張 昶，李金增，袁敬華

(1.中國(guó)科學(xué)院 國(guó)家天文臺(tái)，北京100101；2.中國(guó)科學(xué)院大學(xué) 天文與空間科學(xué)學(xué)院，北京100049)

1 引 言

通常，天文學(xué)家把質(zhì)量小于3M⊙(M⊙為太陽(yáng)質(zhì)量)的恒星稱為小質(zhì)量恒星，質(zhì)量為3M⊙～8M⊙的恒星稱為中等質(zhì)量恒星，質(zhì)量大于8M⊙的恒星稱為大質(zhì)量恒星。不同質(zhì)量的恒星有著不同的形成和演化過程。

20 世紀(jì)60年代，天文學(xué)家在星際空間發(fā)現(xiàn)了分子云氣體和嵌埋在其中正在形成階段的原恒星(protostar)之后，恒星形成的過程才初步被人們所了解：對(duì)恒星形成的一個(gè)最基本看法是，恒星是由足夠大的氣體云在其自身引力作用下坍縮而成。在不考慮磁場(chǎng)和湍動(dòng)時(shí)，分子云由自身引力引發(fā)坍縮的判據(jù)(即金斯判據(jù))是，分子云質(zhì)量M必須大于金斯質(zhì)量MJ。由能量平衡條件可求得：

其中，ρ是分子云的質(zhì)量密度，T是溫度，G是引力常數(shù)，μ=1.36 是分子云的平均原子權(quán)重，mH是氫原子質(zhì)量，n是粒子的數(shù)密度。由觀測(cè)得知，只有分子云才有可能滿足金斯條件，而原子云不能形成恒星。另一方面，自引力支配所要求的最小柱密度與CO 和H2等分子屏蔽紫外輻射，使分子云免遭破壞所要求的柱密度大致相等，這也表明恒星形成于分子云中[1]。

經(jīng)過半個(gè)多世紀(jì)的觀測(cè)研究，天文學(xué)家對(duì)恒星形成過程已經(jīng)有了很深入的了解，其中對(duì)于中小質(zhì)量恒星形成過程更是如此。但是，大質(zhì)量恒星形成過程始終不為天文學(xué)家所了解，其演化快、嵌埋深、反饋劇烈等一系列問題阻礙著天文學(xué)家對(duì)其形成過程的進(jìn)一步研究。如今，已經(jīng)有多種關(guān)于大質(zhì)量恒星形成的理論模型被提出，但是沒有哪一種理論模型可以很好地與觀測(cè)現(xiàn)象相符合，因此，要想研究大質(zhì)量恒星的形成過程，就必須通過特殊的觀測(cè)手段，找到大質(zhì)量恒星形成早期階段的候選體。

因分子外向流普遍存在于恒星形成的大部分階段，且根據(jù)外向流的形貌和成分組成，我們可以揭示中心原恒星的性質(zhì)，所以分子外向流自然成為了恒星形成領(lǐng)域熱門的研究對(duì)象。經(jīng)過對(duì)分子外向流近40年的觀測(cè)和理論研究，人們發(fā)現(xiàn)，通過研究分子外向流，可以揭示中心星的部分性質(zhì)。此外，分子外向流還在不同尺度上影響著恒星的形成，甚至是整個(gè)巨分子云的熱能和湍動(dòng)的來源。可以說，分子外向流對(duì)于恒星形成既有促進(jìn)作用，也有抑制作用。

近十幾年來，隨著紅外空間望遠(yuǎn)鏡巡天項(xiàng)目的發(fā)展，天文學(xué)家通過分析紅外巡天數(shù)據(jù)取得了豐碩的成果，其中最引人注目的成果之一便是發(fā)現(xiàn)了在大質(zhì)量恒星的早期形成階段分子外向流的優(yōu)秀候選體——綠色延展天體(extended green object,EGO)。對(duì)已經(jīng)證認(rèn)出的300余個(gè)EGO 進(jìn)行多波段觀測(cè)后發(fā)現(xiàn)，大部分EGO 與大質(zhì)量恒星形成活動(dòng)有很強(qiáng)的相關(guān)性，這無疑在很大程度上豐富了大質(zhì)量恒星形成的研究手段。目前，大質(zhì)量恒星形成已經(jīng)成為天文學(xué)研究的熱門課題。

2 恒星形成的基本理論

2.1 小質(zhì)量恒星

一般來說，天文學(xué)家把質(zhì)量小于8M⊙的恒星統(tǒng)稱為小/中質(zhì)量恒星，因?yàn)檫@類恒星形成的過程較為相似。自從20 世紀(jì)60年代射電望遠(yuǎn)鏡被大規(guī)模用于天文觀測(cè)以來，天文學(xué)家在星際空間首次發(fā)現(xiàn)了分子氣體和分子云的存在[2–4]。這項(xiàng)被稱為20 世紀(jì)天文學(xué)四大發(fā)現(xiàn)之一的重大成果使人們?cè)诤艽蟪潭壬咸岣吡藢?duì)恒星形成的認(rèn)知。

根據(jù)現(xiàn)有理論，恒星形成于星際的分子云中，且這種冷暗的分子云通常只有10 K 左右的溫度，其空間尺度可以達(dá)到幾秒差距至幾百秒差距，總質(zhì)量高達(dá)幾十至上千倍太陽(yáng)質(zhì)量。小質(zhì)量恒星通常不會(huì)單獨(dú)形成，分子云受到擾動(dòng)時(shí)會(huì)碎裂成與其金斯質(zhì)量相當(dāng)?shù)男≡坪耍≠|(zhì)量恒星便在小云核中形成。小質(zhì)量恒星在各形成階段的典型尺度如圖1所示。

圖1 小質(zhì)量恒星在各形成階段的尺度[5]

現(xiàn)在，天文學(xué)家對(duì)小質(zhì)量恒星的形成過程已經(jīng)較為了解。Shu 等人[6]將小質(zhì)量恒星的形成過程劃分成四個(gè)主要的階段?；谏鲜隼碚撃Ｐ?，Lada[7]根據(jù)能譜分布把早期階段的年輕星分成三種類型：Class Ⅰ,Class Ⅱ和Class Ⅲ，并根據(jù)這三類年輕星的演化情況構(gòu)建了小質(zhì)量恒星形成的時(shí)間演化序列。后來，Andre 等人[8]又在此基礎(chǔ)上觀測(cè)證實(shí)了處于更早期的恒星演化類型——Class 0。Bachiller[9]對(duì)這四個(gè)階段對(duì)應(yīng)的能譜分布(spectral energy distribution,SED)進(jìn)行了總結(jié)歸納(如圖2所示)，得出了現(xiàn)在較為公認(rèn)的小質(zhì)量恒星的形成過程。

(1)分子云/分子云核階段：星際空間中的冷暗分子云最初處于壓力平衡狀態(tài)，即內(nèi)部熱壓與自引力基本平衡的狀態(tài)。此時(shí)的分子云會(huì)緩慢地旋轉(zhuǎn)和收縮，分子云內(nèi)溫度上升。當(dāng)分子云內(nèi)熱壓不足以對(duì)抗自身引力，即分子云質(zhì)量大于金斯質(zhì)量時(shí)，分子云會(huì)碎裂成金斯質(zhì)量大小的分子云核。由于角動(dòng)量守恒，此時(shí)的分子云核會(huì)以更快的速度旋轉(zhuǎn)。

