在原始恆星變成恆星的同時，行星被認為是由環繞原始恆星的氣體和塵埃盤中的微小顆粒逐漸形成的。這些微小的塵埃顆粒類似於極細的煤煙或沙粒，這也是地球形成的最初始階段。這些顆粒透過隨機碰撞和凝聚逐步成長，最終可能演變成像我們太陽系中的天體那樣的行星。儘管這個過程看似簡單，但實際上是一個我們尚未完全理解的複雜過程，並且仍有許多未解的謎團。
這種早期的塵粒增長理論需要觀測來證實。中央研究院天文及天文物理研究所特聘研究員李景輝領導的研究團隊，觀測了一個年齡約50萬年的編號為HH 111的原恆星盤，證實了其中的塵粒已經增長到約150微米的大小，支援了恆星形成早期的顆粒成長理論。HH 111位於獵戶座方向，距離地球約1300光年，半徑約160天文單位，相當於海王星軌道半徑的五倍。
觀測塵埃顆粒的一種方法是分析它們發射或散射電磁波時的偏振方向。塵埃顆粒通常不是完美球形，而是多呈橄欖形。當電磁波穿過這些塵埃顆粒時，顆粒的大小和排列會影響電磁波的偏振。透過在不同波長下觀測這種塵埃引起的偏振現象，稱為塵埃偏極化，可以推測塵埃顆粒的大小、形狀及其排列。過去，天文學家們已經在多個原恆星盤中檢測到塵埃偏極化，這可能是由於塵埃顆粒在磁場中排列、顆粒自身散射、或受強輻射影響所引起的。如果這種偏極化是由磁場引導的塵埃排列產生，那麼它可以用來推測恆星盤中的磁場形態，這對研究噴流和恆星盤的吸積過程至關重要。如果偏極化是由顆粒散射產生，則可以幫助推測盤中塵埃顆粒的大小，進而支援行星形成過程中的顆粒增長研究。然而，實際情況是多種機制同時存在，這使得分析變得更加複雜。
HH 111原恆星盤最近被發現擁有一對旋臂在其中，因此研究團隊利用阿塔卡瑪大型毫米及次毫米波陣列（ALMA），觀測了塵埃偏極化與恆星盤中旋臂位置的關係，發現塵埃偏極化強度在螺旋臂內較低，而在懸臂間隔處較高。由於塵埃顆粒散射引起的埃偏極化會受到來自各方向的輻射不對稱性影響，由磁場造成的塵埃極化則不會受此影響，因此將塵埃偏極化的貢獻歸因於塵埃顆粒散射。在經過與散射模型的比較後，確定偏極化可能是來自於盤中顆粒大小約為150微米的塵埃產生的自散射，與恆星形成早期的塵埃顆粒增長理論相符。此次研究也是並開闢了一個利用塵埃偏極化來研究具有亞結構（如螺旋臂和環）的恆星盤中塵埃顆粒成長的視窗。
最近，HH 111原恆星盤被發現擁有一對旋臂。因此研究團隊利用阿塔卡瑪大型毫米及次毫米波陣列（ALMA），觀測了塵埃偏極化與恆星盤中旋臂位置的關係，結果發現塵埃偏極化強度在螺旋臂上較低，而在旋臂間隔處較高。由於塵埃顆粒散射造成的偏極化會受到來自各方向的輻射不對稱性影響，而由磁場引起的塵埃極化則不受此影響，因此研究團隊將塵埃偏極化的成因歸因於塵埃顆粒散射。經過與散射模型的比較，推估偏極化可能來自於盤中顆粒大小約為150微米的塵埃的散射，這與恆星形成早期的塵埃顆粒增長理論相符。此次研究開闢了一個利用塵埃偏極化來研究具有亞結構，如螺旋臂和環，的恆星盤中塵埃顆粒成長的新視窗。這篇由李景輝主筆的論文Polarization Substructure in the Spiral-dominated HH 111 Disk: Evidence for Grain Growth，發表在2024年8月8日出刊的天文物理期刊快訊ApJ Letters。（編輯/段皓元）
圖說：HH 111原恆星盤的ALMA觀測結果（上排）與塵埃散射模型（下排）相比較。左圖的虛線勾勒出盤中旋臂。右圖顯示塵埃偏極化，以線條表示偏極化的方向及大小。圖片來源：李景輝團隊
資料來源：中研院天文所
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