宇宙恒星形成历史，简而言之，是宇宙在不同年龄阶段制造恒星的总体速率如何起伏的故事。过去二十年间，多波段巡天与深场观测勾勒出一条相对清晰的曲线：恒星形成率密度在宇宙大爆炸后约三十五亿年达到峰值，彼时宇宙造星速度约为现今的九倍以上，此后便一路衰减。然而，这条曲线背后隐藏着一个长期未被正面审视的疑问：如果恒星由冷气体云坍缩而成，那么造星活动的衰退，理应与气体储备的枯竭同步发生。但最新的射电观测却给出了一个令人不安的答案：近四十五亿年来，宇宙的中性原子氢储备仅缓慢减少了约三成，而恒星形成率却暴跌至原先的四成左右。气体还在，恒星却生得少了。这个“气体悖论”正在改写我们对宇宙恒星形成历史晚期阶段的理解。
一、一条被反复描摹的曲线，与它缺失的那块拼图
要讨论宇宙恒星形成历史，绕不开一个核心物理量：恒星形成率密度。它衡量单位共动体积内单位时间诞生的恒星质量，是刻画宇宙“造星产能”的标尺。综合紫外与红外巡天数据，学界形成的共识是：恒星形成率密度在红移 (z \approx 1.9) 附近达到峰值，对应宇宙年龄约三十五亿年；此后以约三十九亿年的特征时标指数衰减。粗略而言，现今宇宙中约一半的恒星质量在红移 (z=1.3) 之前已经形成，而再电离纪元（(z>6)）期间形成的恒星占比不足百分之一。
这条曲线在峰值之前的行为则要模糊得多。詹姆斯·韦布空间望远镜投入科学运行后，在红移 (z>8) 处发现了远比预想更多的明亮星系，部分星系的恒星质量在宇宙年龄仅数亿年时便已达到 (10^{10}) 太阳质量量级。这迫使理论模型面对一个尴尬的局面：标准图景中早期星系的气体转化效率偏低，而观测到的恒星质量要求效率高得多。换言之，宇宙恒星形成历史的“上升段”和“下降段”都还有大量未解之处。
但真正具有颠覆性的线索，来自下降段的一个细节。
二、中性氢的“惰性”：一场速率不匹配的衰退
传统观点将造星衰退归因于冷气体储备的耗尽。逻辑很直观：星系把气体变成恒星，气体越用越少，恒星自然越生越慢。这一图景在定性上说得通，却在定量上从未被大样本直接检验过。原因在于观测技术的限制。中性原子氢通过21厘米射电谱线辐射，单个遥远星系的信号极其微弱，淹没在背景噪声中几乎不可提取。过去的中性氢巡天要么覆盖天区大但灵敏度不足，要么灵敏度高但视野狭窄，“看得深却看不广、看得广又不够深”的困境持续了数十年。
2026年发表的一项国际合作研究改变了这一局面。研究团队将“中国天眼”（FAST）的高灵敏度射电观测与国际暗能量光谱仪（DESI）的大规模光学巡天结合，分析了覆盖约三分之一天区的二百五十万个星系。他们采用谱线叠加技术，将大量单个不可探测的微弱21厘米信号按红移精确对齐后叠加，从噪声中提取出平均中性氢信号，首次在统计精度和大样本尺度上还原了近四十五亿年的宇宙中性氢演化轨迹。
结果出人意料。四十五亿年前，宇宙恒星形成率约为当前的2.5倍；同期中性原子氢密度仅约为当前的1.4倍。两者下降的幅度严重不匹配。如果气体是造星的唯一瓶颈，恒星形成率应当追随气体密度的脚步，以相近的幅度衰减。但它没有。中性氢表现得远比预期“惰性”，而恒星形成却急剧冷却。
这一发现将问题的焦点从“气体是否耗尽”推向了更精确的追问：为什么中性氢储备尚存，恒星却造不出来了？
三、从原子到分子：一道卡住的转换工序
