明天全补上(1 / 1)

尽管从所有的意图和目的来看，单个或双星可能被认为是在真空中孤立地演化，但它不仅是一个非常大的恒星系统——一个星系——的成员，而且还沉浸在气体和尘埃的介质中，即星际介质中。

在我们的银河系中，这种背景物质(主要是气体)占银河系质量的百分之几，大约10°M，集中在一个非常薄的圆盘上，厚度不到103光年(我们回忆一下，1ly 9.5× 1015米)，直径约105光年，靠近银河系中部。

它的平均密度非常小，每立方厘米约有一个粒子，对应的质量密度为10-21 g - -3 (10-24 g -3);在一个普通的实验室里，它会被认为是一个完美的“真空”。

星系气体的主要成分——恒星的形成——是氢，约占质量的70%，要么是分子形式(H2)，要么是中性(原子)气体(H I)，要么是电离气体(H II)，这取决于当时的温度和密度。

剩下的大部分质量是由氦构成的。星际物质并不是均匀分散的，而是存在于气体云和尘埃云中，也被称为星云。我们已经遇到了特殊类型的星云:行星状星云、超新星残骸和新星壳。

然而，这些膨胀的星云寿命相对较短，在消散到星际介质中后，它们的物质与其他更大的物质混合在一起。有相对稠密的云，其数量密度可达每立方厘米几千个粒子，还有弥漫的云间介质，其密度可远低于每立方厘米一个粒子。

星际介质极其丰富多样，这使得对它的探索更加迷人。当我们谈到星际介质中的温度时，我们指的是气体的动力学温度。由大量恒星发出的充满介质的辐射，与恒星内部的气体不一样，与气体不平衡。然而，正是这种辐射决定了气体的温度。

紫外线光子使氢电离原子和由此产生的自由电子与离子碰撞。尽管星际介质中粒子的平均自由程约为1013米，与整个太阳系的直径相当，但这仅为~10-3光年，是典型云尺寸数十至数百光年的一小部分。

因此，气体确实达到了热力学平衡，温度是一个有意义的概念。热恒星(如大质量主序星)周围部分电离的气体云在几十光年范围内的温度可能达到104 K数量级。

这样一个区域的范围是通过要求电离平衡来获得的:吸收的电离光子的数量必须等于单位体积在单位时间内的重组次数。星际介质的H区(通过探测氢原子发射的著名的21厘米射电线来识别)的温度为50100 K。

粗略地说，不同类型的云内部的压力是相似的:可能是没有重力束缚的冷云，由于星际介质的热气体成分施加反压力而顶住内部压力而结合在一起。因此密度与温度成反比。

冷云的典型密度为~107- 108 -3，热气体的典型密度为~ 105 -3。除了中性氢和电离氢的冷热云之外，还有巨大的、密集的、富含尘埃的分子云，温度低至10 K，密度在1-3× 108 -3甚至更高。

它们的质量可达10°M，大小约为100光年。恒星就是在这些巨大的气体云中诞生的。

恒星形成的过程是现代理论天体物理学的前沿问题之一。我们将不处理把星际云的碎片变成恒星的复杂阶段，而只处理碎片的基本现象的问题。

星际气体云经常受到扰动，例如，由于附近超新星爆炸产生的冲击波传播，或与其他云的碰撞。考虑在流体静力平衡状态下，均匀温度为T的低密度云的理想情况。

如果在某个地方，随机扰动会产生一个密度更高的区域，那么该区域的引力就会增加。气体压强也会增加，但不一定。

普通星际云的质量低于这个极限，因此它们是稳定的。只有巨大的气体和尘埃复合体才容易坍塌。

当如此大规模的崩溃被触发时，问题是它将如何发展，以及它最终是否会停止。这是恒星形成理论的关键问题之一。考虑一个坍缩的云:密度和温度都增加了，因此临界质量的值预计会改变。如果金斯质量增加(低效冷却)，我们将面临两种可能性:要么My的增加足以满足稳定性准则，在这种情况下，坍缩将停止;要么My仍然小于云的质量，在这种情况下，坍缩将继续。

