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中央研究院天文及天文物理研究所研究成果發表，日期：2026年8月14日
大質量恆星誕生時，究竟是氣流拉著磁場走，還是磁場牽引氣體流動？天文學家發現在分子雲G33.92+0.11（以下簡稱 G33）這個系統，答案會隨著尺度改變。這個區域有多條分子氣體絲匯向中央，一個大質量原恆星團正在交會處形成。新研究補上過去缺少觀測的中間尺度，將磁場從10光年尺度的分子雲，追蹤到小至約0.06光年的核心外圍。由曾任職於中研院天文所、現任東亞天文臺的王嘉瑋博士領銜，與中研院天文所高培邁研究員合作，率領來自臺灣、西班牙、德國和美國的國際團隊，結合馬克斯威望遠鏡（JCMT）、阿塔卡瑪大型毫米及次毫米波陣列（ALMA）的十二米陣列和緊密陣列（ACA）的偏振觀測，發現外圍的氣流會先拖曳、彎曲並增強磁場；進入較小尺度後，受到壓縮的磁場反而開始引導氣體流向緻密核心。多股氣流碰撞不但改變磁場形貌，也為大質量原恆星團的形成創造條件。其中JCMT 負責描繪外圍分子雲，ALMA 看進中央的緻密區域，ACA 則填補兩者之間的空白，讓研究人員能沿著同一套磁場，一路追到恆星形成核心。
幾乎正面朝向地球的樞紐－絲狀系統
G33 位在銀河系盤面，距離地球約23000光年遠。數條長達秒差距（1秒差距約3.26光年）尺度的分子氣體絲伸向中央，形成典型的「樞紐-絲狀結構」系統；中央約 0.6 秒差距的範圍內，聚集了數千個太陽質量的氣體，高解析度影像還可看見物質沿著螺旋狀氣體臂流向恆星形成核心。由於 G33 的整體結構較薄，觀看角度又接近正面，沿視線方向重疊的干擾相對少，特別適合用來比對氣體往哪裡流、磁場在哪裡彎曲，以及兩者愈靠近中心時如何互相影響。
研究團隊從星際塵埃發出的偏振輻射判讀磁場方向。把三種解析度的觀測合併分析，發現磁場並不是各自朝向不同方向，而是在不同尺度上反覆出現相連的 U 形結構。愈靠近高密度中心，U 形磁場就彎得愈緊；在多數核心周圍，磁場曲率在不同尺度間可增加約一個數量級。這種有系統的變化，表示眼前所見不是幾段碰巧重疊的磁場，而是同一套磁場受到氣體推擠後留下的形貌。
大尺度觀測顯示，氣體沿著絲狀結構朝中央流動，方向與 U 形磁場一致，最後在原恆星團所在的樞紐交會。這表示匯聚的氣流會先把磁場拖向中心，並在碰撞時壓縮氣體和磁場。到了核心外圍，情況開始反轉：細長的氣體流多半沿著局部磁場前進，顯示增強後的磁場已能引導物質進入緻密核心。再往中心走，重力和旋轉接手主導，氣體與磁場也隨之扭成螺旋。從外到內，G33 呈現的是一場持續換手的角力：大尺度由氣流塑造磁場，小尺度則由磁場調節氣體，最靠近原恆星團時再由重力與旋轉主導。
從磁場曲率估算磁場強度
這項研究也換了一種方式估算磁場強度。常用的 Davis–Chandrasekhar–Fermi 方法把磁場的小幅擾動歸因於亂流，但 G33 的磁場明顯受到大尺度氣流與碰撞影響，並不適合直接套用。研究團隊因此把 U 形磁場看成氣流衝壓力（ram pressure）與磁張力拉鋸的結果，再根據磁場彎曲程度、氣流寬度、密度和速度進行估算。對 17 個緻密核心的分析指出，物質主要沿著磁場收縮，但磁力在塌縮過程中仍有作用。這些原恆星團裡的恆星形成核心可能位於兩種不同的環境中：一種位於受磁場引導的細長氣流內，另一種則位於碰撞後形成、磁場被壓平的緻密氣體層中。
G33.92+0.11 三種尺度的磁場圖。（a）JCMT 的 850 微米觀測，顯示秒差距尺度的匯聚磁場，以及左上側的 U 形結構；（b）ACA 的 1.3 毫米觀測則補上中間尺度，可見三組指向中央樞紐的 U 形磁場；（c）ALMA 十二米陣列可解析高密度核心周圍的磁場，最小尺度約為 4000 天文單位（~ 0.06光年）。結合這三幅影像，可看出 U 形磁場如何從外圍分子雲延伸至核心周圍。 圖片來源：王嘉瑋團隊
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這篇論文發表於2026年7月1日出版的天文物理期刊（Astrophysical Journal），篇名：Multiscale Magnetic Field Observations Reveal how Colliding Flows Trigger Star Formation
研究團隊：王嘉瑋（Jia-Wei Wang）、高培邁（Patrick M. Koch）、呂浩宇（Hauyu Baobab Liu）、Valentin J. M. Le Gouellec、Yuxin Lin、Qizhou Zhang 及賴詩萍（Shih-Ping Lai）。
媒體聯絡：
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中央研究院天文及天文物理研究所研究員 高培邁
Email: pmkoch@asiaa.sinica.edu.tw Tel: (02)2366-5478
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