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原恒星

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原恒星(Protostar)是在星际介质中的巨分子云收缩下出现的天体,是恒星形成过程中的早期阶段。对一个太阳质量的恒星而言,这个阶段至少持续大约100,000年。它开始于分子云核心的密度增加,结束于金牛T星的形成,然后就发展进入主序带。这个阶段由金牛T风-一种恒星风的开始宣告结束,标志着恒星从质量的吸积进入能量的辐射。

观测显示巨型分子云总体上近似在维里平衡的状态,星云中的重力束缚能被星云中构成分子动能平衡。任何对云气的干扰都可能扰乱它的平衡状态,干扰的例子可以是来自超新星的震波;星系内旋臂的密度波,或是与其他云气的接近或碰撞。无论扰动的来源是何种,只要够大就可能在云气内特定的地区造成重力大于热动能的重力变化。

英国的物理学家詹姆士·金斯曾详细的讨论过上述的现象。他能显示,在适当的情况下,一团云气或其中的一部分,将开始如上所述的收缩。他导出了一条公式可以计算云气所需要的大小和质量,以及在重力收缩开始前的温度密度。这个临界质量就是所知的金斯质量,可以由下式得到:

此处 n是特定区域的密度,m是在云气内气体平均的质量,而T是气体的温度。

碎裂

恒星经常被发现是成群的,而且看似同一个时间形成的,也就是所知道的星团。这可以被解释为当云气收缩时他的密度是不均匀的。事实上,第一个指出这一点的是理查德·拉森,当恒星在巨分子云内形成时,可以全面的观察到在云气内所有尺度上的湍流速度都增加了。这些湍流的速度压缩气体产生震波,通常会在巨分子云尺度和密度的广大范围内引发丝状和团块的结构。这个过程被称为湍流碎裂。一些团块结构超过了金斯质量并且重心变得不稳定,可能会在被分颗成单一或多星的系统。

无论原因为何,云气因碎裂而变得较小,密度较高的区域可能会持续再成为更小的区域,结果是成为原恒团。这与星团是普遍存在的观测现象一致。

来自重力能量的加热

当云气继续收缩时,它的温度会增加。这不是核反应造成的,只是重力能量转换成的热动能。当微粒(原子或分子)因为在收缩的碎片中而减少至质量中心的距离时,就会导致重力能量的减少。但是因为总能量的守恒,因此伴随着重力能量的减少,微粒的动能就必须相对的增加。热动能的增加也会表现在云气温度的增加,云气越收缩温度增加的就越多。

分子间的碰撞经常也可以让它们成为激发状态,然后经由辐射的发射衰变状态。这些辐射都有特定的频率,在这些温度(10到20K)发射的辐射是光谱中的微波红外线。这些辐射大部分都会由云气中逃逸,因此能防止温度快速的上升。

当云气收缩时,分子的数值密度会增加,这终将使得散发的辐射越来越难以逃逸。实际上,气体对这些辐射会变得不透明,并且云气内的温度将开始更迅速的上升。

云气在红外线变得不透明的事实,也使我们难以直接观测到云气内发生的变化。我们必须使用波长更长的无线电观察还能逃逸出来的辐射。另外,理论和计算机的数值模拟也是了解这个阶段所必须的。

直到周围的物体落入中心的凝块,原恒星的阶段才算开始。而当周围的气体和尘粒都已经消散,吸积的过程也都停止,这颗原恒星才会被考虑是前主序星

历史

"原恒星"这个字眼是在1889年的出版品上才首度出现的。

" protostar acquiring two condensations will become a binary and be stable thereafter [..] Whether a binary or a single star results depends largely on the total angular momentum of the protostar"
"原恒星获得两个浓缩体将发展成为联星并且是稳定的[..]其结果是联星或单独的恒星,取决于原恒星的总角动量。"[1]

注解

  1. ^ Astronomical Society of the Pacific (1889) page 388

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