另一方面，如果My减小(有效冷却)，则对稳定性准则的违反更为严重;现在可能会发生云内的区域违反稳定性准则并开始坍缩，从而导致云的碎片化。

分裂的过程可能会持续到越来越小的尺度，直到恒星质量的尺度。1953年霍伊尔首先提出了这种分层模型。哪一种可能的情况会实际发生取决于坍缩的时间标度，也就是云的动态时间标度(l/√Gpy的数量级)和冷却(热)时间标度之间的比率。由于云的密度比恒星的密度低许多数量级，这些时间尺度是可比较的，因此需要对坍缩过程进行准确的评估。

被自我引力束缚的气体云的碎片，其质量在恒星质量范围内，可以被视为未来恒星的核心。

由于周围气体的吸积，质量继续增长。物质吸积时释放的引力能转化为热能。密度和温度的增加增加了气体的不透明度。当收缩的气体对自身的辐射变得不透明时，它就达到了恒星胚胎的状态，即定义形成中的恒星内外边界的光球。

当流体静力平衡达到时，胚胎成为一颗原恒星。最终，中心温度达到氢点燃阈值，原恒星成为一颗恒星，在与其质量相适应的H-R (lg Teff， lg L)图的主序上占有位置。

恒星形成的过程与恒星点燃氢的能力无关，当导致点火的湍流阶段最终结束时。

因此，我们不能承认原恒星云的先见之明，即最终的质量必须高于恒星质量的下限约事实上，估计的最小金斯质量大约比恒星质量下限低一个数量级。

因此，更小的天体的形成过程应该与恒星的形成过程相同，只是在它们能够点燃氢之前开始冷却。这样的天体已经被观测到，或者它们的存在是从它对双星伴星的影响中间接推断出来的。它们被称为棕矮星，以区别于常见的明亮的白矮星(它们最终会变成灭绝的黑矮星)和较低的主序星(通常被称为红矮星)，因为它们的颜色是红色的，类似于红巨星。

在赫罗图中，褐矮星沿着林氏轨道下降，但它们从主序转向较低的有效温度。在(lg Te， lg p)图中，它们像恒星一样开始收缩和升温，但它们的轨迹在穿过氢燃烧阈值之前弯曲到简并区。

随后，它们的行为方式与巨行星非常相似。然而，行星的形成方式不同:它们通过越来越大的粒子的聚集和气体的吸积，从非常年轻的恒星周围的星周盘中分离出来。

因此，褐矮星构成了介于恒星和行星之间的过渡天体:它们像恒星一样诞生;它们像行星一样进化。事实上，它们甚至有资格成为明星，因为它们确实短暂地点燃了氘，而在所有恒星的初始组成中，原始氘的含量非常少，只有10-5数量级。

由模型计算得出的质量范围为0.0003-0.2M的天体的光度演变如图12.3所示。轨道的早期平坦部分，在106年到108年之间，是由于氘的燃烧;这一阶段在质量较大的恒星中非常短，但在一颗恒星中可以持续长达108年~0.01M的物体，处于氘燃烧的质量下限。

在大约108年之后，这些天体中的恒星在落在主序星上时达到稳定的亮度。另一方面，对于行星来说，光度持续下降。 .褐矮星介于两者之间，有一个短暂的光度恒定时期，然后稳步下降。

因此，可以对褐矮星和行星进行另一种区分，不是根据它们的出生，而是根据它们是否曾经燃烧过核燃料。奇怪的是，这两种定义——尽管没有任何共同之处——都得出了相似的褐矮星质量下限，0.01±0.003M。

然而，可以根据结构作进一步的区分。在非常低质量的恒星和褐矮星中，内部压力主要由电子的简并压力提供，与白矮星类似，除了白矮星更接近于完全简并，因此在某种程度上更容易建模，而且它们是由比氢更重的元素组成的。我们已经看到，对于简并主导的物体，压力半径随着质量的减小而增大。

但这种行为不可能无限期地持续下去。例如，我们知道，对于类地行星来说，它们的状态方程要复杂得多，半径随着质量的增加而减小。因此，一定存在一个质量，其半径作为质量的函数达到最大值。基于精确状态方程的低质量球体的质量-半径关系。

事实证明，与最大半径相对应的质量与木星非常接近。因此，木星的质量(MJp ~0.001M)可以被看作是两类天体之间的分界线。

事实上，棕矮星的质量通常以jp的单位来表示，从80jp到10jp(或者更小?)然而，上面提到的区分棕矮星和行星的标准都不能应用于观测;它们都是基于历史或内部结构。为了识别棕矮星，我们需要明确地表特征，比如光谱特征。这些很难确定，因为低温下的不透明。