(2)引力坍縮階段：當(dāng)分子云核內(nèi)熱壓無法抵抗自身的引力時(shí)，云核便開始向內(nèi)坍縮。由于云核外層氣體的角動(dòng)量較大，中心區(qū)域的角動(dòng)量較小，根據(jù)角動(dòng)量守恒定律，外層氣體不會(huì)馬上落入中心區(qū)域，而是圍繞中心區(qū)域旋轉(zhuǎn)，形成一個(gè)旋轉(zhuǎn)的偏平吸積盤(accretion disk)(典型小質(zhì)量恒星的吸積盤的尺度約為幾十到上百個(gè)天文單位)；靠近中心區(qū)域的氣體會(huì)直接落入引力勢(shì)阱中，并在中心區(qū)域形成原恒星。

圖2 小質(zhì)量恒星形成過程及其各階段對(duì)應(yīng)的能譜分布[9]

(3)物質(zhì)吸積階段：云核中的大部分物質(zhì)不會(huì)馬上落入中心的原恒星，而是聚集在旋轉(zhuǎn)的吸積盤上。中心的原恒星通過從其兩極區(qū)域產(chǎn)生的高準(zhǔn)直性噴流(jet)/分子外向流(outflow)釋放氣體的多余角動(dòng)量，使吸積盤中的物質(zhì)得以下落到原恒星上，從而使原恒星質(zhì)量持續(xù)增加。

(4)物質(zhì)驅(qū)散階段：隨著吸積盤中的物質(zhì)不斷落入中心星中，原恒星內(nèi)部的熱壓和光壓不斷增大，導(dǎo)致吸積率下降，外向流張角變大。當(dāng)原恒星的質(zhì)量達(dá)到點(diǎn)燃熱核反應(yīng)的要求時(shí)，中心原恒星的質(zhì)量不再有實(shí)質(zhì)性的增長(zhǎng)，而是開始準(zhǔn)靜態(tài)收縮，并且表面出現(xiàn)對(duì)流層。此時(shí)中心星進(jìn)入零齡主序階段。因中心星的輻射和星風(fēng)的影響，吸積盤中殘留的物質(zhì)不會(huì)繼續(xù)下落到中心星上，而是部分形成行星系統(tǒng)，部分被驅(qū)散。

上述這四個(gè)理論預(yù)言的階段已經(jīng)得到了實(shí)際觀測(cè)的證實(shí)。天文學(xué)家利用從光學(xué)到紅外，再到毫米射電波段的觀測(cè)設(shè)備，成功地找到了小質(zhì)量恒星形成的各個(gè)階段所對(duì)應(yīng)的現(xiàn)象。例如，19 世紀(jì)被光學(xué)望遠(yuǎn)鏡所發(fā)現(xiàn)的Burnham 星云，在1940年被命名為赫比格-阿羅天體(Herbig-Haro object,HH object)。HH 天體被認(rèn)為是新生恒星的噴流與星際物質(zhì)高速碰撞時(shí)所產(chǎn)生的帶有明亮光學(xué)輻射的天體，所以HH 天體是恒星形成早期活動(dòng)在光學(xué)波段的很好的示蹤物。旋轉(zhuǎn)的吸積盤還會(huì)激發(fā)盤上氣體，在紅外波段形成明亮的輻射，高速噴流和分子外向流也會(huì)激發(fā)其中的特征分子(如CO,SiO,HCO+,CH3OH 等)譜線和分子脈澤發(fā)射(如CH3OH,H2O 等)。以上這些輻射均被天文學(xué)家利用紅外到射電波段的望遠(yuǎn)鏡所探測(cè)到。

目前，小質(zhì)量恒星的形成機(jī)制已經(jīng)較為明確。雖然如脈澤現(xiàn)象的抽運(yùn)機(jī)制和外向流形成的物理過程等問題未被解決，但是小質(zhì)量恒星的形成理論總體是正確的。

2.2 大質(zhì)量恒星的形成

作為宇宙空間中高能光子輻射和重金屬元素的主要貢獻(xiàn)者，大質(zhì)量恒星在星際介質(zhì)的物理與化學(xué)演化，以及星團(tuán)和星系的形成和演化中扮演著重要角色。但是，大質(zhì)量恒星形成的基本理論還未建立。與小質(zhì)量恒星的研究相比，大質(zhì)量恒星的研究工作要滯后很多，其主要原因是：一方面，在大質(zhì)量恒星形成過程中，由于較強(qiáng)的紫外輻射對(duì)其初始形成環(huán)境的破壞，形成大質(zhì)量恒星的初始環(huán)境變得無法追溯。此外，致密的云核中還同時(shí)蘊(yùn)藏著一系列恒星、星團(tuán)和O/B 星協(xié)[10]，因此，研究對(duì)象更加復(fù)雜?？梢哉f，目前對(duì)于大質(zhì)量恒星的誕生和最早期演化階段的研究，無論在觀測(cè)上，還是在理論上都較為匱乏。另一方面，由于大質(zhì)量恒星的演化時(shí)標(biāo)遠(yuǎn)小于小質(zhì)量恒星的(如O 型星的開爾文-亥姆霍茲時(shí)標(biāo)τK-H<104a)，因此，大質(zhì)量恒星幾乎沒有一個(gè)明確的主序前演化階段，而是直接進(jìn)入主序階段[11]。此外，大質(zhì)量恒星通常形成于巨大的稠密分子云核中，因此周圍的分子包層很厚，即使大質(zhì)量恒星已經(jīng)形成，它仍然有一段時(shí)間被深埋在分子云核中。被嵌埋的大質(zhì)量恒星會(huì)發(fā)出大量高能光子，周圍的分子云核會(huì)被這些高能光子電離，因此，分子包層內(nèi)會(huì)形成典型尺度小于0.03 pc 的超致密電離氫區(qū)(hyper compact H Ⅱregion,HCH Ⅱ)[12]。這種仍然嵌埋在母分子云中的超致密電離氫區(qū)是新形成大質(zhì)量恒星的重要演化階段和表現(xiàn)形式。在這種情況下，天文學(xué)家只有通過觀測(cè)其離子、原子和分子在紅外和射電波段的電磁輻射來研究它們，通常的光學(xué)波段觀測(cè)是無效的。

Zinnecker 和Yorke[13]將大質(zhì)量恒星的形成過程劃分成四個(gè)主要的演化階段：(1)紅外暗云(infrared dark cloud,IRDC)；(2)熱分子云核(hot core)；(3)超致密電離氫區(qū)(ultra compact H Ⅱregion,UCH Ⅱ)，其典型尺度為0.05～0.1 pc[14,15]；(4)致密與經(jīng)典電離氫區(qū)。根據(jù)目前的觀測(cè)和理論分析，第三個(gè)階段，即超致密電離氫區(qū)，是大質(zhì)量恒星已經(jīng)形成的判據(jù)[16]。那么，若試圖研究大質(zhì)量恒星形成的原初條件，就要在大質(zhì)量恒星開始熱核反應(yīng)之前將其從第一或者第二演化階段的候選體中有效地篩選出來。

