原はら恆星こうせい

原はら恆星こうせい係かかり喺星ほし際ぎわ介かい質しつ中ちゅう嘅巨きょ分子ぶんし雲くも收縮しゅうしゅく下か出現しゅつげん嘅天體てんたい，係かかり恆星こうせい形成けいせい過程かてい中ちゅう嘅早期き階段かいだん。對たい一個太陽質量嘅恆星嚟講，呢個階段かいだん至いたり少しょう持續じぞく大概たいがい十じゅう萬まん年ねん。佢始於分子ぶんし雲くも核心かくしん嘅密度みつど增加ぞうか，以金きむ牛うしT星ほし嘅形成けいせい結束けっそく，然しか後こう就發展はってん進入しんにゅう主しゅ序じょ帶たい。呢個階段かいだん由ゆかり金きむ牛うしT風ふう－一いち種しゅ恆星こうせい風ふう嘅開始かいし宣告せんこく結束けっそく，標しるべ誌し著ちょ恆星こうせい從したがえ質量しつりょう嘅吸積せき進入しんにゅう能のう量りょう嘅輻射ふくしゃ。

觀測かんそく顯示けんじ巨きょ型がた分子ぶんし雲くも總體そうたい上じょう近似きんじ喺維里平衡へいこう嘅狀態じょうたい，星雲せいうん中ちゅう嘅重力じゅうりょく束縛そくばく能のう被ひ星雲せいうん中ちゅう構成こうせい分子ぶんし嘅動どう能のう平衡へいこう。任にん何なん對たい雲氣うんき嘅干擾都可能かのう擾亂じょうらん佢嘅平衡へいこう狀態じょうたい，干ひ擾嘅例れい子こ可か以係嚟自超新星ちょうしんせい嘅震波は；星ほし系けい內旋臂ひじ嘅密度みつど波は，或ある者もの係がかり同どう第だい二啲雲氣嘅接近或碰撞。無論むろん擾動嘅來源げん係がかり邊あたり一いち種しゅ，只ただ要よう夠大就可能かのう喺雲氣き內嘅特定とくてい地區ちく造成ぞうせい重力じゅうりょく大だい過熱かねつ動どう能のう嘅重力じゅうりょく變化へんか。

英國えいこく物理ぶつり學がく家か詹姆士し·金きん斯曾經詳細しょうさい討論とうろん過か上述じょうじゅつ嘅現象げんしょう。佢顯示けんじ到いた，喺適當てきとう嘅情況きょう下か，一團雲氣或其中嘅一部分，將はた開ひらけ如上じょじょう述じゅつ嘅收縮しゅうしゅく。佢導出どうしゅつ咗一條公式可以計算雲氣所需嘅大細同質量，以及喺重力じゅうりょく收縮しゅうしゅく開始かいし前ぜん嘅溫度おんど同どう密度みつど。呢個臨界りんかい質量しつりょう就係所しょ知ち嘅金きむ斯質量りょう，可か以由下か式しき得え到いた：

M_{j}={\frac {9}{4}}\times \left({\frac {1}{2\pi n}}\right)^{\frac {1}{2}}\times {\frac {1}{m^{2}}}\times \left({\frac {kT}{G}}\right)^{\frac {3}{2}}

n係かかり特定とくてい區域くいき的てき密度みつど，m係かかり喺雲氣き內氣體きたい平均へいきん嘅質量りょう，而T係かかり氣體きたい嘅溫度ど。

碎裂[編輯へんしゅう]

恆星こうせい經常けいじょう被ひ發現はつげん係がかり成なり群ぐん嘅，而且睇似係がかり同どう一いち個こ時間じかん形成けいせい嘅，亦また即そく係かかり所しょ知ち嘅星團だん。噉可以被解釋かいしゃく為當ためとう雲氣うんき收縮しゅうしゅく時じ佢嘅密度みつど係がかり唔均勻嘅。事實じじつ上じょう，第だい一個指出呢一點嘅係理り察·拉ひしげ森もり，當とう恆星こうせい喺巨きょ分子ぶんし雲くも內形成けいせい時じ，可か以全面めん嘅觀察到喺雲氣き內所有しょゆう尺度しゃくど上じょう嘅湍流速度そくど都と增加ぞうか咗。呢啲湍流嘅速度そくど壓縮あっしゅく氣體きたい產さん生せい震ふるえ波は，通常つうじょう會かい喺巨分子ぶんし雲くも尺度しゃくど同どう密度みつど嘅廣大だい範圍はんい內引發はつ絲狀いとじょう同どう埋うめ團塊だんかい嘅結構けっこう。呢個過程かてい被ひ稱しょう為ため湍流碎裂。一啲團塊結構超過咗金きむ斯質量りょう並なみ且重心しん變へん得とく唔穩定じょう，可能かのう會かい被ひ分ぶん顆成單たん一或多星嘅係統。

