撰文 | 白雪寧（清華大學）

責編 | 韓越揚 呂浩然

近十年來，系外行星的發現如雨後春筍般層出不窮，人們對系外行星的關注也隨著2019年諾貝爾物理學獎的頒佈達到新的高度。這些系外行星系統五花八門，展現出極大的多樣性。基於數以千計的樣本，我們能夠認識到行星的普遍性，也逐漸揭示出行星系統的統計規律。

然而，這些統計規律背後隱藏著哪些秘密，是什麼造就了行星系統的普遍性和多樣性，都需要人們追根溯源，探究行星形成的物理本質。

01 “星雲假說”

早在人類認識系外行星以前，太陽系作為唯一已知的行星系統便成為了人們探究行星起源的唯一樣本。在十八世紀時，關於日心說和地心說的爭論早已平息，牛頓力學的江湖地位也已牢牢確立。基於對金木水火土幾大行星的觀測，人們已經建立起了“太陽系”的概念，較為準確地測定了地球及幾大行星圍繞太陽公轉的軌道引數，也對行星的衛星、土星環及彗星有一定了解。這些認知無疑為探究它們的起源提供了重要線索。

1755年，當時年僅31歲的康德（Immanuel Kant）出版了《自然通史和天體論》（Universal Natural History and Theory of the Heavens）一書。相對於當時主流的靜態、描述性的自然史觀，他以發展、演進的思想闡述了自己的宇宙觀。受到英國天文學家萊特（Thomas Wright）的影響，他臆測太陽系誕生於類似望遠鏡中看到的那些模糊的星雲。星雲中的粒子由於引力作用形成團塊，團塊由於某些“斥力”使其軌跡偏轉，最終使得大部分團塊聚集到系統中心形成太陽，剩餘的團塊落到共同的軌道平面圍繞中心作圓周運動。

圖1.《自然通史和天體論》（左）與<Exposition de systeme du monde>（右）

康德還認為：同樣的過程可以進一步形成衛星，而銀河的形成也是如此[1]。法國著名數學家拉普拉斯（Pierre-Simon Laplace）於1796年出版的Exposition de systeme du monde一書中也獨立提出了類似的“星雲假說”。拉普拉斯推測，太陽系起源於一團緩慢旋轉的星雲，隨著星雲冷卻開始引力塌縮，塌縮過程中由於轉動會變扁，進而成為一個圓盤，其中圓盤中心部分的物質聚集形成太陽，外圍物質聚集形成多個環，環中物質進一步聚集形成行星（如圖2）。

“星雲假說”自然地解釋了太陽系行星系統的軌道特徵，也很快被世人所接受，構成了十九世紀人們對行星起源的基本認知。

然而，隨著研究的逐漸深入，人們逐漸意識到星雲假說面臨一個嚴重的缺陷：太陽系中的各大行星（主要是木星）只佔太陽系大約0.14%的總質量，卻攜帶了太陽系99%以上的角動量。星雲假說很難解釋質量和角動量會有如此極端的分配關係。

19世紀後期至20世紀，人們針對太陽系起源的問題提出了很多其它學說，如潮汐說、捕獲說等等，力求解決前述的缺陷，並展開了激烈的討論。與此同時，物理學的發展以及觀測的進展（譬如熱力學的發展、對恆星組成和結構的理解、地球年齡的估計、隕石成分和同位素分析等）也使任何學說都需要接受更多的檢驗。

02 當代的“星雲假說”

暫且拋開角動量及星雲如何形成的問題，星雲假說需要解決的另一道難關是在“太陽星雲”中如何形成行星。沿襲前蘇聯科學家及蘇聯英雄稱號獲得者施密特（Otto Schmidt）在上世紀40年代關於太陽系行星形成的假說（儘管最終結果否定了該假說），前蘇聯科學家薩夫羅諾夫（Viktor Safronov，圖3）在上世紀60年代透過一系列工作勾勒出了太陽星雲中塵埃如何透過碰撞從小長大，進一步透過引力不穩定性形成星子，以及星子如何進一步透過碰撞生長成為行星的過程。