觀測(cè)大質(zhì)量恒星的形成過程存在諸多困難，因?yàn)槠湫纬衫碚撨€未被建立，但這并不妨礙天文學(xué)家提出各種關(guān)于大質(zhì)量恒星形成過程的猜測(cè)和理論模型。迄今為止，主要有三種大質(zhì)量恒星形成過程的理論模型。

(1)單體吸積模型：在第2.1 節(jié)里我們描述了小質(zhì)量恒星形成的過程。因?yàn)榇诵纬赡Ｐ鸵呀?jīng)被證實(shí)是正確的，所以，天文學(xué)家自然而然地延續(xù)這個(gè)思路，提出了大質(zhì)量恒星單體吸積形成模型。此模型可以看作是小質(zhì)量恒星形成模型的放大版本。人們認(rèn)為大質(zhì)量恒星誕生于大型分子云核中，其形成過程和物理現(xiàn)象與小質(zhì)量恒星類似，只是過程更加劇烈。但是，人們通過進(jìn)一步的數(shù)值模擬計(jì)算發(fā)現(xiàn)，當(dāng)中心原恒星所吸積質(zhì)量達(dá)到10M⊙時(shí)，原恒星的輻射光壓和內(nèi)部熱壓就可以與自身引力相抗衡，以致吸積盤上的物質(zhì)停止下落到原恒星上。這樣，原恒星的質(zhì)量將被限制在10M⊙之內(nèi)，這顯然不符合觀測(cè)事實(shí)。隨后，支持此模型的天文學(xué)家提出，光子可以從兩極區(qū)域由噴流和外向流活動(dòng)而清掃出的高透明度柱狀空腔中逃逸，從而使原恒星內(nèi)部的光壓減小。這種假設(shè)的模擬結(jié)果是，原恒星質(zhì)量上限可提高到近100M⊙[17–20]。但是，由于該模擬中沒有考慮分子外向流所帶出的物質(zhì)質(zhì)量的影響，只是根據(jù)云核質(zhì)量給出可以形成的最大恒星的質(zhì)量上限，故這種理論還是存在缺陷。另外，單體吸積模型還存在一個(gè)重大的缺陷，即形成大質(zhì)量恒星的紅外暗云基本上不可能達(dá)到很大的金斯質(zhì)量。金斯質(zhì)量決定著分子云碎裂后形成的云核質(zhì)量，即限制著在云核中形成的恒星的最大質(zhì)量，而金斯質(zhì)量又是由分子云的溫度所決定，因?yàn)榇筚|(zhì)量恒星形成于紅外暗云中，而紅外暗云的內(nèi)部溫度較低(10～20 K)，因此，紅外暗云的金斯質(zhì)量不會(huì)很大，其碎裂所形成的云核質(zhì)量也不會(huì)很大。這點(diǎn)與觀測(cè)事實(shí)相符：云核質(zhì)量基本不會(huì)超過20M⊙?？紤]到恒星形成效率(即最終形成的恒星質(zhì)量與云核的質(zhì)量之比)約為30%，故20M⊙的云核不可能形成大質(zhì)量恒星。根據(jù)最新支持此模型的理論，紅外暗云可以通過內(nèi)部較強(qiáng)的湍動(dòng)和熱壓的共同作用，達(dá)到較大的金斯質(zhì)量，從而形成較大質(zhì)量的云核[21–24]。但是此假設(shè)充滿了不確定性，因?yàn)橥膭?dòng)是一個(gè)隨機(jī)的、非各向同性的過程，如果紅外暗云僅因湍動(dòng)就形成較大質(zhì)量的云核，這未免顯得太過巧合。

(2)競(jìng)爭(zhēng)吸積模型：根據(jù)競(jìng)爭(zhēng)吸積模型，人們認(rèn)為，紅外暗云在受到外界擾動(dòng)時(shí)會(huì)碎裂成質(zhì)量與金斯質(zhì)量相近的較小云核。這些較小的云核在各自引力作用下會(huì)坍縮形成小質(zhì)量恒星，而處于引力優(yōu)勢(shì)位置(如靠近分子云中心)的云核會(huì)從其他云核吸積物質(zhì)，從而使自身的質(zhì)量增長(zhǎng)。這些增長(zhǎng)的質(zhì)量又會(huì)通過吸積盤持續(xù)下落到原恒星上，使得原恒星質(zhì)量持續(xù)增長(zhǎng)。這種模型也很好地解釋了大質(zhì)量恒星大多處于星團(tuán)中心位置的原因(如圖3所示)，以及大質(zhì)量恒星大多有伴星系統(tǒng)的原因。這些問題都是用單體吸積模型無法解釋的[25]。競(jìng)爭(zhēng)吸積模型與單體吸積模型的最主要區(qū)別在于形成大質(zhì)量恒星的云核完成物質(zhì)積累所處的階段[26]：?jiǎn)误w吸積模型的云核質(zhì)量確定于紅外暗云發(fā)生碎裂之時(shí)，而競(jìng)爭(zhēng)吸積模型的云核質(zhì)量會(huì)隨著原恒星的質(zhì)量增長(zhǎng)而一同增長(zhǎng)。Zinnecker 和Yorke[13]用兩個(gè)經(jīng)濟(jì)學(xué)現(xiàn)象對(duì)競(jìng)爭(zhēng)吸積現(xiàn)象進(jìn)行了生動(dòng)的描述。類似于房地產(chǎn)中的樓盤，分子云核在原恒星團(tuán)中所處的位置對(duì)其最終形成的恒星質(zhì)量有重要影響，離星團(tuán)中心越近的云核，形成大質(zhì)量恒星的概率越大。另一個(gè)是金融業(yè)中“富者越富”現(xiàn)象，即在競(jìng)爭(zhēng)中具有優(yōu)勢(shì)的原恒星在吸積物質(zhì)方面會(huì)越來越有優(yōu)勢(shì)。另外，根據(jù)競(jìng)爭(zhēng)吸積模型，人們認(rèn)為分子云中正在形成的恒星基本上處于同一形成和演化階段。這一點(diǎn)與單體吸積模型所代表的觀點(diǎn)不一樣。根據(jù)單體吸積模型，人們認(rèn)為分子云中的大質(zhì)量恒星形成于小質(zhì)量恒星形成之后，即大質(zhì)量恒星的演化階段晚于小質(zhì)量恒星的演化階段。因?yàn)楦鶕?jù)此模型，大質(zhì)量恒星一旦形成，其強(qiáng)大的高能輻射將驅(qū)散其周圍可用于形成恒星的分子云，以致其他恒星難以形成。Cyganowski 等人[27]通過對(duì)G11.92-0.61 大質(zhì)量恒星形成區(qū)的持續(xù)觀測(cè)研究，發(fā)現(xiàn)其中存在大質(zhì)量恒星與小質(zhì)量恒星處于同一演化階段的現(xiàn)象。雖然不能以此為依據(jù)斷定競(jìng)爭(zhēng)吸積模型是正確的，但這個(gè)發(fā)現(xiàn)是支持此模型的有力證據(jù)。

