国家天文台揭示类太阳恒星形成核区中存在多样磁场形态的依据是什么？
国家天文台之所以能够揭示类太阳恒星形成核区存在多样磁场形态，这背后是一系列细致入微的观测工作、先进的理论分析以及技术创新共同作用的结果。简而言之，他们不是“看到”了磁场本身，而是通过观测恒星形成过程中的物质表现，来推断磁场是如何影响和塑造这些物质的。
以下是一些关键的依据和他们是如何获得的：
1. 观测到不同阶段的恒星形成区中的物质分布和动力学特征：
原行星盘的形状和结构： 刚形成的恒星周围会有一个吸积盘，这是供应恒星生长的重要“食物来源”。科学家通过射电望远镜（如ALMA——阿塔卡马大型毫米波/亚毫米波阵列）观测这些盘的形状。如果磁场是主要的塑造者，那么盘的形状、厚度以及内部物质的流动方向会与磁场线紧密相关。例如，观测到的盘边缘可能被磁场“束缚”成特定的形状，或者在盘中出现物质流，这些流动的轨迹往往遵循磁力线的走向。
喷流和外流的产生与传播： 恒星形成早期，年轻恒星会向外喷射出高速物质流，称为喷流（jets）或外流（outflows）。这些喷流通常非常细长，并且以近乎光速的速度传播，它们是恒星形成区最显著的特征之一。观测表明，这些喷流往往是双极性的，即从恒星的两极喷出，这强烈暗示了磁场在其中扮演着关键角色。磁场可以像“轨道”一样引导和加速物质，将它们从靠近恒星的区域“发射”出去。国家天文台的科学家们通过高分辨率的成像技术，可以精细地描绘出喷流的结构、速度分布以及其中的细微变化，这些都为理解磁场的相互作用提供了线索。
吸积过程的细节： 物质从原行星盘落入恒星的过程叫做吸积。吸积过程并不是平滑的，而是伴随着物质流的到来和离开。通过观测这些吸积流的路径和速度，科学家可以推断出驱动它们的力。如果磁场能够有效地将物质从盘的内层输送到恒星表面，那么观测到的吸积通道的形状和特征就可以反过来帮助我们理解磁场的结构。
2. 利用偏振光观测来“探测”磁场的影响：
尘埃的非对称辐射： 恒星形成区充满了尘埃颗粒。这些尘埃颗粒在磁场中会被“对齐”（磁场对尘埃的偶极子影响），使得它们发出的毫米波和亚毫米波辐射具有一定的偏振。当磁场垂直于视线时，尘埃的辐射偏振方向会大致平行于磁场线；当磁场平行于视线时，偏振方向则很难确定。国家天文台利用高灵敏度的射电望远镜（如ALMA）能够精确测量这些辐射的偏振，从而绘制出磁场在恒星形成区内的空间分布和强度信息。
分子谱线的偏振： 除了尘埃，形成区内的气体分子（如一氧化碳CO）在磁场中也会发生塞曼效应，即在磁场作用下，其光谱线会分裂成多个谱线（塞曼分裂），并且这些谱线的强度比例与磁场强度成正比。通过观测这些谱线的偏振特性，可以更直接地探测到气体内部的磁场强度和方向。国家天文台的科学家会选择特定的分子谱线进行观测，以获取不同区域的磁场信息。
3. 理论模拟与观测数据的比对：
建立磁流体动力学（MHD）模型： 恒星形成的过程极其复杂，涉及到引力、气体压力、湍流以及磁场等多种因素的相互作用。国家天文台的研究人员会与理论物理学家合作，建立基于磁流体动力学（MHD）的数值模拟模型。这些模型会尝试模拟不同初始磁场强度和构型下恒星形成过程的演化。
“复现”观测现象： 如果某个模型能够成功地“复现”出观测到的原行星盘形状、喷流特征、物质分布和偏振信号等，那么就表明该模型所采用的磁场构型很可能就是真实存在的。通过比较不同模型的结果与实际观测数据之间的契合度，科学家们可以推断出恒星形成核区内磁场的具体形态。例如，有些模型可能需要一个“强磁场”来解释观测到的喷流，而另一些模型则可能需要一个“弱磁场”但具有特定螺旋结构的磁场来解释盘的稳定性和吸积过程。
4. 综合分析不同望远镜和不同波段的观测数据：
多波段观测的互补性： 不同的望远镜和观测波段能够探测到形成区内不同物理性质的信息。例如，光学望远镜可以观测到恒星本身的光和吸积盘的可见光辐射，而射电望远镜则可以穿透尘埃，观测到更深层的区域以及尘埃和气体发出的毫米波信号。红外望远镜则可以探测到尘埃的加热和辐射。国家天文台的研究人员会综合利用来自ALMA、VLA（甚大阵列）、SMA（次毫米波阵列）以及其他光学和红外望远镜的数据，从多个角度审视恒星形成区，从而更全面地理解磁场的全貌。