研究团队给出的解释指向气体形态的转换效率。恒星并非直接诞生于中性原子氢，真正参与坍缩的是分子氢——氢原子在尘埃颗粒表面结合成分子，聚集在致密的冷分子云中，才具备足够高的密度和足够低的热压来触发引力坍缩。中性氢只是星系冷气体储备的“上游库存”，从原子态到分子态的转化，才是决定造星速率的咽喉环节。
随着宇宙膨胀，星系从宇宙网吸积气体的速率下降，星系内部的气体密度随之降低。密度一低，氢原子在尘埃表面相遇并结合的概率便减小，中性氢向分子氢的转化效率随之衰减。结果是：中性氢的“库存”还在缓慢消耗，但可用的“加工原料”——分子气体——已经供不应求。恒星形成率因此下跌，而中性氢密度却保持着相对稳定的表观值。
这一解释得到了独立观测的侧面支持。中央研究院团队利用线强度映射技术，将普朗克、赫歇爾和IRAS的全天空数据叠加分析，首次统计测量了宇宙尺度的一氧化碳与电离碳背景微光。一氧化碳示踪分子气体，电离碳反映年轻恒星的辐射强度。结果显示，在宇宙恒星形成最旺盛的时期，分子气体密度比此前估计高出近两倍。这说明宇宙正午的造星高峰确实建立在异常充裕的分子气体基础上；而当这一分子相储备被消耗且补充效率下降时，造星活动的衰退便不可避免，尽管原子相库存看起来仍然可观。
四、早期宇宙的反向谜题：气体太多，还是效率太高？
如果说晚期宇宙的问题是“有原料却加工不动”，那么早期宇宙呈现的似乎是一个相反方向的挑战。韦布望远镜在红移 (z>10) 处发现的一批星系，其恒星质量要求气体向恒星的转化效率远高于本地宇宙的常规值。阿塔卡马大型毫米波阵列对红移 (z=7.31) 的星系 REBELS-25 的观测，直接探测到了约一千亿太阳质量的冷分子气体，证实早期大质量星系确实拥有庞大的燃料储备。问题不在于气体够不够，而在于为什么在宇宙年龄仅七亿年时，某些星系就能以如此高的效率将气体转化为恒星。
一种可能的出路是环境。ALMA与韦布对红移 (z=7.9) 处一个五星系原星系团的联合观测显示，星系并合驱动的气体剥离与循环正在高效地触发恒星形成。在宇宙年龄仅六亿五千万年时，致密环境中的引力相互作用已经能够显著加速大质量星系的组装。这意味着早期宇宙的造星效率并非均匀偏高，而是在特定环境中被引力动力学临时“催化”了。原星系团的核心区域，可能是宇宙最早一批大质量星系得以快速成型的特殊实验室。
将这两端放在一起看，宇宙恒星形成历史的完整叙事便不再是一句“先升后降”所能概括。晚期衰退的关键不在于气体总量的枯竭，而在于分子相转化效率的跌落；早期高效造星的案例则提示，引力环境可以在局部大幅提升气体转化为恒星的速率。宇宙造星活动的兴衰，归根结底是气体供应、转化效率与环境触发三者之间动态平衡的变迁史。
五、尚未闭合的观测缺口
必须承认，当前的理解仍建立在有限观测之上。中性氢的FAST-DESI测量覆盖了距今四十五亿年以来的时段，更早时期的中性氢演化尚无同等精度的直接约束。分子气体的宇宙尺度测量刚刚起步，线强度映射的统计信号虽然给出了总量估计，但不同红移区间的分辨能力仍然粗糙。韦布望远镜在极早期宇宙发现的“过量”大质量星系，其样本量还很小，尘埃消光校正和初始质量函数的假设仍在引入系统性不确定性。
更重要的是，从原子氢到分子氢的转化效率本身，在星系尺度上受尘埃丰度、金属丰度、辐射场强度、湍流能谱等多重因素调控，目前尚无一个被广泛验证的普适定律来描述它在宇宙时间尺度上的演化。FAST-DESI研究提出的“转化效率下降”假说，是当前数据最自然的解释，但距离成为定论还有相当距离。
