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2019-04-01黯淡之星－ 棕矮星的身世解謎
592 期
Author 作者
謝天晧／清華大學天文博士，2016 年起任職中央研究院天文 所博士後研究員，專長為恆星形成、電波觀測。
眺望夜空看見滿天星星時，讀者可曾想過，有一部分不發光的星星就躲藏在黑暗之中？
當恆星質量低於0.072個太陽質量（M☉）時，重力的收縮不足以讓恆星內部產生足夠的熱來點燃氫的核融合反應。此時，假如恆星質量高於0.012 個太陽質量，它將可以進行氫的同位素──氘（deuterium）融合反應。而在把氘燃燒殆盡後，它將失去逐漸冷卻失去光芒，成為宇宙中無法被看見的黑暗天體。這類介於0.012~0.072 太陽質量的恆星，就稱之為棕矮星（brown dwarf）。
科學上的未解之謎──棕矮星的形成
大多數的恆星，於分子雲（molecular cloud）內形成。受重力及紊流的影響，雲氣漸漸聚集成許多不同的團塊，而這些團塊內部又慢慢聚集成密度較高的無星核。當無星核密度提高時，重力將隨之增加；此時，若重力大於支撐星核的熱壓力，則發生坍縮並形成恆星，而決定坍縮與否的關鍵參數就是「金斯質量（Jeans Mass，或稱金斯不穩定性）」。
經觀測到分子雲密度及溫度，科學家推估一般分子雲內的金斯質量大約是1~2個太陽質量的大小。也就是說，分子雲中經重力坍縮形成的恆星，其質量都將遠超過棕矮星的質量。一般的恆星形成模型無法解釋棕矮星的形成，這成為了觀測以及理論天文學家的一大挑戰。目前，最為被接受的棕矮星形成方式有3 種，不過當前天文學家並沒有決定性的證據證明哪一種路徑為真，也因此棕矮星的形成依然是恆星形成領域中的熱門話題。
首先，這個過程可能是恆星形成的縮小版，意即棕矮星與一般恆星一樣，是經由無星核坍縮而成。那麼，要怎麼克服金斯質量的限制呢？
已知分子雲內的雲氣密度分布並不均勻（圖一），從金斯不穩定性的角度來看，密度越高的區域越容易發生坍縮；因此若分子雲內的某塊小區域的密度較高，則金斯質量就會隨著密度的上升而下降，使得質量較小的星星甚或棕矮星可經由坍縮來形成。另外，天文學家藉由分子譜線的都卜勒效應可測量出分子雲內的雲氣運動狀態，發現分子雲內存在著大量的紊流，而這些紊流可以擠壓分子雲內的雲氣，產生密度高過周遭數十倍至百倍的高密度區域，進而坍縮形成棕矮星。
藝術家概念下的T型棕矮星。
（By NASA ∕ JPL-Caltech－http://planetquest.jpl.nasa.gov/image/114, Public Domain, https://bit.ly/2U1z1YT）
推理二：原恆星盤的遺留物
第二種棕矮星的形成假說認為：棕矮星是在原恆星盤（protostellar disks）面形成的。
藉由高解析度的大型望遠鏡，如阿塔卡馬大型毫米波及次毫米波陣列（Atacama Large Millimeter/submillimeter Array, ALMA，圖二）， 大量的原恆星盤已經被解析。天文學家發現原恆星盤在形成過程中，可能處於重力的不穩定狀態。不穩定的原恆星盤有可能進一步分裂，有時較大的碎片有可能再度坍縮並落入穩定軌道形成行星，而動能較大的碎片將可能被拋離原來的系統，形成棕矮星。
圖二：位於智利的阿塔卡馬大型毫米波及次毫米波陣列望遠鏡。（中研院天文所博士崔浩攝影）
推理三：營養不良的星星
最後一種棕矮星的形成理論認為：棕矮星是發育不完全的恆星。要先說明的是，低質量恆星的形成過程大約是數百萬年，而在最初約30~50萬年間是主要吸積 （accretion）時期；也就是說，恆星大部分的質量都是在這段時間內從原恆星核獲得。......【更多內容請閱讀科學月刊第592期】