薩夫羅諾夫將這些結果整理到了《原行星雲的演化和地球與行星的形成》一書中，於1969年出版了俄文版。該書在1972年被翻譯成英文後獲得了西方學術界的廣泛關注，僅在70年代就獲得上百次非蘇聯學者的正面引用（在那個年代十分可觀）。特別是他關於星子生長到行星的計算隨後被美國科學家韋瑟里爾（George Wetherill）透過計算機模擬得以推廣和發展。由此開始，這些工作成為了研究行星形成理論的基本框架[3]。

圖4. 哈勃望遠鏡90年代觀測到的年輕恆星HH30的影象。黃色部分為可見光至近紅外的輻射，顯示出盤表面塵埃對原恆星的散射光（盤本身被嚴重的塵埃消光所掩蓋）。綠色部分為主要由噴流中的氣體發射線貢獻。圖片來源：C. Burrows et al. (STSCI/NASA).

到了上世紀80年代，隨著人類首顆紅外波段的空間望遠鏡——紅外天文衛星（InfraRed Astronomical Satellite, IRAS）的上天，人們對恆星形成的認識有了質的飛躍。特別地，在大量正在形成早期的年輕恆星周圍發現了額外的紅外輻射。這一紅外超出現象也表明，年輕恆星周圍有較恆星更冷的物質存在，同“星雲假說”中的“太陽星雲”完全一致。

此後越來越多的觀測都表明（比如圖4），年輕恆星周圍存在一個富含塵埃的氣體盤，它們向中心恆星吸積，並在幾百萬年後消散。這些發現使星雲假說不再是假說，而“星雲”一詞也被“原恆星盤”或“原行星盤”所取代（兩詞有時雖有所區分，但常在文獻中通用，本文一律使用“原行星盤“），只有在特指太陽系早期形成時才仍使用“太陽星雲”。

然而，觀測雖然證實了盤的存在，但並不意味著問題得到了解決。相反，在這一框架下，人們需要回答更多的問題，特別是盤具有怎樣的性質，在此基礎上進一步回答行星在盤中形成的機理，並能夠同不斷積累的各方面觀測證據相吻合。而更最先需要回答的問題便是：盤又是如何形成的？

03 恆星的誕生

人們對星雲假說的認知歷程伴隨著人們對恆星形成過程認知的深化：原行星盤的形成必然伴隨著恆星形成的過程。現在我們知道，恆星確實在“星雲”中形成，但這裡所謂的“星雲”指的是星際介質中的分子云。

氣體在星際介質中的分佈是高度不均勻的。其中密度高的區域，氣體以分子形式存在，稱為分子云（圖5）。這裡所謂的“高密度”，每立方厘米其實只有幾百至百萬數量的分子，已遠低於地球上能實現的真空。分子云的典型大小在10光年左右，質量在幾千至百萬個太陽質量。分子云中的氣體運動並不規則，是高度混亂的，稱為湍流。

分子云中這種混亂的流動對恆星形成的影響主要有兩個方面：一是更高密度的區域由於自引力作用可促成塌縮。分子云中可以存在大量這樣區域性塌縮的高密度區域，因而可以形成大量恆星；二是混亂的流動也包含隨機的旋轉，使得塌縮的區域轉動，進一步催生盤的形成。

恆星形成過程中，特別是形成的大質量恆星（質量超過約8倍太陽質量）後，其高溫高光度會產生大量紫外輻射，極紫外輻射能使周圍氣體電離，並激發其中的分子云熒光輻射，使分子云呈現出星雲狀。比如肉眼可見的獵戶座大星雲（M42）就是一個孕育恆星的分子云，距離我們約1500光年。距離我們更近的恆星形成區，如金牛座（Taurus）、蛇夫座（Ophiuchus）、豺狼座（Lupus）、英仙座（Perseus）恆星形成區等（距離約400-650光年），因為缺乏大質量恆星電離周圍氣體而並沒有那麼壯觀。