宇宙恒星形成历史的研究，已经从“画出一条曲线”的阶段，进入了“解释曲线每一段拐点背后的物理”的阶段。那条曲线本身是清晰的，但它所代表的，是一个远比“气体用完、造星停止”复杂得多的故事。
关于宇宙恒星形成历史的常见疑问
问：宇宙恒星形成率峰值发生在什么时候？
答：综合多波段观测，恒星形成率密度在红移 (z \approx 1.85) 至 (2) 之间达到峰值，对应大爆炸后约三十五亿年，学界称之为“宇宙正午”。峰值的确切位置仍有小幅不确定性，主要来自尘埃消光校正和紫外光度函数暗端斜率的误差。
问：现今宇宙的恒星形成率是峰值的多少？
答：约为峰值的九分之一以下。从宇宙正午至今，恒星形成率密度呈近似指数衰减，特征时标约三十九亿年。
问：中性氢和分子氢在恒星形成中分别扮演什么角色？
答：中性原子氢是星系冷气体储备的主体，是气体循环的中间节点；分子氢才是直接参与引力坍缩、形成恒星的原料。中性氢需要转化为分子氢才能有效造星，这一转化发生在致密冷分子云中。
问：为什么近四十五亿年恒星形成率大幅下降，但中性氢密度只略有减少？
答：FAST与DESI的联合观测显示，同期中性氢密度仅降至原先的约七成，而恒星形成率降至约四成。研究团队认为，核心原因在于中性氢向分子氢的转化效率下降：星系气体密度降低后，原子氢结合成分子氢的速率跟不上，导致“可用原料”减少，而“库存原料”尚未同步枯竭。
问：韦布望远镜在早期宇宙发现了什么挑战传统模型的现象？
答：韦布在红移 (z>10) 处发现了数量超出预期的明亮星系，部分星系的恒星质量在宇宙年龄仅数亿年时便达到 (10^{10}) 太阳质量量级。标准模型预测的早期气体转化效率偏低，难以解释如此快速的恒星质量积累。
问：早期星系的气体储备真的比预想更丰富吗？
答：对红移 (z=7.31) 的星系 REBELS-25 的射电观测直接探测到约一千亿太阳质量的冷分子气体，证实早期大质量星系确实拥有庞大燃料库。线强度映射的统计结果也提示，宇宙正午时期的分子气体密度可能比此前估计高出近两倍。
问：星系并合会加速还是抑制恒星形成？
答：取决于环境。在红移 (z=7.9) 的原星系团中，ALMA与韦布观测到星系并合驱动的气体剥离与循环正在高效触发恒星形成，说明致密环境中的引力相互作用可以在早期宇宙加速大质量星系的组装。但在晚期宇宙的大质量星系中，并合及活动星系核反馈往往加热或驱散冷气体，起到抑制造星的作用。
问：什么是“宇宙正午”的熄灭机制？
答：主流理解涉及反馈与气体供给的竞争。大质量恒星超新星爆发和活动星系核释放的能量加热或驱散冷气体，当气体吸积速率下降、冷气体补充跟不上时，反馈便逐渐占据上风，恒星形成随之熄灭。但FAST-DESI的结果提示，熄灭的触发点可能不在气体总量，而在分子相转化效率的率先跌落。
问：银河系现在还在造星吗？
答：是。银河系是一颗仍在形成新恒星的星系，不过速率远低于宇宙正午时期的典型星系。银河系在宇宙正午时质量还很小，属于“晚起步”类型，其气体尚未被完全加热或耗尽，因此造星活动仍在持续，但预计将在未来逐渐减速。
问：研究宇宙恒星形成历史，为什么需要射电望远镜和光学望远镜配合？
答：光学与近红外巡天（如DESI、韦布）擅长测量恒星形成率、恒星质量和红移，但无法直接探测冷中性气体。射电望远镜（如FAST、VLA、ALMA）通过21厘米线、一氧化碳分子谱线等示踪气体含量与分子云条件。两者结合，才能把“造了多少星”和“还剩多少原料”放在同一张图上比对。