收集宇宙化石，重现恒星侏罗纪 | 赛先生天文
导语：一直以来，全世界的古生物学家都在努力地寻找恐龙化石、收集包裹着侏罗纪蚊子的古老琥珀，利用化石信息和蚊子吸取血液中的 dna，试图重现侏罗纪时代。而当《侏罗纪公园》和《侏罗纪世界》的剧情依然历历在目，你是否想象过，我们同样可以在万点繁星中发掘宇宙化石，再现宇宙洪荒之初第一代恒星诞生之时的恒星侏罗纪呢？
撰文 | 李海宁
编辑 | 韩越扬
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有这样一批天文学家，以在太空中找寻远古宇宙遗迹为乐，并美其名曰“恒星考古”。不过他们孜孜以求的不是恐龙化石，而是宇宙中最古老的恒星。借由此文，我们带大家了解一下：那些年，我们挖到的古老恒星。
古老的恒星长什么样？
什么样的恒星才是恒星考古者心之所向的古老恒星呢？这里需要先引入一个概念——金属。何为金属？对于天文学家而言，他们眼中的“金属”和我们平时所讲的金属并不相同。天文学上，我们把一切比氦重的元素都叫做金属（包括碳、氮、氧等我们平时显而易见的“非金属”），而一颗恒星表层大气中所有金属的总和就是它的金属含量。天文学家常用在可见光范围最易测量的铁元素的总含量，来表征一颗恒星的金属含量[1]。这些金属元素不仅在天文学中非常重要，它们也是生命起源的必要条件：没有它们也就不存在如我们这样的碳基生命！
宇宙诞生之初，大爆炸产生了大量的氢、氦和极其微量的锂。在这样的环境下，我们宇宙中的第一代恒星诞生了。这些始祖恒星大多个头庞大、明亮夺目，但极其短寿。它们合成制造了一些比锂更重的金属元素，并且在结束短暂一生的同时，通过超新星爆发将其制造的各种金属元素喷射到四面八方。这些金属元素埋藏在星际尘埃当中，孕育出始祖恒星的直系后代——第二代恒星。但由于第一代恒星大多庞大而短寿，而且我们受限于现有观测能力，因此现在可以“够得着”的最年老的恒星，都是第二代恒星。
恒星如此代代相传，随着宇宙不断成长，每一代新诞生恒星中的金属含量都会比它的上一辈高一些，今天的新生儿恒星的金属含量要比一百三十亿年前的老祖先高出两百万倍。所以通常可以认为，金属含量越低的恒星，就代表着越早的宇宙进化阶段。相较于如太阳一样年轻的恒星，这些古老恒星缺乏金属元素，因此被取名为“贫金属星”。
由此可见，恒星考古发掘的宇宙化石就是贫金属星。重塑侏罗纪公园需要许多恐龙化石和古老琥珀，恒星考古也需要找到更多的贫金属星，并通过它们的性质和成分推演其形成时期的环境，重现宇宙早期的恒星侏罗纪。
不忍直视的低金属含量
事实上，贫金属星的最初发现纯属意外。直到上世纪中叶，天文学家仍然普遍认为所有的恒星都具有与太阳一样的金属含量和化学组分。虽然观测到的恒星光谱千差万别（图1），但大家通常认为，那只是恒星表面温度的差异造成的不同。
图1. 不同光谱型以及一些特殊星的恒星光谱示例。每一行代表了一颗（类）恒星的光谱（从蓝到红），其中的暗线为不同化学元素产生的吸收线。注意贫金属星hd94028（倒数第3行）的光谱中几乎没有吸收线。（credit & 凯时尊龙官网 copyright : kpno 0.9-m telescope, aura, noao, nsf）
1951年，美国天文学家j. chamberlain和l. aller在分析一批恒星光谱的过程中，遇到了一件匪夷所思的事情：他们发现有两颗恒星的钙和铁的含量少得可怜[2]。其中一颗名为hd140283的恒星，金属含量居然不到太阳的二十分之一。时至今日，我们已经确知这颗星的金属含量其实连太阳的百分之一都不到。据说当年两位作者也得到了类似的结果，只是审稿人看到如此离谱的金属含量，表示无法接受，迫使他们通过调节温度，尽可能将金属含量提高了一些才得以发表。
今天，hd140283已经成为检验贫金属星分析技术是否可靠的经典标准，甚至没有分析过它的光谱的人，都不好意思说自己是做恒星考古的。
没有最低，只有更低
距离hd140283的发现已经过去了半个多世纪，恒星考古者的追求也发生了翻天覆地的变化：大家开始乐此不疲地刷新低金属含量的宇宙纪录。
上世纪八十年代起，大面积天区巡天技术的逐渐完善引发了一轮发掘贫金属星的热潮。很快，贫金属星cd-38°245的发现大力击碎了恒星考古者坚信数十年的迷思——“太阳金属含量万分之一是个不可逾越的槛”[3]。
不过接下来却耗费了近二十年，德国天文学家n. christlieb才找到了he 0107-5240，打破了低金属含量的宇宙纪录[4]。这颗宇宙化石的金属含量不到太阳十五万分之一，妥妥的就是传说中第一代恒星的直系后代。它的发现曾经轰动一时：我们在自己的银河系里居然能挖到如此原始的第二代恒星！
三年之后，同一个团队发现了金属含量不到太阳二十五万分之一的he1327-2326，再次创下新纪录[5]。这个纪录继续保持了十年，才被一个澳大利亚团队发现的sm0313-6807给大幅刷新[6]（图2）。
图2. sm0313-6807光谱中几乎看不到什么吸收线：最强的线都来自于氢、碳以及地球大气，而非它本身的外层大气。（image credit: anna frebel）
