原始的恒星。不行；我们需要看多种元素，例如，有很多恒星铁丰度低但碳丰度高，我们不想被它们愚弄。

此前，银河系晕轮中一颗名为J10291729的恒星被发现并分析，其重元素总量仅为太阳的0.01%。而近期，从大麦哲伦云发现了一颗新恒星SDSSJ07157334，并对其进行了高分辨率后续研究，最近发表在《自然天文学》上的一篇新论文证实它是迄今为止发现的最原始的恒星。

这张图展示了许多不同低金属量恒星的铁丰度（x轴）和碳丰度（y轴）。虽然图左侧显示了许多缺铁恒星，但它们几乎都具有相当高的碳丰度，这表明它们整体上并非极度贫金属，只是在某一特定元素上如此。相比之下，J10291729和J07157334这两颗恒星的铁和碳都严重缺乏，是目前已知的最贫金属的两颗恒星。来源：A.P.Ji等人，《自然天文学》，2026年

基于轨道数据，研究这颗恒星的科学家们能够得出结论，它起源于大麦哲伦云的晕轮，在那里，星系晕轮中的恒星（而非朝向中央核球或在盘状结构中）通常是所有恒星中金属含量最低的。

这颗恒星的有趣之处在于，它并非你可能预期的低质量矮星，而是一颗演化的红巨星：它与我们的太阳差别不大，只是质量略低且演化程度更高（因为它可能更古老），因此比普通类太阳恒星更亮、温度更低，也更容易观测和获取其详细特性，比红矮星则容易得多。

基于麦哲伦望远镜配备的麦哲伦稲森京瓷阶梯光栅光谱仪（MIKE）获取的数据，研究团队得以获得该恒星的光谱，显示出与铝、氢、铁、镁相关的清晰吸收线特征，甚至还有钙与氢结合形成的分子。未检测到碳，但对碳含量设定了上限，且该上限约束得非常严格。总体而言，观测结果告诉我们，这颗名为J07157334的恒星是目前已知的最原始、金属丰度最低的恒星，其重元素含量仅为太阳的0.005%。

这幅图展示了MIKE仪器对恒星SDSSJ07157334的光谱，同时还包含另一颗贫金属恒星CD38245作为参考。注意J07157334的吸收特征浅但显著，这表明它具有极贫金属的性质；此外c图中未检测到碳，这对该恒星的整体碳丰度施加了严格限制。来源：A.P.Ji等人，《自然天文学》。

观察这样的恒星不仅仅让我们向发现真正原始的恒星又迈进了一小步，尽管它确实做到了这一点。此外，它有助于我们解决一个关键问题——这个问题影响着所有对理解宇宙中恒星如何演化感兴趣的人：化学丰度究竟是如何将最初的（第三星族）大质量、短寿命恒星群，转变为一个以形成小质量、长寿命恒星为主的群体的？

换句话说，富含重元素的气体群与几乎只含有氢和氦的原始气体群，在恒星形成方式上有何根本不同？

主流观点认为，重元素的某些特性使其冷却效率比仅由氢和氦组成的原始物质群更高。对于第一代恒星，冷却被认为主要通过氢气（H₂）和氢化氦（HeH⁺）辐射散热来实现——这是一个效率非常低的过程，但却能解释这些第一代恒星被推测的大质量。对于元素略有富集的物质群，主要有两种观点：通过碳和氧谱线的精细结构冷却，或通过尘埃的热冷却。J07157334的发现有效排除了精细结构冷却的可能性（因为碳和氧含量太少，无法使其生效），并告诉我们尘埃冷却可能是这里的关键因素。

这张图展示了恒星J07157334在过去40亿年里在银道坐标系中的过往轨道，其中在底层面板中，大麦哲伦云（LMC）和该恒星相对于银河系被展示出来，同时也相对于盖亚卫星目前观测到的所有银河系恒星。通过运动学重建，这颗恒星似乎来自大麦哲伦云的外晕，而非银河系本身。来源：A.P.Ji等人，《自然天文学》

有趣的是，尘埃冷却需要重元素丰度至少达到太阳丰度的0.001%才能足够有效；如果我们发现一颗总金属丰度更低的II星族恒星，那么利用传统物理学将无法解释它的存在。关于这颗恒星的另一个有趣之处——尽管这是一个大胆且有风险的推断——是通过恒星核合成模型，我们可以计算出什么样的原始恒星的超新星能解释这颗恒星的重元素丰度，答案是一颗约30倍太阳质量且爆炸能量很高的III星族恒星。

正如作者所指出的，发现如此贫金属的恒星表明，我们距离利用JWST探测遥远宇宙以真正找到一批原始恒星（即第一代恒星）还有多远。他们明确表示：

詹姆斯韦伯太空望远镜的发射引发了一系列极贫金属高红移星系的发现……这些无疑是令人兴奋的天体，但金属丰度限制距离合理宣称探测到第三星族恒星仍有一个数量级的差距……需要至少10倍更好的信噪比，才能证明这些高红移星系不是由J0715−7334这类恒星组成的第二星族星系。第三星族恒星的搜索仍在继续。

下次当你看到类似天文学家认为他们发现了第一批恒星的说法时，请记住这一点。目前的仪器能力还达不到要求，而这颗新发现的、迄今为止最原始的恒星，向我们展示了在最终找到第一批恒星的道路上，我们还有多长的路要走。

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