第十课 恒星形成

苏警暗刚

主要内容

• 【在原恒星之前】
  
• 【原恒星】
  
• 【观测】
  

了解/理解

• 恒星形成区
  
• 星云的塌缩：基本理论和具体过程
  
• 原恒星演化：流体动力学平衡
  
• 恒星形成观测
  
• 星云收缩、碎裂
  
• 原恒星、尘埃盘
  
• 喷流：HH天体
  
• T Tauri stars, FU Orionis
  
• Herbig Ae/Be stars
  
• 星团、初始质量函数
  
• 恒星形成的持续激发
  

银河系内有上千亿颗恒星，而我们的宇宙年龄未137亿年，因此粗略平均来说，一年要形成十个恒星。那么恒星如何形成，在哪里形成？有怎样的理论和观测证实呢？
【在原恒星之前】
恒星新生于分子云，不易在光学探测，可在红外、射电波端探测。
银河系中有数千个巨分子云，大多在漩臂上。巨分子云温度T约为15 K，数密度n为～100—300 {\rm cm}^{-3}，质量M为～10^5—10^6 M_{\odot}，尺度为50 pc。
巨分子云并不是一个均匀的结构，里面是团块状的，有不同层级。既有暗的复合结构、小的团块，也有致密的核、热核等。因此整个分子云的温度范围从10 K左右到数百K。
当星云的质量足够高时，（向内的）重力超过由热运动和湍动产生的（向外的）压力，引起星云的收缩。这称为金斯（Jeans）不稳定性 。星云不稳定的极限质量称为金斯（Jeans）质量。
金斯质量