圖3 競(jìng)爭(zhēng)吸積模型示意圖[28]

(3)星體碰撞并合模型：通過小質(zhì)量恒星碰撞并合產(chǎn)生大質(zhì)量恒星這一觀點(diǎn)，雖然在理論上不存在缺陷，但與數(shù)值模擬和實(shí)際觀測(cè)結(jié)果并不一致，至少現(xiàn)在還沒有直接的觀測(cè)證據(jù)支持該觀點(diǎn)。發(fā)生星體碰撞并合的主要困難是宇宙中恒星數(shù)密度太小，即使是在恒星數(shù)密度最高的星團(tuán)中，恒星數(shù)密度也只有103pc?3。針對(duì)此模型進(jìn)行的數(shù)值模擬顯示[29]，在1 pc3的空間內(nèi)，兩顆0.5M⊙的恒星相互靠近至20 AU 的距離時(shí)會(huì)受到引力的束縛，并在靠近至2 AU 時(shí)發(fā)生并合。數(shù)值模擬顯示，在1 pc3的空間內(nèi)，恒星數(shù)密度需要達(dá)到108pc?3時(shí)碰撞并合才能有效地發(fā)生。另外，恒星的碰撞并合是一個(gè)非常劇烈的過程，并合過程中的高能活動(dòng)很可能激發(fā)出強(qiáng)烈的高能光子閃光。遺憾的是，現(xiàn)在并沒有探測(cè)到符合此模型的高能活動(dòng)。

本章主要簡(jiǎn)述了研究大質(zhì)量恒星形成的困難和該領(lǐng)域內(nèi)提出的大質(zhì)量恒星的主要演化模型：?jiǎn)误w吸積模型、競(jìng)爭(zhēng)吸積模型和星體碰撞并合模型。前兩個(gè)模型之間并不是絕對(duì)獨(dú)立和排斥的，大質(zhì)量恒星的形成過程很可能混合著這兩種模式同時(shí)進(jìn)行，我們現(xiàn)在討論得更多的是哪個(gè)模式占主導(dǎo)地位。星體碰撞并合模型在理論上不存在缺陷，但實(shí)際上因?yàn)楹阈菙?shù)密度太低，所以星體碰撞并合過程難以發(fā)生。不過在諸如銀心等恒星極端密集的區(qū)域還是有可能發(fā)生星體碰撞并合的，但受限于現(xiàn)在的觀測(cè)手段和較長(zhǎng)的恒星并合時(shí)標(biāo)(106～107a)，到目前為止還沒有探測(cè)到這類現(xiàn)象。

3 分子外向流和綠色延展天體

3.1 分子外向流

自從1980年Snell 等人[30]在L1551 恒星形成區(qū)首次發(fā)現(xiàn)分子外向流以來，人們經(jīng)過近40年的研究發(fā)現(xiàn)，分子外向流普遍與正在形成階段的原恒星成協(xié)。示蹤分子外向流的連續(xù)譜輻射和多分子譜線輻射覆蓋了從射電至X 射線的多個(gè)波段，天文學(xué)家利用這些譜線可以確定外向流的物理性質(zhì)、化學(xué)組成、視向速度和自行等信息?？茖W(xué)技術(shù)的快速發(fā)展，以及近年來一批廣域近/中紅外空間望遠(yuǎn)鏡的發(fā)射升空和位于地面的綜合孔徑干涉厘米/毫米波射電望遠(yuǎn)鏡陣列的建成，對(duì)恒星形成和分子外向流領(lǐng)域的研究起到了很大的推進(jìn)作用。許多分子外向流起源于復(fù)雜的分子云系統(tǒng)中，雖然大多數(shù)外向流是雙極結(jié)構(gòu)，并與高準(zhǔn)直的噴流成協(xié)，但是部分外向流仍呈現(xiàn)出各向同性的噴發(fā)現(xiàn)象。通過觀測(cè)分子外向流的形態(tài)結(jié)構(gòu)和速度場(chǎng)的分布，人們可以得到系統(tǒng)的物質(zhì)流出速度和質(zhì)量流出率等信息，甚至在某些情況下，還可以得到外向流的方向和準(zhǔn)直程度。外向流的強(qiáng)度與原恒星的光度成正相關(guān)，但是會(huì)隨著演化的進(jìn)程而減弱：處于極早期階段的分子外向流可以被CO,SiO,H2O 和H2等分子所示蹤；而處于晚期階段的分子外向流的規(guī)?？梢栽鲩L(zhǎng)到幾個(gè)秒差距的量級(jí)，并且能被激波所激發(fā)的原子和離子的輻射所示蹤，例如H 的復(fù)合線，以及[S Ⅱ] 和[O Ⅱ] 等[31]。分子外向流向周圍環(huán)境傳輸動(dòng)量和物質(zhì)，是恒星形成系統(tǒng)中自我調(diào)節(jié)的重要過程。

3.1.1 分子外向流的基本觀測(cè)性質(zhì)

過去十余年，SMA,CARMA,PdBI 及ALMA 等毫米和亞毫米波干涉儀的建造，使得人們對(duì)外向流的認(rèn)識(shí)能力得到了空前的提升。利用這些儀器開展的分辨率達(dá)到角秒，甚至亞角秒量級(jí)的觀測(cè)結(jié)果，成功地揭示了外向流的眾多性質(zhì)。目前，人們對(duì)小質(zhì)量外向流有著較為充分的認(rèn)識(shí)。它們一般大小為0.1～1 pc，外流速度可達(dá)10～100 km·s?1，質(zhì)量外流率可達(dá)10?6M⊙a(bǔ)?1[32]。大部分小質(zhì)量外向流呈雙極形態(tài)，且具有較高的準(zhǔn)直性。典型的準(zhǔn)直因子約為3[33]，最高可達(dá)20[34]。