無論むろん原因げんいん係がかり點てん，雲氣うんき因いん碎裂而變得とく較細，密度みつど較高嘅區域くいき可能かのう會かい持續じぞく再さい成なり為ため更さら細ほそ嘅區域くいき，結果けっか係がかり成なり為ため原はら恆ひさし團だん。噉同星團せいだん係がかり普遍ふへん存在そんざい嘅觀測かんそく現象げんしょう一致いっち。

來らい自重じちょう力りょく能のう量りょう嘅加熱ねつ[編輯へんしゅう]

當とう雲氣うんき繼續けいぞく收縮しゅうしゅく時じ，佢嘅溫度おんど會かい增加ぞうか。呢個唔係核かく反應はんのう造成ぞうせい嘅，只ただ係がかり重力じゅうりょく能のう量りょう轉換てんかん成なり嘅熱動どう能のう。當とう微粒びりゅう（原子げんし或ある分子ぶんし）因いん為ため喺收縮しゅうしゅく嘅碎片へん中ちゅう而減少げんしょう至いたり質量しつりょう中心ちゅうしん嘅距離きょり時じ，就會導しるべ致重力じゅうりょく能のう量りょう減少げんしょう。但ただし係かかり因いん為ため總そう能のう量りょう嘅守恆つね，因いん此隨著ちょ重力じゅうりょく能のう量りょう嘅減少げんしょう，微粒びりゅう嘅動能のう亦また相對そうたい地ち增加ぞうか。熱ねつ動どう能のう嘅增加ぞうか會かい令れい雲氣うんき溫度おんど上じょう升ます，雲氣うんき越えつ收縮しゅうしゅく溫度おんど就增加ぞうか得とく越えつ多た。

分子ぶんし間あいだ嘅碰撞經常けいじょう亦また可か以令佢哋成なり為ため激發げきはつ狀態じょうたい，然しか後こう經由けいゆ輻射ふくしゃ嘅發射はっしゃ衰おとろえ變へん狀態じょうたい。呢啲輻射ふくしゃ都と有ゆう特定とくてい頻しき率りつ，喺呢啲溫度ど（10至いたり20K）發射はっしゃ嘅輻射ふくしゃ係がかり光こう譜ふ中ちゅう嘅微ほろ波なみ或ある紅べに外線がいせん。呢啲輻射ふくしゃ大だい部分ぶぶん都會とかい由よし雲氣うんき中ちゅう逃出，因いん此能夠防止ぼうし溫度おんど快速かいそく上じょう升ます。

當とう雲氣うんき收縮しゅうしゅく時じ，分子ぶんし嘅數值密度會わたらい增加ぞうか，噉最終さいしゅう會かい令れい散發さんぱつ嘅輻射ふくしゃ越えつ嚟越難なん走はし得う甩。實際じっさい上じょう，氣體きたい對たい呢啲輻射ふくしゃ會かい變へん得とく唔透明とうめい，並なみ且雲氣き內嘅溫度おんど將しょう開始かいし更さら快速かいそく上じょう升ます。

雲氣うんき喺紅外線がいせん變へん得とく唔透明とうめい嘅事實じじつ，也使我わが哋難以直接ちょくせつ觀測かんそく到いた雲氣うんき內發生はっせい嘅變化へんか。我わが哋必須ひっす使用しよう波は長更ながふけ長ちょう嘅無線むせん電でん觀察かんさつ還かえ能のう逃逸出來でき嘅輻射ふくしゃ。另外，理論りろん同どう埋うめ計算けいさん機き嘅數值模擬もぎ亦また係かかり了解りょうかい呢個階段かいだん所しょ必須ひっす嘅。

直ちょく到いた周圍しゅうい嘅物體ぶったい落入中心ちゅうしん嘅凝塊ぎょうかい，原はら恆星こうせい嘅階段かいだん先さき算さん係がかり開始かいし。而當周圍しゅうい嘅氣體きたい同どう塵ちり粒つぶ都と已やめ經けい消散しょうさん，吸積嘅過程ほど亦また都と停止ていし，呢粒原げん恆星こうせい至いたり會かい被ひ考慮こうりょ係がかり前ぜん主しゅ序じょ星ぼし。

歷史れきし[編輯へんしゅう]

「原はら恆星こうせい」呢個詞し係がかり喺1889年ねん嘅出版しゅっぱん物ぶつ首くび次じ出現しゅつげん嘅。

" 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"