金斯半径


对于弥散中性氢云（n～1 {\rm cm}^{-3} ；T～100 K），金斯质量约为10^5 M_{\odot}；对于中性氢云（n～500 {\rm cm}^{-3} ；T～50 K），金斯质量约为1500 M_{\odot}；对于分子云clump（n～10^3 {\rm cm}^{-3} ；T～10 K），金斯质量约为25 M_{\odot}；对于分子云dense core（n～10^4 {\rm cm}^{-3} ；T～10 K），金斯质量约为8 M_{\odot}。
因此，（弥漫的）中性氢云需要巨大质量才能坍缩，即不会坍缩。
金斯判据只适用于均匀气体，实际上气体的状态和环境十分复杂，需要考虑的因素包括
星系产生的潮汐力、分子云的形态（如纤维状结构）、磁场、分子云的转动、外部压力等。
磁场将抵抗引力，使金斯质量变大；分子云转动能够抵抗引力，使金斯质量变大；外部压力使分子云更容易坍缩，从而金斯质量变小。
*问题：原恒星形成的过程中，不同的物理过程对分子云坍缩为原恒星各起什么作用？
*问题：引力与气体压力的竞争在坍缩的引发中起最为重要的作用，什么样的分子云（温度？质量？大小？……）可以塌缩形成原恒星？
*问题：当有超新星爆炸等引发的外部激波存在时，为什么一个分子云更容易形成小质量恒星？
*问题：对于被压缩的气体团块，其压力会变大从而平衡引力阻碍塌缩的进行，星际尘埃是如何帮助降低气体压力，使得压缩继续进行的？缺少尘埃的第一代恒星的形成过程和我们当前的恒星会有什么不同，能对我们寻找第一代恒星提供什么指导？
分子云坍缩过程：当星际云收缩时，引力不稳定性使其碎裂为更小的碎块。这些碎块继续坍缩和碎裂，最终形成数十或者数百颗独立的恒星。
坍缩产生的热全部辐射出去是Free-fall过程，全部无法辐射是绝热过程，真实情况在两者之间。  
（1）起始于星际云Dark cloud complex。中心温度约为～10 K，表面温度约为～10 K，中心密度约为～10^3 {\rm cm}^{-3} ，尺度约为几十pc。
（2）早期Free-fall collapse主导。光薄、引力能即时释放，全体一致性塌缩，每一点下落时间相等。密度增大至约 ～10^6 {\rm cm}^{-3}，整体温度变化不大，中心温度增高到～100 K。自由下落时标仅仅跟平均密度有关。只要一处密度稍有不同，便会碎裂。密度越大，时标越短，因此密度大的地方，会首先形成团块，并且下降速度更快，必然导致碎裂。
（3）随后内核Adiabatic collapse。光厚，准黑体辐射。中心密度增大，光厚，升温，中心塌缩变缓，外部物质继续自由下落式吸积到内核上，产生激波加热。进一步温度升高，金斯质量增大，将阻止塌缩或碎裂，碎裂停止。
被暗云包裹住的Protostar: 中间核心天体温度至百万K，可以稳定燃烧氘，外面继续塌缩并吸积在中心天体上。大质量恒星燃烧氘的时间更长。  
前主序演化：Kelvin-Helmholtz时标（流体动力学平衡），引力势能释放的时标。
（1）温度升高（外面物质温度大于2000 K）导致金属电离，氘与电子结合，形成H-离子，不透明度增加。
（2）林忠四郎线：内部产生的能量必须通过对流才能输出表面，但光依然无法有效辐射出去。后果是有效温度略微增加，但是光度随不透明度增加而降低。
（3）内核温度持续增加反而导致内核的H-粒子电离，不透明度降低，发展出辐射内核radiative core，传能效率更高导致光度增加。
（4）温度更高，开始低效率燃烧氢，过多的产能使内核膨胀，温度反而降低，能量产生与输出随之降低，又回到氘燃烧。
（5）氘和氢燃烧的热调整过程，直到高效率氢燃烧开始，进入主序。
在（4）之前，能源来自引力势能释放和氘燃烧；从（4）开始，能源主要来自核心的氢燃烧。
*问题：什么是自由落体塌缩？为什么理想的自由落体塌缩会形成无数的小恒星？是什么阻止了这个情况的发生？
*问题：试着描述分子云坍缩至氘燃烧之前所发生的过程以及外部的表现？恒星的质量会对这些表现及其时标有什么影响？
*问题：什么是林·忠四郎线（Hayashi Track）？在氘燃烧一定时期后发生了什么过程，使得原恒星沿着林·忠四郎线演化并进入主序的？
【原恒星】
对于不同质量的恒星，该演化阶段大不相同。
大质量星H-离子存在时间很短，没有林忠四郎线。大质量星在之前的自由下落阶段时标很长，但建立流体动力学平衡之后点燃氢的时标很短，对于60倍太阳质量的恒星仅为几万年（太阳需要4千万年）。大质量星星风强，清除包层，先从两极清除，然后淸除原恒星盘（质量大）。
质量小于0.5 M_{\odot}的恒星（光谱分类M4.5之后）由于内部温度不够高而无法电离H-离子，没有形成辐射内核，也没有光度增高过程。结果是这些小质量恒星是全部对流的。
质量小于0.075 M_{\odot}的恒星由于质量太小不能热调整到氢的燃烧，而只是在燃烧氘。虽然质量小，氘的含量少，但因为温度很低，氘的燃烧速率很低，所以也能烧很长时间。
质量小于0.013 M_{\odot}的恒星能达到的内核温度是那么低，以至于连氘都不能燃烧。