近些年來，對(duì)大質(zhì)量外向流的研究受到了更多的重視。天文學(xué)家利用中遠(yuǎn)紅外到射電波段的巡天數(shù)據(jù)，對(duì)大質(zhì)量恒星形成區(qū)外向流進(jìn)行了大量的統(tǒng)計(jì)分析，并取得了進(jìn)一步成果。K¨onig 等人[35]和Urquhart 等人[36]利用多波段內(nèi)銀道面的巡天數(shù)據(jù)將大質(zhì)量團(tuán)塊的演化階段進(jìn)行了分類；Traficante 等人[37]在一批極早期大質(zhì)量的星前團(tuán)塊中發(fā)現(xiàn)了與之成協(xié)的外向流；Yang 等人[38]通過對(duì)919 個(gè)大質(zhì)量團(tuán)塊觀測(cè)數(shù)據(jù)進(jìn)行分析，發(fā)現(xiàn)其中325 個(gè)團(tuán)塊存在大質(zhì)量外向流現(xiàn)象，且外向流與UCH Ⅱ/HCH Ⅱ區(qū)的成協(xié)率達(dá)到90%左右，這也充分說明外向流是大質(zhì)量恒星形成時(shí)普遍存在的現(xiàn)象。通過近20年的統(tǒng)計(jì)性研究，人們發(fā)現(xiàn)，來自大質(zhì)量年輕星外向流的質(zhì)量外流率為10?5M⊙～10?3M⊙a(bǔ)?1，機(jī)械光度為10?1L⊙～102L⊙(L⊙代表一個(gè)太陽(yáng)光度)，動(dòng)量外流率為10?4M⊙～10?2M⊙km·s?1·a?1[34,39,40]。相對(duì)來說，大質(zhì)量外向流具有較低的準(zhǔn)直性，典型的準(zhǔn)直因子約為2[33]。也有一些具有較高準(zhǔn)直性的外向流或噴流在早型B 型年輕星系統(tǒng)中被觀測(cè)到[41,42]，但它們一般都非常年輕(小于104a)[34]。在年齡大于104a 的B 型和O 型年輕星系統(tǒng)中觀測(cè)到的外向流具有大的張角和較差的準(zhǔn)直性。相對(duì)于小質(zhì)量外向流，大質(zhì)量外向流出現(xiàn)多極形態(tài)的概率更高。這些觀測(cè)上的性質(zhì)差異起源于大質(zhì)量恒星形成過程與小質(zhì)量恒星形成過程的不同。形成大質(zhì)量恒星時(shí)發(fā)生的劇烈且復(fù)雜的物理過程及其產(chǎn)生的強(qiáng)力反饋對(duì)大質(zhì)量外向流的形態(tài)和準(zhǔn)直性有著重要影響。此外，成團(tuán)過程中形成的大質(zhì)量恒星也增加了大質(zhì)量外向流的復(fù)雜性。

研究表明，小質(zhì)量和大質(zhì)量外向流間存在一些相似的觀測(cè)特征。外向流的質(zhì)量M與速度v存在一個(gè)分段的冪律關(guān)系，即dM(v)/dv ∝v?γ(γ表示冪律)。在低速度端，γ處在1～3之間；而在高速度端，γ值較大，有時(shí)可達(dá)10[43–45]。該關(guān)系說明，外向流的質(zhì)量分布隨外流速度的增加呈冪率下降。這一趨勢(shì)在年老和高能的外向流中更為明顯(對(duì)應(yīng)更大的γ值)。Wu等人[33]對(duì)近400 個(gè)不同質(zhì)量外向流的統(tǒng)計(jì)研究表明，外向流的質(zhì)量、作用力和機(jī)械光度與激發(fā)源的熱光度間存在著密切的關(guān)系，它們都隨著熱光度而遞增。這些特點(diǎn)也符合更大質(zhì)量年輕星具有更劇烈反饋的推論。

3.1.2 分子外向流的起源

整體而言，分子外向流的結(jié)構(gòu)和動(dòng)力學(xué)特征表明，外向流是由來自吸積盤范圍內(nèi)的星風(fēng)所驅(qū)動(dòng)的，而位于中心的致密核心被低密度和低速度的廣角星風(fēng)所包圍。一般來說，外向流的驅(qū)動(dòng)模型可分為噴流驅(qū)動(dòng)和星風(fēng)驅(qū)動(dòng)兩個(gè)獨(dú)立的模型，盡管在實(shí)際研究中這兩個(gè)模型總是難以徹底區(qū)分[46]。

在100 K 溫度下，分子云中的聲速僅有1 km·s?1，從原恒星中噴出的噴流速度遠(yuǎn)遠(yuǎn)超過本地聲速，故噴流會(huì)在分子云中產(chǎn)生激波。噴流沖入分子云時(shí)會(huì)在前端產(chǎn)生一個(gè)弓形激波，該激波會(huì)將周圍的物質(zhì)清掃進(jìn)一個(gè)薄的殼層中[47,48]。此時(shí)的激波具有雙層結(jié)構(gòu)：外層使分子云中的物質(zhì)加速，內(nèi)層使噴流減速。弓形激波是由于在噴流頂端的工作面(working surface)(在噴流路徑上發(fā)現(xiàn)的很多HH 天體就像老樹的節(jié)，天文學(xué)家認(rèn)為這些HH 天體是激波面，故稱為工作面)邊界上的壓力作用而產(chǎn)生的。包圍噴流的外向流殼層是由夾在兩層激波中的高壓氣體沿橫向滑出產(chǎn)生的更大的弓形激波面與近鄰?fù)膭?dòng)氣體作用而形成的，這正是高壓氣體橫向流動(dòng)的驅(qū)動(dòng)源。弓形激波的張角往往較小，因?yàn)樘幵诠ぷ鞅砻嫱鈧?cè)的冷卻氣體限制了殼層的橫向力[49]，因此，殼層的寬度與中心原恒星到噴流頂端距離的平方根成正比[50]。弓形激波模型存在難以解釋廣角外向流的問題，然而，在某些系統(tǒng)中出現(xiàn)的速度特性與弓形激波模型的預(yù)測(cè)結(jié)果吻合得很好。

而在廣角星風(fēng)模型中，星風(fēng)的橫向動(dòng)量與激波氣體殼層中的橫向壓力相比是很大的。由于動(dòng)量守恒，星風(fēng)將橫向動(dòng)量傳遞給周圍的物質(zhì)，于是，星風(fēng)就像掃雪機(jī)一樣清掃出一個(gè)張角很大的殼層。Shu 等人[51]基于星風(fēng)模型提出了可以解釋廣角外向流形成機(jī)理的星風(fēng)驅(qū)動(dòng)殼層模型。Li 和Shu[52]以及Matzner 和McKee[53]進(jìn)一步提出，產(chǎn)生星風(fēng)的吸積盤具有密度分層現(xiàn)象(ρ ∝r?2)。另外，廣角星風(fēng)驅(qū)動(dòng)模型的數(shù)值模擬結(jié)果也較好地與大張角和年老的外向流觀測(cè)結(jié)果相吻合。

3.1.3 分子外向流對(duì)環(huán)境的反饋

分子外向流是恒星形成過程中普遍存在的現(xiàn)象，這種恒星形成的示蹤物同時(shí)也在恒星形成過程中扮演著重要的角色。外向流龐大且劇烈的質(zhì)量和能量流出對(duì)云核，乃至母分子云產(chǎn)生了強(qiáng)烈而深遠(yuǎn)的反饋?zhàn)饔茫o恒星的形成帶來兩種截然不同的影響：一方面，外向流帶走吸積盤上物質(zhì)的多余角動(dòng)量和原恒星內(nèi)部強(qiáng)大的光壓，使得物質(zhì)可以持續(xù)下落到原恒星表面，從而使原恒星的質(zhì)量增長(zhǎng)，促進(jìn)恒星形成；另一方面，外向流也從原恒星和云核中帶走大量物質(zhì)，并將大量動(dòng)能注入母分子云中，從而使恒星形成的環(huán)境變得不穩(wěn)定，并且使恒星的質(zhì)量增長(zhǎng)得到抑制。我們將分子外向流對(duì)環(huán)境的影響范圍從小到大分為三個(gè)尺度，并進(jìn)行討論。

