普通天文學/原恆星和恆星育嬰室

原恆星的誕生

原恆星赫比格-哈羅 34

原恆星是在被稱為星雲的星體醫院中形成的，而星雲是相對於周圍星際空間具有更高塵埃和氣體密度的區域。 以及少量的氦，雖然更重的元素甚至分子也很普遍。這些更重的元素和分子來自之前死亡並將其一部分殘骸散佈到星雲中的恆星。這些氣體和塵埃雲可以跨越數百 光年，並且當足夠的氣體和塵埃聚集在一起形成引力束縛時，或者被被稱為 超新星 的恆星爆炸壓縮時，它們可以形成。超新星也會將其氣體作為 行星狀星雲 新增到宇宙中。 如果星雲密度很高，氣體和塵埃的 擾動 可能會導致引力收縮變得顯著。如果引力足夠大以至於將雲中的塵埃和氣體拉入，那麼被引力捕獲的物質就會自行坍縮，這就是原恆星的形成方式。 當引力接管並導致星雲物質向內坍縮時，就會形成一種球體，這種球體將開始旋轉。這種旋轉將導致球體外的氣體和塵埃開始朝球體旋轉，類似於當開啟浴缸的排水管時，浴缸另一側的所有橡皮鴨開始朝排水管移動，被漩渦捕獲，最後被吸入排水管。這就是原恆星增加質量的方式；原恆星將從開始旋轉的小球體開始（這可以被認為是排水管），當這個球體旋轉時，它將創造一個吸積盤（排水管周圍的漩渦），這個盤將從周圍的星雲中吸取塵埃和氣體並將它們轉移到原恆星中。這個過程發生的速度可以幫助決定新恆星的結果。當原恆星開始氫核聚變時，這個過程將停止。在原恆星形成和吸積過程中，原恆星變得更熱、更稠密。原恆星變得更稠密是因為 吸積盤 在向恆星新增物質，這導致了原恆星的引力增加，從而將吸積盤中的氣體和塵埃“推”到越來越靠近原恆星的中心。這種效應與原恆星的溫度相關聯，隨著恆星密度的增加，溫度也會增加。當原恆星中心的溫度達到約 10^6 攝氏度時，它將開始聚變氫。 這是質子-質子聚變鏈的開始，它是支撐恆星的主要聚變反應，標誌著一顆新恆星的誕生。氫燃燒會產生太陽風，它會將吸積盤從恆星上吹走，使得從那時起不會再新增任何新物質。

原恆星形成的簡單模型

以上是對新恆星形成的描述。我們現在將研究用於描述原恆星產生的早期物理學。第一個研究的人是詹姆斯·霍普伍德·金斯爵士；他研究了球狀體和分子云，原恆星的形成在那裡被觀察到。 金斯爵士 研究了分子云或球狀體中需要滿足哪些條件才能誘發物質坍縮形成原恆星。在金斯的 lifetime（1877-1946）期間，計算機的先進計算能力還沒有出現，因此他不得不簡化他的計算。金斯在開始分析之前做出的主要簡化是假設旋轉、湍流和磁場的影響可以忽略不計。這些假設不正確，但金斯的計算提供了一個良好的起點。

金斯從 維裡定理 開始，2K+U=0 方程 1

這表明引力的總 勢 能量 (U) 是系統總動能 (K) 的絕對值的兩倍，當兩者加起來等於零時，系統處於平衡狀態，雲既不會坍縮也不會消散。如果雲的動能超過勢能的一半，那麼雲會膨脹並消散。如果動能小於其勢能的一半，那麼雲就會坍縮成原恆星。我們可以將勢能寫成，

U= -(3/5)(GM2/R) 方程 2

而動能可以寫成，

K= (3MkT)/(μm_H) 方程 3

其中，

μ= 平均分子量

T= 溫度

M= 雲的質量

m_H= 是氫的質量

R= 雲的半徑

G 和 k= 引力常數和玻爾茲曼常數

將 R 改寫為，

R= [(3M)/(4πρ)]^1/3 方程 4

ρ= 雲的初始質量密度被假定在整個雲中是恆定的

然後金斯爵士將 R 方程代入勢能方程，然後將兩個能量方程代入維裡定理，並求解質量，他找到了雲坍縮所需的最小質量。這被稱為金斯質量，他透過將 R 的方程代入金斯質量方程並求解找到了最小半徑，這被稱為金斯長度。如果雲的質量或半徑大於這些方程得出的值，那麼雲就會坍縮。

M_J= [(5kT)/(Gμm_H)]3/2[3/(4πρ)]1/2 方程 5

R_J= [(15kT)/(4πGμm_Hρ)]1/2 方程 6

這是對原恆星形成進行的第一個理論嘗試。這些方程為我們提供了哪些分子云能夠形成原恆星的良好近似值。但是對形成的原恆星和分子云的觀測表明，金斯爵士開發的方程並不總是準確的。 >

對金斯爵士模型的限制因素

前一節解釋了金斯爵士關於原恆星從周圍分子云中形成的模型。對分子云和原恆星的觀測表明，該模型存在缺陷。該模型預測整個雲將坍縮成形成的原恆星；該模型還預測，如果質量或半徑高於金斯質量或金斯半徑，那麼雲就會坍縮並形成原恆星。天文學家已經發現了不符合該模型的分子云和球狀體。對球狀體和分子云進行了觀測，發現它們中形成了許多恆星，而其他一些球狀體和分子云的質量或半徑高於金斯質量或金斯半徑，但沒有太多原恆星活動。許多天文學家試圖確定該模型的錯誤所在，並找到了解釋與該模型相矛盾的觀測結果的原因。發現的一個原因是，金斯爵士做出的簡化不能被遺漏，透過包含一些以前被排除的變數，天文學家發現該模型更符合他們的觀測結果。金斯模型中被排除的一些變數是雲旋轉、磁場的存在、溫度變化、質量密度變化、外部氣體壓力和碎裂。

例子

讓我們看看一個擴散的氫雲。假設溫度為 50K，雲完全由氫組成，密度為 8.4x10⁻¹⁹ kg/m³，並且取 µ 為 1。那麼，導致雲坍縮所需的最小質量是多少？使用上面的方程 5 和給定的值，我們發現坍縮所需的質量大約為 1500 個太陽質量。普通的擴散氫雲的質量範圍為 1-100 個太陽質量，因此這些雲是穩定的，因為上面計算的金斯質量大於這些雲的質量。^[4]

現在讓我們看看一個緻密的巨分子云 (GMC) 的中心發生了什麼。這種雲的典型溫度為 10K，我們將密度定為 3x10^-17 kg/m³，並將 µ 取為 2。同樣使用方程 5，我們發現金斯質量現在只有 8 個太陽質量。GMC 大約有 10 個太陽質量。現在我們可以推斷出 GMC 核是不穩定的。因此它們會形成恆星，因為金斯質量低於雲的質量。這已被天文學家透過對我們夜空中 GMC 的觀測所證實。^[4]