这颗新纪录创造者的金属含量低到爆表，研究团队没能在它的光谱中找到任何一条可用的铁线。目前能给出的只有一个金属含量的上限——不超过太阳金属含量的两千万分之一！不过它还含有碳和钙等其他元素，因此仍然属于第二代恒星。
屈指可数的第二代恒星向我们展示的宇宙早期恒星诞生环境，远比想象的更多样、更复杂，也正因此，更多天文望远镜将目光投向这些早期宇宙演化历史见证者的发掘中。刷新低金属含量纪录固然刺激，但也许只有找到真正的第一代恒星，才能算作恒星考古人的终极目标。
银河系双晕：土著和移民
虽然能明确归为第二代恒星的超级贫金属星实属稀有物种，但是当许多贫金属星聚到一起，总会给我们带来点意外收获。
长久以来，我们所“看到”的银河系是由核球、银盘和银晕构成的（图3）；我们默认银盘存在薄盘和厚盘两个成分，而对于银晕的成分并不清楚。
图3. 银河系由薄盘（thin disc）、厚盘（thick disk），核球（bulge），恒星晕（stellar halo）和暗物质晕（dark matter halo）等组成。（image credit: amanda smith, institute of astronomy, cambridge university）
2007年，澳大利亚天文学家d. carollo和她的研究团队对万余颗贫金属晕星进行了统计分析，并且第一次在观测上发现，这些低调的贫金属星所居住的银河系晕看似和谐，居然很可能存在两个本质不同的成分：住在内部区域的晕星大多是银河系本地产生的“土著”；而银晕的外部区域则主要被来自于近邻矮星系的“移民”所占领，它们是在矮星系与银河系的碰撞过程中被吸积进来的[7]。这两个来源不同的成分呈现出大相径庭的金属含量和旋转速度特征。
在随后的十年里，关于双晕说的真实性时有纷争，不过相信不断扩大的贫金属星样本最终将为我们解开银晕中古老恒星的起源之谜。
邻居院子里的惊人宝藏
热衷于恒星考古的天文学家在银河系自家院子里挖得不亦乐乎之余，也没有放过院子外面的“邻居”——环绕在银河系周围的矮星系（图4）。他们相信这些暗弱的小星系比银河系更古老，所以相比银河系里的同类恒星，邻居院子里的贫金属星极可能保留了宇宙更早期的遗迹。而这些古老恒星的化学组成也应当很大程度反映了那个时期的化学元素合成历史。
图4. 围绕在银河系周围的矮星系分布图。右下角标示了10万光年的尺度。（image credit: j. bullock, m. geha, r. powell）
2015年，来自美国的一个研究团队在研究一组矮星系时发现，一个叫做reticulum ii的矮星系在化学成分上有点不合群。不同于其他矮星系，reticulum ii的许多亮星都拥有超量的快中子俘获元素[8]（注：宇宙中比铁重的元素是通过俘获中子逐步合成的，不同的中子密度会导致快中子俘获过程或者慢中子俘获过程）。这表明很久很久以前，reticulum ii内部很可能发生过一起极罕见的剧烈事件，这次事件产生了大量快中子俘获元素并污染了这些恒星。
这一近乎惊人的发现使我们意识到，超新星并不能解释宇宙中所有的快中子俘获元素。因为若要产生如此巨量的重元素，大约需要一千颗超新星，试问一个弱小的矮星系如何能在这样的大型杀戮之后存活下来？（矮星系质量和个头都很小，如此巨大能量的爆炸很可能使其灰飞烟灭。）
与理论模型的比较表明，两颗中子星的碰撞并合似乎是这样一起事件的最佳解释。当时，双中子星并合似乎只是纸上谈兵，但在2017年8月，一切都得到了证实：人类第一次探测到了双中子星并合的引力波信号及光学对应体（图5）。
图5. 双中子星想象图（image credit: nsf/ligo/sonoma state university/a. simonnet）
经历了半个多世纪的上下求索，恒星考古人在探索第一代恒星、重现恒星侏罗纪的道路上越走越欢。在不断收集宇宙化石的途中，他们也收获了双中子星并合的化学产物、银河系晕起源的历史遗迹等诸多意外惊喜。不过，重现恒星侏罗纪的故事还在继续，我们将在下篇为大家揭秘恒星考古的正确姿势，敬请期待。
作者简介
李海宁，中国科学院国家天文台副研究员，中国科学院青年创新促进会成员。主要研究领域是恒星考古和银河系演化。
往期回顾
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参考资料
[1] a. frebel & j.e. norris 2015, ara&a, 53, 631
[2] j.w. chamberlain & l.h. aller 1951, apj, 114, 52
[3] m.s. bessell & j.e. norris 1984, apj, 285, 662
[4] n. christlieb et al. 2002, nature, 419,904
[5] a. frebel et al. 2005, nature, 434, 871
[6] s. keller et al. 2014, nature, 506, 463
[7] d. carollo et al. 2007, nature, 450, 1020
[8] a.p. ji et al. 2016, nature, 531, 610
文章头图及封面图片来源：nasa/esa/a. nota (stsci/esa)