空间分辨率和灵敏度的提升： 近年来，随着ALMA等新一代望远镜的投入使用，天文学家们获得了前所未有的高空间分辨率和灵敏度，能够以前所未有的细节描绘出恒星形成区的结构。这意味着他们能够分辨出更小尺度的磁场结构，比如在吸积盘的特定区域或喷流的某个节点上出现的磁场变化，从而揭示磁场的“多样性”。
总而言之，国家天文台能够揭示类太阳恒星形成核区存在多样磁场形态，并非单一的“发现”，而是通过严谨的观测、精确的数据处理、先进的理论建模以及跨学科的合作，一步步拼凑出的科学图景。 他们通过观测物质的“行为”（分布、运动、辐射特性）来推断磁场的“身影”，并通过比对模拟与现实，不断 refine 对磁场在恒星形成过程中作用的理解。正是这种精益求精的探索精神，才让我们看到了恒星形成区中那复杂而迷人的磁场世界。
以下是一些关键的依据和他们是如何获得的：
1. 观测到不同阶段的恒星形成区中的物质分布和动力学特征：
原行星盘的形状和结构： 刚形成的恒星周围会有一个吸积盘，这是供应恒星生长的重要“食物来源”。科学家通过射电望远镜（如ALMA——阿塔卡马大型毫米波/亚毫米波阵列）观测这些盘的形状。如果磁场是主要的塑造者，那么盘的形状、厚度以及内部物质的流动方向会与磁场线紧密相关。例如，观测到的盘边缘可能被磁场“束缚”成特定的形状，或者在盘中出现物质流，这些流动的轨迹往往遵循磁力线的走向。
喷流和外流的产生与传播： 恒星形成早期，年轻恒星会向外喷射出高速物质流，称为喷流（jets）或外流（outflows）。这些喷流通常非常细长，并且以近乎光速的速度传播，它们是恒星形成区最显著的特征之一。观测表明，这些喷流往往是双极性的，即从恒星的两极喷出，这强烈暗示了磁场在其中扮演着关键角色。磁场可以像“轨道”一样引导和加速物质，将它们从靠近恒星的区域“发射”出去。国家天文台的科学家们通过高分辨率的成像技术，可以精细地描绘出喷流的结构、速度分布以及其中的细微变化，这些都为理解磁场的相互作用提供了线索。
吸积过程的细节： 物质从原行星盘落入恒星的过程叫做吸积。吸积过程并不是平滑的，而是伴随着物质流的到来和离开。通过观测这些吸积流的路径和速度，科学家可以推断出驱动它们的力。如果磁场能够有效地将物质从盘的内层输送到恒星表面，那么观测到的吸积通道的形状和特征就可以反过来帮助我们理解磁场的结构。
2. 利用偏振光观测来“探测”磁场的影响：
尘埃的非对称辐射： 恒星形成区充满了尘埃颗粒。这些尘埃颗粒在磁场中会被“对齐”（磁场对尘埃的偶极子影响），使得它们发出的毫米波和亚毫米波辐射具有一定的偏振。当磁场垂直于视线时，尘埃的辐射偏振方向会大致平行于磁场线；当磁场平行于视线时，偏振方向则很难确定。国家天文台利用高灵敏度的射电望远镜（如ALMA）能够精确测量这些辐射的偏振，从而绘制出磁场在恒星形成区内的空间分布和强度信息。
分子谱线的偏振： 除了尘埃，形成区内的气体分子（如一氧化碳CO）在磁场中也会发生塞曼效应，即在磁场作用下，其光谱线会分裂成多个谱线（塞曼分裂），并且这些谱线的强度比例与磁场强度成正比。通过观测这些谱线的偏振特性，可以更直接地探测到气体内部的磁场强度和方向。国家天文台的科学家会选择特定的分子谱线进行观测，以获取不同区域的磁场信息。
3. 理论模拟与观测数据的比对：
建立磁流体动力学（MHD）模型： 恒星形成的过程极其复杂，涉及到引力、气体压力、湍流以及磁场等多种因素的相互作用。国家天文台的研究人员会与理论物理学家合作，建立基于磁流体动力学（MHD）的数值模拟模型。这些模型会尝试模拟不同初始磁场强度和构型下恒星形成过程的演化。
