秀給你看：磁場和重力PK！
透過高靈敏度ALMA望遠鏡觀測塵埃偏振光，中央研究院天文及天文物理研究所Patrick Koch博士表示，「W51是銀河系中質量最大的恆星形成區之一，了解它的磁場形態，能讓我們更認識恆星形成的過程。此外，這次我們還得知ALMA望遠鏡擁有強大的偏振觀測能力，未來將協助天文學家獲得更多新發現。今後的塵埃偏振觀測將為我們揭露更多在分子雲深處的磁場結構細節，進一步探討磁場在恆星形成中的作用。」
(中央研究院天文及天文物理研究所研究發表，時間: 臺北時間2018年4月11日)
原文刊載於AAS NOVA（← 點此連結），作者為 Kerrin Hensley, AAS Media Fellow。本文經作者同意翻譯中文使用。轉載請保留該原始出處及連結。
深藏在稠密的氣體及塵埃組成的巨分子雲核內，往往是望遠鏡無法輕易探測之處，也是恆星形成的好地方。在銀河系規模最大的某一恆星形成區，ALMA望遠鏡取得了多張恆星形成區的精細圖像，還顯出那裏複雜交錯的磁場結構。
由史匹哲太空望遠鏡 (Spitzer)的紅外線陣列相機(IRAC)所拍攝到的「W51恆星形成區」全景。圖片來源：Spitzer
恆星怎麼形成？
根據簡略版的恆星形成理論，當稠密分子氣體聚集到足以使其自身重力大於氣體的熱壓力時，氣體會塌縮並形成恆星。然而在恆星形成的真實場景中，壓力和重力之間的出入平衡並非這麼簡單，而是更為複雜。因為瀰漫於恆星苗圃中的分子氣體，其實是受到磁場影響。而磁場，則被認為會阻礙到重力向內拉的效應，也減緩恆星形成的速度。天文學家該怎麼做才能認識遙遠天體的磁場呢？一種方法是測量塵埃的偏振光。由於細長型的塵埃顆粒傾向於將它的短軸和磁場方向平行對齊。塵埃顆粒系統性地沿磁力線對準，使塵埃顆粒的發射譜線與局部（local）磁場垂直，造成偏振光。這使得我們從偏振方向能推斷磁場方向。
磁場如何追蹤？
由中研院天文所高培邁博士(Patrick Koch)主導的團隊，透過高靈敏度的ALMA望遠鏡，觀測了塵埃的偏振光，藉這個方式來了解更多關於銀河系「W51恆星形成區」的磁場形態。
W51是銀河系中最大的恆星形成區之一，區內大質量原恆星有：W51 e2、W51 e8和W51 North；ALMA觀測顯示，這三區都有偏振的發射光。將磁場方向從偏振光中提取出來後，團隊發現，分子雲中含有一從未見過的有序磁場結構：在大質量恆星形成核心周圍的幾個小團塊，呈現類似「彗星形狀」的磁場結構，可能表示這些較小的團塊正被拉向質量更大的核心。
目前，該團隊的發現已讓我們知道，磁場結構可以說明恆星形成區內的物質流動情形，而此項關鍵，則有助於我們更了解恆星形成本身的性質。
圖二：圖中(a)、(b)、(c)三欄顯示的是由「次毫米波陣列」（SMA）取得的大質量原恆星W51 e2、W51 e8和W51 North的磁場方向，與之對照的是 ALMA觀測取得的(d)、(e) 欄。[引用自Koch et al. 2018]
導引恆星形成
究竟W51 中的磁場對恆星形成是助力還是阻力？為了探索這個問題，Koch和合作者引入了 sin ω 這個參數, 其中ω是局部重力和局部磁場間的夾角。
當重力與磁場之間的夾角較小時（sin ω 值趨近於0），磁場對分子雲塌縮不太有影響。如果重力和磁場垂直（sin ω值趨近於1），磁場會減緩氣體往內掉落（infall），抑制恆星形成。
圖三：從"W51 e2"和"W51 e8" 這兩個大質量原恆星得到的 sin ω 參數和其周圍環境的分布情形。顏色偏黃的部分顯示磁場會減緩氣體掉落，抑制恆星形成；顏色偏藍的部分則顯示磁場對分子雲塌縮影響不大。 [引用自Koch et al. 2018]
基於這個sin ω 參數，他們發現了一些重力不受磁場影響的狹窄通道。這些磁性通道可導引氣體流向緻密核，協助了恆星形成的過程（如圖三）。
綜合Koch團隊的觀測結果，我們得知ALMA望遠鏡擁有強大的偏振觀測能力，未來將協助取得更多新發現。這次及後續可望發表的塵埃偏振觀測，將持續為我們揭露分子雲中微妙的磁性結構，深入探討磁場在恆星形成中的作用。
科學審訂：周美吟博士 ／ 中文翻譯： 黃珞文
論文篇名：
團隊成員：Patrick M. Koch (ASIAA中研院天文所)、湯雅雯 (ASIAA中研院天文所)、賀曾樸 (ASIAA中研院天文所, EAO東亞天文臺)、顏士韋 (ESO歐南天文臺) 、蘇裕農 (ASIAA中研院天文所)、高桑繁久 (日本鹿兒島大學)