(1)原恒星和吸積盤尺度(1～1 000 AU)

雖然分子外向流的起源和形成的具體原理尚不可知，但是外向流和吸積盤普遍成協(xié)已經(jīng)是不爭(zhēng)的事實(shí)。在恒星形成的吸積物質(zhì)階段，分子氣體遵從角動(dòng)量守恒定理形成一個(gè)吸積盤，而不會(huì)直接下落到原恒星表面，分子外向流則釋放吸積盤上氣體的多余角動(dòng)量。理論上，氣體的多余角動(dòng)量可以通過平行于吸積盤的方向和垂直于吸積盤的方向釋放，即通過粘滯作用橫向轉(zhuǎn)移和磁場(chǎng)作用下形成星風(fēng)/噴流/外向流。數(shù)值模擬結(jié)果表明，通過橫向作用釋放多余角動(dòng)量的作用較小[54,55]，吸積盤上的物質(zhì)主要通過垂直于盤方向的噴流和外向流轉(zhuǎn)移角動(dòng)量。在這個(gè)最小的尺度上，分子外向流的作用是促進(jìn)物質(zhì)吸積，從而使得原恒星質(zhì)量得以持續(xù)增長(zhǎng)。

(2)包層和分子云核(1 000 AU～1 pc)

分子外向流的典型速度約為50 km·s?1。當(dāng)外向流延伸至包層和分子云核的范圍中一段時(shí)間后，原恒星進(jìn)入吸積晚期階段。這時(shí)外向流張角變大，準(zhǔn)直性變差，外向流影響的范圍逐漸增大。由于外向流攜帶了大量動(dòng)量，因此，它將夾帶包層中的物質(zhì)沖出分子云核的范圍，從而使包層和云核中的物質(zhì)密度下降[56]。在這個(gè)尺度上，分子外向流是云核內(nèi)物質(zhì)損失的主要原因，它在一定程度上限制了原恒星的最大質(zhì)量，以致云核與恒星的質(zhì)量轉(zhuǎn)化率普遍只有50%左右[57]。

(3)母分子云(1～100 pc)

對(duì)母分子云產(chǎn)生重要影響的外向流活動(dòng)一般來自大質(zhì)量恒星。大質(zhì)量的外向流所攜帶的動(dòng)量和能量是分子云中湍動(dòng)和熱量的主要貢獻(xiàn)者[58,59]。大質(zhì)量原恒星激發(fā)的外向流所攜帶的大量動(dòng)量可使母分子云中物質(zhì)速度增加，分子譜線展寬[60]，并使分子云的位力質(zhì)量增加，從而使分子云坍縮變得困難；大質(zhì)量外向流所攜帶的較高溫度的物質(zhì)也會(huì)加熱母分子云，使分子云的金斯質(zhì)量提高，從而在一定程度上阻止分子云碎裂成云核，進(jìn)而形成恒星?？傮w來說，外向流在母分子云這個(gè)尺度起到抑制恒星形成活動(dòng)，降低恒星形成效率的作用。

3.2 綠色延展天體

天文學(xué)家為了研究大質(zhì)量恒星形成的原初條件，需要在大質(zhì)量恒星開始熱核反應(yīng)之前將其從第一或者第二演化階段的候選體中有效篩選出來。幸運(yùn)的是，近年來出現(xiàn)的先進(jìn)觀測(cè)設(shè)備使天文學(xué)家有可能追蹤恒星形成的更早期過程，特別是在2003年發(fā)射升空的斯皮策空間望遠(yuǎn)鏡(Spitzer Space Telescope,SST)，人們利用在其上搭載的紅外陣列相機(jī)(infrared array camera,IRAC)對(duì)大面積天區(qū)開展了紅外巡天工作。其中最矚目的成果之一便是英國(guó)天文學(xué)家Cyganowski 等人[61]基于Spitzer/GLIMPSE 觀測(cè)數(shù)據(jù)，在內(nèi)銀道面中(10?<|l| <60?,|b| <1?)發(fā)現(xiàn)了大質(zhì)量年輕星驅(qū)動(dòng)的300 余顆外向流候選體。在激波環(huán)境中易被激發(fā)的H2(0—0)(其分子能級(jí)為(9,10,11))和CO(1—0)發(fā)射使得外向流往往在4.5μm 寬帶圖像上呈現(xiàn)延展結(jié)構(gòu)。在把4.5μm 發(fā)射渲染成綠色的合成三色圖中，外向流便自然呈現(xiàn)出綠色延展結(jié)構(gòu)，因此，這類天體又被稱為綠色延展天體。源表中首個(gè)EGO 天體圖像如圖4所示。

圖4 EGO 源表中首個(gè)EGO 天體圖像[61]

隨后，Chen 等人[62]在2013年使用Spitzer/GLIMPSE2 巡天數(shù)據(jù)在銀道面銀心方向(|l| <10?,|b| <1?)證認(rèn)出98 顆新EGO 天體，將EGO 天體數(shù)量擴(kuò)展至400 余顆。多數(shù)EGO 天體擁有兩處被認(rèn)為是明顯的雙極外向流的區(qū)域。根據(jù)恒星形成理論和觀測(cè)事實(shí)，雙極外向流是恒星形成早期階段的主要特征之一，因此，EGO 天體是大質(zhì)量恒星形成的候選體。研究表明，強(qiáng)烈的激波活動(dòng)可以增強(qiáng)H2分子在4.5μm 波段的輻射，這種反常的輻射增強(qiáng)現(xiàn)象必定由強(qiáng)烈的動(dòng)力學(xué)效應(yīng)引起的。小質(zhì)量恒星形成時(shí)的吸積和外向流過程則難以達(dá)到形成EGO 的要求，或者即使能夠形成類似的發(fā)射，但無法形成延展?fàn)罱Y(jié)構(gòu)。后來，人們?cè)贓GO 天體中探測(cè)到了普遍存在的Ⅰ/Ⅱ型CH3OH 脈澤和H2O 脈澤[63–65]。Ⅰ型CH3OH 脈澤和H2O 脈澤被認(rèn)為與外向流活動(dòng)相關(guān)，而Ⅱ型CH3OH 脈澤通常被認(rèn)為與大質(zhì)量恒星形成區(qū)成協(xié)。以上探測(cè)結(jié)果進(jìn)一步表明，它們是大質(zhì)量外向流候選體。此外，就以往直接探測(cè)到的分子外向流而言，EGO 天體的動(dòng)力學(xué)年齡非常小(小于104a)，因此可以說，探測(cè)EGO天體是尋找外向流，進(jìn)而尋找處于形成早期的大質(zhì)量原恒星的一個(gè)很好的途徑。天文學(xué)家可以利用EGO 天體探測(cè)結(jié)果，在統(tǒng)計(jì)的規(guī)模上尋找大質(zhì)量恒星形成的規(guī)律。