在這些星雲中，在引力主導的條件下，高密度團塊（稱為星前雲核）的塌縮近乎以自由落體的方式進行，典型時標在幾萬年（在天文尺度裡這不過是一眨眼的工夫）。塌縮中心的密度和溫度逐漸增高，將分子氣體解離成原子氣體（並最終將其電離），直至能夠建立起流體靜力學平衡“頂住”塌縮的進行。這時的塌縮中心逐漸形成了恆星的雛形——原恆星。

所謂原恆星是指其核聚變反應尚未點燃的階段（但此時可以燃燒氫的同位素——氘），此階段可持續數百萬年甚至千萬年，期間原恆星緩慢收縮，其光度也主要來自這一過程釋放的能量。在此過程中，起初原恆星被外面仍在塌縮的包層包裹，並不可見；直至塌縮完成後，包層清空，原恆星和周圍的盤才真正可見（圖4已處於此階段）。

04 見證盤的誕生

在觀測上研究盤如何形成，必須來到恆星形成的最早期，穿透仍在塌縮的包層方可一探究竟。然而這絕非易事。

分子云中的氣體富含塵埃，它們是前代恆星演化和爆發的產物。在銀河系中塵埃的質量比約為1%。這些塵埃通常比PM2.5小一個量級以上，加之湍流的作用，可以說分子云中的沙塵暴無處不在。

分子云的高密度使得這些恆星形成區在可見光波段是高度不透明的，需要紅外甚至更長波段才可略見一斑。通常波長越長，則越能深入更緻密的區域，但同時盤的輻射也越弱。毫米-亞毫米波段基本能夠兩者兼顧，這個波段的裝置也成為觀測恆星形成，特別是最為緻密的原行星盤的最佳利器（毫米/亞毫米屬於太赫茲頻段，技術要求非常高）。同時，由於盤的尺度非常小，還需要極高的空間解析度。

ALMA（Atacama大型毫米/亞毫米陣列，圖6）是位於智利Atacama沙漠上的一個毫米/亞毫米波干涉陣列，於2011年投入使用。一般來講，望遠鏡的解析度受限於其衍射極限，即波長/口徑比。要想提高解析度必須做大口徑。到了毫米/亞毫米波段，進一步提高解析度則需要使用干涉技術，即將一組望遠鏡陣列“組裝”成一臺等效的大望遠鏡，其等效口徑可達其中單個望遠鏡之間的最大距離。

ALMA主要由50個12米口徑的毫米/亞毫米波望遠鏡組成，靈敏度遠超前代裝置，等效口徑最高可達16千米，最高可實現0.01角秒的空間解析度。這相當於我們從北京看到天津的一枚硬幣。透過它，我們能看清臨近恆星形成區10個天文單位（1個天文單位即日地距離）以內的結構。正因為此，自投入使用以來，ALMA為研究恆星形成和原行星盤帶來了革命性的變革。

圖6. ALMA亞毫米/毫米陣列

得益於ALMA，我們終於能夠在盤形成的最早期捕獲到它的樣貌。這裡，盤形成的標誌性特徵是盤中氣體圍繞中心原恆星作開普勒運動，即轉速同距離的平方根成反比。另一方面，在塌縮過程中，如果角動量守恆，則我們預期轉速同距離成反比。在觀測上，人們在潛藏在濃密包層中的正在形成的原恆星周圍確實發現了從氣體旋轉曲線輪廓存在類似的轉變（圖7），這樣的觀測結果表明我們正在觀看盤在恆星形成極早期包層塌縮的過程中的形成過程！

