恒星形成
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恒星形成是分子云的高密度区崩溃成为球形的等离子体形成恒星的过程。作为天文物理的一个分支，恒星形成的研究包括作为前导的星际物质和巨分子云，到恒星形成过程，早期型恒星和行星形成则是直接的成果。恒星形成的理论，不仅是一颗单独恒星的形成，还必须统计联星和初始质量函数。
理论概说 编辑
依据目前的恒星形成理论，分子云的核心（特别是高密度区）会因为重力不稳定，由片段的碎片开始崩溃（一般称为自然的恒星形成，参考金斯不稳定性），或是因为来自超新星的冲激波，或是在附近的其他能量充沛的天文学过程触发分子云中的恒星形成（一般称为触发的恒星形成）。部分的重力能量在崩溃的过程中会以红外线的形式损失掉，其余的则会用于增加天体核心的温度。累积的部分物质将会形成星周盘，当温度和密度够高时，氘的核聚变将会被引发，并产生向外的压力，结果将使崩溃减缓（但不会停止），而由云气组合成的物质仍继续如雨般的落在原恒星上。在这个阶段，或许是由落入物质的角动量造成的，将会产生双极喷流。最后，在核心的氢开始融合成为恒星，这时，还环绕在周围的物质将开始被驱离。
原恒星的发展在赫罗图上会遵循林轨迹[1]，原恒星会继续收缩，直到到达林边界，然后收缩会以稳定的温度继续下去直到凯尔文-赫姆霍尔兹时标。质量低于0.5太阳质量的恒星将进入主序带，稍重的原恒星，在林轨迹的终点仍将缓慢的塌缩，追随着亨耶迹，以接近流体静力平衡[2]。
这种活动形式会使恒星的质量在大约一个太阳质量的附近。高质量的恒星形成过程，也有类似的演化（发展）时程表，但时间会短许多，而且也还未清楚的被定义出来。恒星后期的发展属于恒星演化研究的范畴。
观测 编辑
恒星形成的关键元素只有利用可见光以外波长的观察才能奏效。分子云的构造和原恒星的效应都只能在近红外线的消光图中被观察到（在那些区域内单位体积内恒星的数量与附近的区域比较趋近于0），来自一氧化碳（CO）分子和其他分子的转动转换，以及尘埃所释放出的连续辐射，至少可以在次微米波与无线电两个波段内被观察到，来自原恒星和早期恒星的辐射已经在红外线波段上观察到。由静止的云气造成的消光是如此的强大，使我们无法在可见光这一部分的光谱上观察到。实际上遭遇的困难是大气层在20微米制850微米几乎是完全不透明的，只有在200微米和450微米有狭窄的窗口。在这范围之外必须使用消除大气的技术观测。
单独的恒星形成可以在我们的星系内直接观察到，但是在遥远星系内的恒星形成只有通过独特的光谱特征才能检测出来。
值得注意的指标天体 编辑
- MWC 349在1978年首度被发现，估计其年龄只有1,000岁，但因为位于10,000光年的距离上，所以真实的年龄已经达到11,000岁。
- VLA 1623 – 第一个0级原恒星的样品，多数嵌入的质量仍在吸积盘上的原恒星。于1993年发现，年龄可少于10,000岁[1] （页面存档备份，存于互联网档案馆）。
- L1014 – 目前只有最新型的望远镜才有能力观察到的新类型，一个微弱的难以置信的嵌入对象代表的来源。她们的状态仍未能确定，可能是最年轻的低质量0级原恒星，或是质量非常低的发展中的天体（类似棕矮星或甚至是星际行星。）[2] （页面存档备份，存于互联网档案馆）。
- IRS 8* – 于2006年8月发现，是已知最年轻的主序带恒星，估计年龄约350万岁[3][永久失效链接]。
低质量与高质量恒星的形成 编辑
质量不同的恒星形成的历程被认为是不一样的。低质量恒星形成的理论，在大量观测的支持下，建议低质量恒星是转动的分子云因密度逐渐升高而造成重力塌缩下形成的。从上面的叙述，气体和尘埃组成转动中的分子云，因塌缩导致吸积盘的形成，经由这个通道质量在中心形成原恒星。但是，质量高于8倍太阳质量的恒星形成的历程目前还不清楚。
质量大的恒星辐射出大量的辐射，会推挤向中心掉落的物质。在过去，辐射压被认为是足以阻止质量累积成为巨大的原恒星，并能阻止质量高达数十个太阳的恒星形成。最近的理论工作则显示，产生的喷流和流出物会清理出空洞，因而许多大质量原恒星的辐射压会逃逸掉而不会阻碍物质经由吸积盘进入中心的原恒星。因此新的理论认为大质量恒星也会经由与低质量恒星相似的历程形成。
已经有具体的证据显示有一些大质量的原恒星是被吸积盘包围着，而其他几种大质量恒星形成的理论仍有待观测上的证实。当然，或许最突出的理论是竞争吸积理论，建议大质量的原恒星是以低质量的原恒星当"种子"，与其他的原恒星竞争者从母分子云中攫取质量，而不是单纯的从局部的区域获取质量。另一种大质量恒星形成的理论则建议，大质量恒星可能是由两颗或更多的低质量恒星合并而成的。
外部链接 编辑
- 恒星形成（英文）
参考文献 编辑
- ^ C. Hayashi. Stellar evolution in early phases of gravitational contraction.. Publications of the Astronomical Society of Japan. 1961, 13: 450–452 [2006-12-14]. （原始内容存档于2018-08-08）.
- ^ L. G. Henyey, R. Lelevier, R. D. Levée. The Early Phases of Stellar Evolution. Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 1955, 67 (396): 154 [2006-12-14]. （原始内容存档于2018-08-08）.