在EGO 天體被發(fā)現(xiàn)之后，位于北天可觀測(cè)的EGO 天體首先被天文工作者用射電望遠(yuǎn)鏡進(jìn)行分子譜線的低分辨率觀測(cè)。Chen 等人[66]利用位于青海德令哈的13.7 m 口徑毫米波射電望遠(yuǎn)鏡對(duì)北天的88 個(gè)EGO 天體進(jìn)行了HCO+(1—0),12CO,13CO,C18O(1—0)的分子譜線觀測(cè)，并在29 個(gè)源中(約占33%)發(fā)現(xiàn)了藍(lán)端不對(duì)稱輪廓(blue asymmetric profiles)，19個(gè)源中發(fā)現(xiàn)了紅端不對(duì)稱輪廓(red asymmetric profiles)。前者表明被觀測(cè)源很可能處于坍縮階段，后者表明被觀測(cè)源很可能存在外向流。He 等人[67]利用亞利桑那天文臺(tái)的10 m 口徑亞毫米波射電望遠(yuǎn)鏡對(duì)北天的89 個(gè)EGO 天體進(jìn)行了分子譜線觀測(cè)，并在這些EGO 天體中發(fā)現(xiàn)了H13CO+,SiO,SO,CH3OH,CH3OCH3,CH3CH2CH,HCOOCH3和HN13C 的分子譜線發(fā)射，其中H13CO+和SiO 分子譜線在大部分源中被探測(cè)到，說明EGO 天體中存在激波和外向流；而探測(cè)到復(fù)雜有機(jī)分子(如CH3OCH3,CH3CH2CH 和HCOOCH3)，則證實(shí)激發(fā)源處于大質(zhì)量恒星形成的早期階段——熱核階段[68]。Cyganowski 等人[64]則使用日本長(zhǎng)野縣的Nobeyama 射電望遠(yuǎn)鏡對(duì)北天所有已知的94 個(gè)EGO 天體開展了H2O 脈澤和NH3(1,1),(2,2),(3,3)的巡天工作。觀測(cè)結(jié)果表明，NH3(1,1)和H2O 脈澤與EGO 天體的相關(guān)性分別高達(dá)97%和68%。這個(gè)結(jié)果說明，在EGO 區(qū)域存在高溫致密分子氣體和致密H2分子。另外，NH3(2,2)和NH3(3,3)分子譜線與大質(zhì)量恒星形成的Class Ⅰ和Class Ⅱ階段有很強(qiáng)的相關(guān)性，這也充分表明EGO 天體是大質(zhì)量恒星形成區(qū)的優(yōu)秀候選體。Yu 和Wang[69]使用MALT90 對(duì)31 個(gè)EGO 天體在90 GHz 波段進(jìn)行了分子譜線觀測(cè)，發(fā)現(xiàn)處于演化晚期的EGO天體中[N2H+]/[H13CO+]和[C2H]/[H13CO+]的比值比演化早期的高，這表明N2H+和C2H分子可以作為探測(cè)大質(zhì)量恒星演化的化學(xué)時(shí)鐘。同時(shí)，這一觀測(cè)結(jié)果也提高了上述對(duì)于NH3分子與大質(zhì)量恒星形成的早期階段成協(xié)現(xiàn)象所總結(jié)的觀測(cè)成果的可靠性。Voronkov 等人[70]利用位于澳大利亞的致密陣列射電望遠(yuǎn)鏡對(duì)南天的恒星形成區(qū)進(jìn)行Ⅰ型CH3OH 脈澤低分辨率巡天時(shí)，觀測(cè)到了71 個(gè)與EGO 天體成協(xié)的Ⅰ型CH3OH 脈澤及其復(fù)雜的形態(tài)結(jié)構(gòu)和外向流活動(dòng)。Towner 等人[71]利用VLA 對(duì)20 個(gè)EGO 天體進(jìn)行了25 GHz 的CH3OH 脈澤的觀測(cè)工作(在先前的工作中已經(jīng)證實(shí)，這些區(qū)域有70%的源存在Ⅰ或Ⅱ型CH3OH 脈澤)，發(fā)現(xiàn)其中13 個(gè)源存在25 GHz 的CH3OH 脈澤輻射，同時(shí)還新發(fā)現(xiàn)了34 處CH3OH 脈澤輻射和10 處CH3OH 熱輻射。這也說明CH3OH 分子是EGO 天體的優(yōu)秀示蹤物和探針。

從EGO 天體這一概念被提出到現(xiàn)在，近10年來，天文工作者使用高分辨率的厘米波/毫米波/亞毫米波射電望遠(yuǎn)鏡(如SMA,VLA,ALMA 等)陣列，對(duì)部分EGO 區(qū)域進(jìn)行了高分辨率觀測(cè)研究，發(fā)現(xiàn)了一批活躍的恒星形成區(qū)域。人們通過對(duì)這些大多處于恒星形成早期階段的區(qū)域的觀測(cè)，發(fā)現(xiàn)了一些新的現(xiàn)象。Cyganowski 等人[72]使用SMA 和ALMA 對(duì)恒星形成區(qū)G11.92 連續(xù)進(jìn)行高分辨率觀測(cè)，率先發(fā)現(xiàn)了其中的大質(zhì)量外向流和激波活動(dòng)(見圖5)。

圖5 Cyganowski 等人[72]使用SMA 在EGO 天體中探測(cè)到的顯著的分子外向流

隨著望遠(yuǎn)鏡分辨率的進(jìn)一步提高，他們又在該區(qū)域內(nèi)觀測(cè)到尺度更小的結(jié)構(gòu)，并發(fā)現(xiàn)了其中的大質(zhì)量無星云團(tuán)和處于熱核階段的云核[73]。最終，他們利用ALMA 在亞角秒級(jí)別的高分辨率觀測(cè)數(shù)據(jù)，發(fā)現(xiàn)了大質(zhì)量恒星和小質(zhì)量恒星同時(shí)形成的現(xiàn)象(如圖6和圖7所示)[27]。此EGO 區(qū)域的觀測(cè)結(jié)果在一定程度上支持了競(jìng)爭(zhēng)吸積模型，揭示了大質(zhì)量恒星形成是一個(gè)復(fù)雜的過程這一事實(shí)。

圖6 Cyganowski 等人[27]使用ALMA 在EGO 中探測(cè)到的同時(shí)形成的大/小質(zhì)量恒星

圖7 G11.92 內(nèi)復(fù)雜的多外向流[27]

Rosero 等人[74]使用VLA 和UKIRT 紅外望遠(yuǎn)鏡對(duì)EGO 源表中的G11.11-0.12 區(qū)域進(jìn)行了高分辨率的厘米波(1.3 cm/6 cm)連續(xù)譜觀測(cè)，其結(jié)果表明，該源中的大質(zhì)量原恒星存在光學(xué)厚的吸積盤和電離態(tài)的噴流，這正是大質(zhì)量恒星演化早期階段的特征。Chen 等人[75]使用SMA 對(duì)恒星形成區(qū)G350.69-0.49 進(jìn)行高分辨率觀測(cè)時(shí)發(fā)現(xiàn)，該區(qū)域內(nèi)存在兩個(gè)致密的大質(zhì)量云核，它們分別位于紅外氣泡中心和殼層邊緣。位于殼層邊緣的云核通過外流的方式將分子氣體持續(xù)地輸送至位于中心的云核中，從而使得中心云核質(zhì)量持續(xù)增長(zhǎng)。此外，中心云核已經(jīng)出現(xiàn)分子外向流和旋轉(zhuǎn)等早期恒星形成的特征。