下圖是對於L1527-IRS系統的觀測，而上述的轉換就發生在50個天文單位左右（即圖中的拐點），代表了盤早期形成時的初始大小。目前科學家已經對一些系統做過類似的測量，基於現有的樣本，科學家們可推測出盤初始形成時的個頭應當在同量級，通常不超過100個天文單位[5]。 當然，現階段這類觀測的樣本數目和觀測精度尚不足以對盤形成的機制給出詳細的限制，但它們為人們從理論上和計算中研究盤的形成提供了重要依據。

圖7. 由ALMA測量到的年輕原恆星L1527 IRS周圍氣體的旋轉曲線，即旋轉速度（千米每秒）隨半徑（天文單位）的變化。圖片來自：參考文獻[4]

05 磁場的魔咒

剛才講到的分子云中除了湍動的氣體，還有磁場。在天體物理中，磁場無處不在，卻讓人又愛又恨。愛它的重要性，恨它的難以捉摸。天文學家們戲稱，當你不理解的時候，可以考慮引入湍流；如果你還不理解，就再考慮磁場！

通常，在氣體有足夠電離的情況下（稱為等離子體），由於帶電粒子必須繞磁力線轉動，氣體和磁場能夠充分耦合，這時的氣體被稱為“理想磁流體”。在理想磁流體中，磁力線“凍結”在氣體中，隨氣體一起運動。但磁場的脾氣很倔強，它的特點是希望讓磁力線均勻且平直。如果流體的運動讓磁力線收到擠壓或彎曲，磁力線便會“反抗”，透過給氣體施加壓力和張力阻礙其運動，以使自身趨向均勻平直的狀態。

在原恆星核塌縮過程中，角動量守恆會使轉動加速，磁力線也因此被纏繞得越來越緊。它在反抗過程中會向氣體施加反作用力，反抗這種加速旋轉。這一過程被稱為磁製動（magnetic braking）。磁製動使得塌縮中的氣體的角動量被磁場帶走，因而氣體得以繼續塌縮。值得一提的是，磁製動的效應曾被瑞典科學家，磁流體力學的先驅，諾貝尓物理學獎獲得者阿爾文（Hannes Alfvén）用於解釋“星雲假說”中的角動量問題，但當時的關注點在於原初太陽同盤之間的角動量轉移，走偏了方向。

然而，磁製動的一個後果是，由於角動量被磁場帶走（注意，這裡總的角動量仍是守恆的），氣體的轉動被極大削弱。數值模擬中發現，這時氣體包層以近乎自由落體的方式直接塌縮到原恆星，而根本無法形成盤[7]！ 若果真如此，便不再會有超凡脫俗的科學家去研究行星科學，因為不再會有行星，也不再會有人類了。也許是造物主給我們開了個玩笑？

近年來，更深入的研究表明，磁場並不是完美地跟物質耦合。一方面，分子云和包層中的氣體不是完全電離的，事實上，他們的電離程度很低。由於只有帶電的粒子才能跟磁場耦合，大量的中性分子（主要是氫氣分子）能夠自主行動而不受磁場影響，只是偶爾同帶電粒子碰撞才“間接地”感受到磁場的存在。

另一方面，前面提到，分子云中存在湍流，攜帶磁場的湍流在其混亂的運動中可將小尺度的磁場耗散掉，等效地降低了磁場與氣體的耦合程度。在這些微觀效應的共同作用下，磁製動不再如此高效，盤的形成在理論上重新成為了可能（圖8）。

然而，盤形成的結果敏感地依賴於這些微觀物理作用的細節[9]。同時，前面提到恆星在分子云中是批次形成的，每個恆星形成過程中所處的外界環境，物理條件會有所不同，且原恆星之間會存在動力學相互作用，比如飛掠（flyby）等。綜合這些原因，盤的早期形成過程是複雜而多樣的。我們也有理由相信，作為行星形成的主要場所，盤的“初始條件”的多樣性為系外行星的多樣性埋下了伏筆。

