宇宙中的绚丽泡沫

1983年IRAS红外天文望远镜的上天标志着天文观测全面进入到红外波段。IRAS的银河系红外图像里存在着一些“气泡”，被认为是恒星与周围星际物质相互作用的结果。在IRAS大约20年之后，Spitzer红外天文望远镜提供了更高分辨率、更高灵敏度的近红外-中红外图像（Spitzer最近彻底停止工作，结束了其长达16年的服役状态）。这些近红外-中红外图像里发现了更多的“气泡”，它们大小不一、形态各异，广泛地分布在银河系的盘面上，犹如银河上泛起的绚丽泡沫。这类“气泡”是怎么形成的，又是什么因素决定了它们的形状呢？ 

银河系中的“气泡”。^[1]它们有同样的物理起源，“气泡”的空腔是电离气体和热尘埃颗粒（红色中心区域），“气泡”的边缘是分子气体和冷尘埃颗粒混合而成的气体壳层（青色边缘位置）。 

恒星吹出的“气泡”

在银河系中，恒星与恒星之间的距离非常遥远，恒星之间的广阔空间里充满了原子气体、分子气体、电离气体。就像天空中的云朵一样，宇宙空间里的原子和分子气体也是以云朵一样的形式存在的，天文学家分别称之为原子云和分子云。原子云主要由氢原子组成，同样地，分子云主要由氢分子组成。恒星诞生于分子云中，并且对分子云产生影响。这类“气泡”就是这种影响的产物。

什么样的恒星能产生这种“气泡”呢？天文学家通过观测和理论研究发现只有恒星中的大个子才能产生这种“气泡”。这类大个子恒星，天文学家称之为大质量恒星，它们的质量是太阳质量的8倍以上。大质量恒星所发出的耀眼光芒具有很强的能量，能够电离周围的原子和分子气体，产生一个以氢离子和电子为主的热气体团，天文学家称之为电离氢区。“气泡”就属于这样的电离氢区。 

“气泡”的示意图^[1]

银河系中的这类“气泡”往往有大有小，并且形状往往不是球形，这又是为什么呢？

一场“困兽与牢笼”的争斗

影响银河系中这类“气泡”的产生与膨胀过程的主要因素包括电离气体向外扩张的趋势与周围气体对这种扩张的抑制。炽热的电离气体犹如一头困兽，想要挣脱周围冷气体的束缚，激烈争斗一番，直至力竭。

电离氢区向外扩张的动力主要由恒星的质量决定：恒星的质量决定了恒星的有效温度，有效温度决定了电离光子的数目和能量，这决定了大质量恒星所能电离的气体的范围。来自周围气体的抵抗包括多种机制，主要有三种：一种是氢离子与自由电子的复合过程，它是电离过程的反作用；一种是周围未电离气体的热压力；一种是周围气体的磁场。根据这三种抵抗力的先后作用顺序，可以把“气泡”的产生与膨胀过程分为两个阶段^[2]。

◎电离阶段

大质量恒星开始电离周围的气体，直至将周围一定范围内的气体完全电离。这个阶段主要是氢原子的被电离过程与氢离子-电子的复合过程的竞争。在早期阶段，氢原子的被电离速度远远大于氢离子-电子的复合速度，因此电离气体的范围不断扩大。随着电离气体的范围不断扩大，距离中心的大质量恒星越来越远，电离光子的密度随之降低，使得氢原子被电离的速度逐渐向氢离子-电子的复合速度接近，最后在某一位置处两者达到平衡。这个两者达到平衡的位置被称为电离氢区的斯特龙根半径。以大质量恒星为中心，斯特龙根半径范围内的气体是几乎全部电离的，温度高达7000度左右。

◎膨胀阶段

在电离阶段之后，电离氢区里的电离气体的热压力远远大于周围分子气体的热压力和磁场的约束力。在内外压力差的作用之下，电离氢区开始向四周膨胀，并随之形成环绕电离氢区的分子气体壳层。这个阶段电离氢区和环绕它的分子气体壳层就构成了“气泡”。“气泡”在内外压力差的推动下不断向外膨胀。这是膨胀的早期阶段。由于电离气体的密度随着“气泡”膨胀而降低，因此电离气体的热压力也逐渐降低。当它降低到与周围气体的热压力或者磁场的约束力相当时，“气泡”的膨胀会受到这两种抵抗力的显著影响。这是膨胀的晚期阶段。

相关的磁流体动力学研究表明，在银河系分子气体典型的磁场强度下（10 微高斯左右），磁场的作用力要远远大于分子气体的热压力。如果假设分子气体的分布是均匀的，那么分子气体的磁场会影响“气泡”的膨胀过程。由于磁场对电离气体的约束作用，电离气体只能沿着磁场的方向运动，因此在各个方向的膨胀速度会不一样。在垂直于磁场方向，磁场的约束力使得它们的膨胀速度降低；但在平行于磁场方向，它们的膨胀不受影响。磁场的作用使得电离氢区变成椭球形。对于外层的分子气体，由于电离度很低，环绕电离氢区的分子壳层的膨胀较少受到磁场作用的影响，分子壳层不会明显偏离球形。

磁场的方向为30°（相当于两点钟方向）的情况下，磁流体动力学模拟给出的形成200万年后“气泡”的形状。深红的椭圆代表电离氢区，浅紫色的圆形代表周围的气体壳层。在“气泡”形成61万年后电离气体的热压力与磁场的约束力相当^[3]。

以上对“气泡”的膨胀过程的介绍是基于周围的分子气体是均匀分布的假设。在这个假设下，磁场是影响“气泡”形状的主要因素，它使得“气泡”变成长轴平行于磁场方向的椭球。这些研究仍属于理论研究的范围。对于实际的星际空间，分子气体的密度是不均匀的，无论是“气泡”膨胀的早期还是晚期阶段，无论磁场的约束是否重要，“气泡”的膨胀也存在各向异性：往密度低的方向膨胀得快，往密度高的方向膨胀得慢。因此分子气体热压力的不均匀性影响“气泡”的形状。

一句话总结：大质量恒星的质量是决定“气泡”大小的主要因素，而周围气体的物理性质（密度分布、磁场）影响了“气泡”的形状。星际空间里复杂的物理条件决定了“气泡”的千姿百态，但是没有两个“气泡”是相同的。