质量在0.013-0.075 M_{\odot}（或13—79 M_{\rm Jup}）之间的称为褐矮星。全局对流，电子简并压支撑（像白矮星一样，比白矮星轻、大）。MK分类中并没有褐矮星，在红外探测技术发展起来后才通过大规模巡天得以发现。分为L（TiO很弱或没有）型和T型（CH4主导）。
*问题：在进入主序的过程中，原恒星周围的气体都去哪了？其中有哪些物理过程？
*问题：讨论质量、元素丰度等物理参数的不同对恒星前主序演化的影响。
【观测】
前面我们讲到了理论分析和数值模拟，了解了分子云收缩形成恒星的路径，我们来看下观测的发现。
针对于恒星形成理论，我们可以有如下的观测预期：恒星形成于银河系旋臂上的致密分子云核，云核坍缩碎裂造成恒星成群形成。
粒子在落到恒星表面前需要将角动量传递出去，这导致了恒星盘的形成。盘风/喷流等能够高效带走角动量。
在三叶星云中（M20）中，我们发现了恒星诞生的三种阶段的观测证据，包括：母体星云；云团收缩（射电谱线测量运动速度）；发射星云（M20本身）——源自一颗或多颗大质量恒星的形成。其中，暗星云中存在各种结构，显示为致密的尘埃物质结，并被认为是恒星胚胎的核。这体现了母星云破碎，形成大量的恒星胚胎，而已经形成的大质量恒星通过辐射使星云变红。
猎户星云部分地被一个巨大的分子云所包围，其内部被几颗O型恒星照亮。分子云的不同部分可能正在分裂或收缩，而一些小区域（分子云碎片）正在形成原恒星。这些碎片与太阳系大小相当，温度比较高，密度高达10^9 {\rm cm}^{-3}。
在猎户座内恒星形成的密集区域，HST观测到被气体和尘埃盘包裹的原恒星，行星最终会在这些盘上形成。在一些恒星周围，人们发现了残余的被蒸发的恒星盘，如IC 1396中的年轻恒星。我们还发现一些恒星盘由于气体压力发生翘曲，还发现存在喷流，如HH30。
在Herbig-Haro（HH）天体中，湍动的盘上的剧烈加热效应和原恒星的强烈星风结合产生了双极外向流，在垂直于盘的方向形成速度100—200 km/s的喷流，可以蔓延到星际空间。喷流尺度高达上千个日地距离。
HH天体喷流速度在100 km/s量级，白矮星喷流速度在5000 km/s量级，黑洞喷流速度可达50000 km/s。这些重子喷流的速度与这些天体的逃逸速度一致。达到逃逸速度后，就以喷流形式逃逸出去，无法再加速到更高的速度。
T Tauri stars金牛座T型星是有尘埃包层的小质量前主序星，属于比较晚期的原恒星。具有很强的巴尔末、CaII、Fe发射线和OI、SII等禁线（高温低密气体在非热动平衡下发生的跃迁）；谱线存在P Cygni轮廓，表明了膨胀中的尘埃壳层（发射线以恒星为中心，线心为恒星的速度，展宽为气体的速度弥散；吸收线来自前景气体对恒星光的吸收，由于前景气体向观测者运动，谱线蓝移），质量损失率大约 10^{-8} M_{\odot}/{\rm yr}；有时谱线呈现反P Cygni轮廓，表明正在进行物质吸积，不稳定。
FU Orionis stars是T Tauri stars的一个特殊阶段，亮度短时间内能增亮5—6星等，喷流速度高达300 km/s。盘的亮度比中心原恒星还高，物质吸积率大增至～ 10^{-4} M_{\odot}/{\rm yr}，100年就可以吸积0.01 M_{\odot}。
Herbig Ae/Be stars是尘埃包围的2—8 M_{\odot}的早期恒星，光谱型早于F0，有巴尔末发射线，有红外盈余辐射，来自周围的尘埃盘。
分子云坍缩的最终结果是一群恒星，它们来自于同一块云，分布于同一空间区域。这种恒星的集合被称为星团。
如NGC3603这种疏散的、不规则的星团主要分布于银河系的银盘上，被称为疏散星团。疏散星团一般包含几百至几万颗恒星，尺度大约为几秒差距。
质量偏小、更延展的星团被称为星协。一般仅包含几百颗亮星，但可以延伸数十秒差距。如含有大量主序前金牛座T型星的T星协，和包含许多O型星和B型星的OB星协。
通过研究星团内恒星的质量函数，推知初始质量函数，可以研究星云的破碎过程。
恒星形成能够被持续激发，比如超新星爆发、热星辐射或银河系旋臂转动等过程产生激波，激波压缩附近的星云，使其密度增大，触发恒星的形成。 恒星形成过程可能类似于链式反应。
星系NGC 4214中的一群恒星形成区或许向我们展示了恒星形成序列链中的几代恒星。星团中也可能有多次形成的恒星。
*问题：高分辨率的观测可以对原恒星周围的气体盘进行直接观测，我们有哪些方法可以获得这些气体的质量？
*问题：除了直接观测，还有哪些方式可以揭示尘埃与气体的存在并测量它们的性质?
*问题：Herbig—Haro天体是什么？其为什么会产生喷流？为什么其喷流速度在100 km/s的量级?
*问题：PCygni线是怎么产生的？有哪些天体物理过程可能产生PCygni线？那逆PCygni线呢？
*问题：T Tauri stars是什么？其有什么特征？ FU Orionis stars又是什么？有什么特征？
*问题：Ae/Be星是什么？其巴尔默发射线和红外盈余都是怎么产生的？一定会同时存在吗？为什么?