06 雞生蛋還是蛋生雞

那麼，盤早期形成的初始條件能夠為行星形成留下怎樣的線索？行星形成始於塵埃的生長。前面提到，分子云中的沙塵暴只有細微的，小於PM2.5尺寸的塵埃顆粒。利用ALMA，人們發現即使在盤形成的極早期，塵埃已經有顯著的生長，甚至可達到毫米量級[10]！這同成熟的（已褪去包層的）原行星盤已無顯著區別，這也表明行星的種子在它的母體盤尚在發育時便迫不及待地生根發芽了。

如果說塵埃的顯著生長讓我們感到吃驚，那麼ALMA的另一發現更是令人咋舌：人們在極早期（只有約20萬年）的盤中發現了環狀亞結構（substructure，圖9），即盤的結構並不光滑，而存在小尺度的不均勻性。更多觀測結果表明這不是孤例[11，12]。由於在亞毫米波段直接探測到的是塵埃的分佈，這表明由於某些未知的原因，塵埃已經開始聚集。

通常，這種聚集是對氣體盤發生中內稟亞結構的響應：塵埃會向盤中壓強高的地方漂移。人們傳統上認為盤始終是光滑的，並在此基礎上構建行星形成的模型。而觀測到的結果表明盤也許自誕生起就並不安分，這會跟行星形成有關嗎？

事實上，這種環狀亞結構在更成熟的原行星盤中普遍存在，這也是ALMA對這一領域的革命性發現。在更成熟的盤中，其年齡都在百萬年以上。人們認為這一時間尺度足以形成較大質量的行星，譬如太陽星雲必須在其幾百萬年的壽命裡形成木星（否則它將無法吸積氣體包層成為巨星行）。正如大質量的行星能夠清空其軌道周圍的物體一樣（這也是國際天文學會關於行星的定義之一），行星的引力也會透過與氣體盤相互作用試圖清空其軌道周圍的盤中的氣體。這種效應對於越大質量的行星越為有效，而人們也傾向於將觀測到的這類亞結構歸結於行星形成的結果，並且對個別系統也發現了行星激發亞結構的直接或間接的證據[13]。

然而，行星形成並不是對環狀亞結構的唯一解釋。近年來，人們提出至少十多種不依賴行星的方式同樣使氣體盤中產生環狀亞結構的理論，比如這可能同盤中不同氣體成分在特定溫度下凝華對應的雪線有關，抑或是由揮之不去的磁場造成的。不論何種原因，氣體的不均勻性促使塵埃聚集，而這種塵埃的聚集則進一步在區域性催生和加速了隨後行星形成的程序。在這一框架下，亞結構不是行星形成的結果，而是成因和先兆。於是，我們陷入了雞生蛋還是蛋生雞的悖論中。

對於盤在形成極早期中呈現出的環狀亞結構究竟是行星形成的因還是果，目前我們還不得而知。更多更精細的觀測也許會為我們帶來更多線索。也許是這些亞結構孕育出了第一代行星，它們進而產生了我們在成熟的盤中看到的更為豐富的亞結構？如果這一時期行星已經形成，或許將為我們關於行星形成的認識帶來顛覆性的飛躍。

07 迷霧重重

關於盤的早期形成，人們研究的難點很大程度上在於盤被正在塌縮的包層圍了起來，而包層中的沙塵暴，使得無論在觀測還是理論方面的研究都迷霧重重。除前文重點講述的內容之外，這裡再簡要列舉幾點。

早期的盤質量可能較大，從而誘發盤中的引力不穩定性。引力不穩定性的結果之一便是形成行星質量量級的團塊，這是行星形成的另一套理論框架，可以在極短的時間內形成較大質量的行星。它在盤的早期形成和演化中起到怎樣的作用？有哪些觀測的表現？可否解釋早期盤中的亞結構？