“复现”观测现象： 如果某个模型能够成功地“复现”出观测到的原行星盘形状、喷流特征、物质分布和偏振信号等，那么就表明该模型所采用的磁场构型很可能就是真实存在的。通过比较不同模型的结果与实际观测数据之间的契合度，科学家们可以推断出恒星形成核区内磁场的具体形态。例如，有些模型可能需要一个“强磁场”来解释观测到的喷流，而另一些模型则可能需要一个“弱磁场”但具有特定螺旋结构的磁场来解释盘的稳定性和吸积过程。
4. 综合分析不同望远镜和不同波段的观测数据：
多波段观测的互补性： 不同的望远镜和观测波段能够探测到形成区内不同物理性质的信息。例如，光学望远镜可以观测到恒星本身的光和吸积盘的可见光辐射，而射电望远镜则可以穿透尘埃，观测到更深层的区域以及尘埃和气体发出的毫米波信号。红外望远镜则可以探测到尘埃的加热和辐射。国家天文台的研究人员会综合利用来自ALMA、VLA（甚大阵列）、SMA（次毫米波阵列）以及其他光学和红外望远镜的数据，从多个角度审视恒星形成区，从而更全面地理解磁场的全貌。
空间分辨率和灵敏度的提升： 近年来，随着ALMA等新一代望远镜的投入使用，天文学家们获得了前所未有的高空间分辨率和灵敏度，能够以前所未有的细节描绘出恒星形成区的结构。这意味着他们能够分辨出更小尺度的磁场结构，比如在吸积盘的特定区域或喷流的某个节点上出现的磁场变化，从而揭示磁场的“多样性”。
总而言之，国家天文台能够揭示类太阳恒星形成核区存在多样磁场形态，并非单一的“发现”，而是通过严谨的观测、精确的数据处理、先进的理论建模以及跨学科的合作，一步步拼凑出的科学图景。 他们通过观测物质的“行为”（分布、运动、辐射特性）来推断磁场的“身影”，并通过比对模拟与现实，不断 refine 对磁场在恒星形成过程中作用的理解。正是这种精益求精的探索精神，才让我们看到了恒星形成区中那复杂而迷人的磁场世界。
网友意见
依据是亚毫米波观测证据。
题目谈到的是，中国科学院国家天文台博士后 Eswaraiah Chakali 与李菂研究员领导的国际团队（包括南京大学邱科平教授、日本 Ray Furuya 教授、英国 Derek Ward-Thompson 教授等，如图）
利用麦克斯韦望远镜[1]在波长 850 微米的亚毫米波段观测尘埃，构建了迄今为止单天线望远镜拍摄的最深的银河系天区亚毫米波偏振图像，揭示了金牛座 B213 区域太阳型恒星形成核区的磁场多样性。
这是文章链接[2]，发表于 2021 年 5 月 10 日。
这是国家天文台的报道[3]，发表于 2021 年 6 月 2 日。本回答引用该报道的内容，有删改。
这一工作显示，金牛座纤维状云 B213 中只有 1/3 的云核磁场与母云磁场成协。金牛座 B213 的太阳型恒星形成核区的磁场形态（下图左侧）与多波段偏振数据显示的金牛座 B213 低密度区域的均匀大规模磁场形态（下图右侧）明显不同，与磁场约束下的恒星形成理论的预期相反。
对气体速度梯度的进一步分析显示，纤维状云的气体吸积流的动力学特性可能改变了该区域的磁场结构。
本文通讯作者李菂研究员表示，“这项观测显示即使存在可观的磁通量，分子云当地的物理条件也会极大地影响磁场形态及其在恒星形成中的作用”。
参考
- ^ （James Clerk Maxwell Telescope, JCMT）位于美国夏威夷莫纳克亚山（北纬 19 度 49 分 33 秒，西经 155 度 28 分 47 秒），海拔高度 4092 米，主镜直径 15 米。JCMT 与附近的加州理工学院亚毫米波天文台组成了人类第一台亚毫米波天文干涉仪。JCMT 参与产生了第一张黑洞图像，观测了金星大气的疑似磷化氢。
- ^Chakali Eswaraiah et al 2021 ApJL 912 L27 https://iopscience.iop.org/article/10.3847/2041-8213/abeb1c
- ^ http://www.nao.cas.cn/xwzx/kydt/202106/t20210602_6077135.html
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