近年來，通過多波段觀測(cè)手段研究大質(zhì)量恒星形成區(qū)或EGO 天體已經(jīng)成為一種新型且有效的研究手段。Dewangan[76]通過對(duì)新認(rèn)證的EGO 區(qū)域G35.2-0.74 進(jìn)行的從紅外到射電的多波段研究，揭示了分子云間碰撞與大質(zhì)量恒星形成活動(dòng)之間的關(guān)聯(lián)。多波段和大數(shù)據(jù)統(tǒng)計(jì)研究是目前大質(zhì)量恒星形成研究，甚至是天文學(xué)研究的主要方法，同時(shí)，海量的巡天數(shù)據(jù)也為這種研究方式提供了很大的便利。

4 總結(jié)和展望

恒星形成和演化一直是天體物理學(xué)，乃至天文學(xué)中一個(gè)重要且活躍的研究領(lǐng)域。隨著質(zhì)能方程在20 世紀(jì)初被提出，恒星的演化活動(dòng)才被人們逐步了解；直到20 世紀(jì)40年代天文學(xué)家發(fā)現(xiàn)星際空間中存在冷暗分子云以后，恒星形成的原因才逐步被揭示，小質(zhì)量恒星的形成機(jī)制才被人們所基本了解。我們都知道，恒星不論大小都有生命周期，恒星質(zhì)量不同，其結(jié)局也不一樣：小質(zhì)量恒星只能形成一顆暗淡的白矮星，而大質(zhì)量恒星一般會(huì)發(fā)生超新星爆發(fā)，以至于照亮整個(gè)星系。大質(zhì)量恒星演化晚期的情況已經(jīng)有眾多的理論解釋和觀測(cè)支持，但是大質(zhì)量恒星的形成過程問題卻一直困擾著天文學(xué)家。描繪大質(zhì)量恒星形成過程的最主要障礙便是大質(zhì)量恒星形成時(shí)的深嵌埋、快速形成和對(duì)周圍環(huán)境的劇烈反饋：深埋在高度不透明的巨分子云中的大質(zhì)量原恒星所發(fā)出的光學(xué)輻射會(huì)被周圍的氣體吸收，以致通常使用的光學(xué)望遠(yuǎn)鏡無法觀測(cè)，只能依靠紅外和射電波段望遠(yuǎn)鏡進(jìn)行觀測(cè)；大質(zhì)量恒星的開爾文-亥姆霍茲時(shí)標(biāo)一般小于恒星形成時(shí)標(biāo)，這就意味著大質(zhì)量恒星尚未完成質(zhì)量的積累便已經(jīng)點(diǎn)燃H 元素，并開始熱核反應(yīng)，并且在相當(dāng)長(zhǎng)的一段時(shí)間內(nèi)，大質(zhì)量恒星雖然已經(jīng)進(jìn)入主序階段，但還是深埋在分子云中，以致其無法被觀測(cè)到；大質(zhì)量恒星一旦進(jìn)入主序階段，就會(huì)發(fā)生劇烈的熱核反應(yīng)，以對(duì)抗自身強(qiáng)大的引力，強(qiáng)烈的核反應(yīng)所發(fā)出的高能光子輻射將電離并吹散周圍的分子云，從而使大質(zhì)量恒星形成的原始環(huán)境因被破壞而無法被追溯。由于大質(zhì)量恒星形成過程很難被觀測(cè)到，因此，天文學(xué)家試圖從理論上解釋大質(zhì)量恒星的形成過程。目前，主要有三種理論模型：?jiǎn)误w吸積模型、競(jìng)爭(zhēng)吸積模型和星體碰撞并合模型。這三種模型各有優(yōu)缺點(diǎn)。目前為止的觀測(cè)結(jié)果表明，大質(zhì)量恒星的形成過程可能是一個(gè)復(fù)雜的過程，需要混合多個(gè)模型來解釋。

分子外向流是恒星形成過程中極其重要的現(xiàn)象。隨著大量巡天計(jì)劃的實(shí)施，天文學(xué)家發(fā)現(xiàn)了高效地研究它的新途徑。由于大質(zhì)量外向流的流出速度很高，在周圍的分子氣體中會(huì)產(chǎn)生激波，激發(fā)H2分子在近紅外波段產(chǎn)生輻射，且EGO 天體大多與大質(zhì)量恒星形成的示蹤物成協(xié)，因此，上述現(xiàn)象均表示，EGO 天體是大質(zhì)量外向流的優(yōu)秀候選體。

發(fā)現(xiàn)EGO 天體后近十年來，天文學(xué)家對(duì)部分EGO 天體進(jìn)行了高分辨率觀測(cè)，發(fā)現(xiàn)EGO 天體所示蹤的大質(zhì)量恒星大部分處于形成和演化的早期階段，這與理論相符合。由于大質(zhì)量恒星具有數(shù)量稀少、演化速度快和難以觀測(cè)等特點(diǎn)，因此，到目前為止，天文工作者尚未能對(duì)形成中的大質(zhì)量恒星進(jìn)行統(tǒng)計(jì)上的研究，只對(duì)零碎的單個(gè)恒星形成區(qū)進(jìn)行了觀測(cè)研究。EGO 天體的出現(xiàn)為尋找早期大質(zhì)量原恒星的性質(zhì)和規(guī)律提供了一個(gè)很好的途徑。觀測(cè)手段的發(fā)展必將推動(dòng)理論工作的前進(jìn)?；诂F(xiàn)代大規(guī)模、多波段的巡天觀測(cè)，對(duì)恒星形成的研究向著大數(shù)據(jù)、統(tǒng)計(jì)性規(guī)律的方向發(fā)展是必然的趨勢(shì)。通過豐富的紅外衛(wèi)星巡天數(shù)據(jù)庫(kù)，天文工作者可以對(duì)EGO 天體進(jìn)行大規(guī)模的分類工作，而后再利用高分辨率射電望遠(yuǎn)鏡對(duì)其中個(gè)別源進(jìn)行細(xì)致的觀測(cè)研究，以便提高天文工作者對(duì)大質(zhì)量恒星形成理論框架的搭建效率。但是，到目前為止，還沒有對(duì)大質(zhì)量恒星形成區(qū)進(jìn)行大規(guī)模統(tǒng)計(jì)分類工作，所以，我們預(yù)想利用紅外多波段數(shù)據(jù)對(duì)大質(zhì)量恒星形成區(qū)開展EGO 天體的篩選和分類工作。完成EGO 天體的篩選和分類將在很大程度上擴(kuò)大大質(zhì)量恒星形成區(qū)的樣本數(shù)量，為恒星形成理論研究打下堅(jiān)實(shí)的基礎(chǔ)。