人們觀測到以獵戶座FU星為代表的一類年輕的原恆星能夠在短時間（<1年）內亮度上升百倍，並維持至少數十年之久。由於這一時期原恆星的亮度很大程度來自盤的吸積，由此推斷早期盤的吸積過程普遍存在間歇性的爆發。這種爆發的成因是什麼？它對盤的演化和行星形成有什麼影響？

最後，除了我們對太陽系外原行星盤的研究，事實上有更多資訊來自太陽系內部。比如球粒隕石中的富鈣鋁難熔包體（Calcium-Aluminum-rich Inclusions）被認為是太陽系中最古老的物質，通常用以定義太陽系形成的時間零點（45.67億年）。在物理上這一時間零點對應於怎樣的過程？相當於原行星盤的哪個階段？

應當說，原行星盤和行星形成是一門天文學中相對年輕的領域，而研究原行星盤的形成又是年輕領域中的新興方向，有無盡的未解之謎。在未來，ALMA必將在觀測方面繼續發揮主導性作用，而中國作為核心成員國之一加入的正在建造中的平方千米陣列（Square Kilometer Array），由於其更長的波段（即穿透能力）和更強大的集光能力也將在幾年後開啟新的觀測視窗。

在理論方面，隨著超級計算機的發展和計算軟體的迭代升級，人們將可以逐漸做到更系統、更細緻地考察宏觀和微觀層面的物理對盤乃至行星形成的影響。與此同時，隨著行星科學作為一級學科在國內的興起，將原行星盤的觀測，理論與數值模擬，以及基於隕石乃至未來小行星探測等研究的結合與交叉，勢必終將帶領我們透過重重迷霧，逐漸揭示行星乃至生命誕生的物理本質。

“

作者簡介

白雪寧

2012年在普林斯頓大學獲博士學位，清華大學高等研究院研究員、天文系兼職教授，主要研究興趣為系外行星形成、等離子天體物理和計算天體物理。

”

參考文獻

[1] 宇宙發展史概論，康德著，全增嘏譯，王福山校，2016，北京大學出版社

[2] Woolfson, M.M., The Solar System—its Origins and Evolution, 1993, Q.J.R. Astr. Soc., 34, 1

[3] Brush, S.G., Theories of the origin of the solar system 1956-1985, 1990, Review of Modern Physics, Vol. 62, No. 1, 43

[4] Ohashi, N. et al. Formation of a Keplerian Disk in the Infalling Envelope around L1527 IRS: Transformation from Infalling Motions to Kepler Motions, 2014, The Astrophysical Journal, 796, 131

[5] Maury, A.J. et al., Characterizing young protostellar disk with the CALYPSO IRAM-PdBI survey: large Class 0 disks are rare, 2019, Astronomy and Astrophysics, 621, A76

[6] Pinada J.E. et al., The Specific Angular Momentum Radial Profile in Dense Cores: Improved Initial Conditions for Disk Formation, 2019, The Astrophysical Journal, 882, 103

[7] Mellon R.R., Li Z.-Y., Magnetic Braking and Protostellar Disk Formation: The Ideal MHD Limit, 2008, ApJ, 681, 1356

[8] Wurster, J., Li, Z.-Y., The role of magnetic fields in the formation of protostellar discs, 2018, Frontiers in Astronomy and Space Sciences, 5

[9] Zhao, B. et al., Formation and Evolution of Disks Around Young Stellar Objects, 2020, Space Science Reviews, 216

[10] Harsono, D. et al. Evidence for the start of planet formation in a young circumstellar disk, 2018, Nature Astronomy, 2, 646–651

[11] Segura-Cox, D.M. et al., Four annular structures in a protostellar disk less than 500,000 years old, 2020, Nature 586, 228–231

[12] Sheehan, P.D. et al., The VLA/ALMA Nascent Disk and Multiplicity (VANDAM) Survey of Orion Protostars. III. Substructures in Protostellar Disks, 2020, The Astrophysical Journal, 902, 141

[13] Andrews, S.M, Observations of Protoplanetary Disk Structures, 2020, Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 58, 483–528