【恆星的誕生】
<P align=center><STRONG><FONT size=5>【<FONT color=red>恆星的誕生</FONT>】</FONT></STRONG></P><P> </P>
<P><STRONG>前言 <BR> <BR>本銀河系約有二千億個恆星，而宇宙至少有<SPAN class=t_tag href="tag.php?name=102">102</SPAN>3個恆星。</STRONG></P>
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<P><STRONG>這些眾多的恆星，恆星的質量不盡相同，可能處在不同年齡與演化階段。</STRONG></P>
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<P><STRONG>天文學家根據觀測的結果，再加上理論的計算，構造出恆星演化的理論。</STRONG></P>
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<P><STRONG>恆星演化理論涵蓋：恆星的誕生(新生與嬰兒期)、主序帶恆星的演化(青年與壯年期)、後主序帶恆星的演化(老年期)、恆星的歸宿(死亡) 與化學元素的合成。 </STRONG></P><STRONG>
<P><BR>所以恆星並不是永恆的，他們與我們凡人相似，也有生老病死。</P>
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<P>本章的內容是有關恆星如何誕生、如何演化進入青年期(主序帶)。</P>
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<P>另一個重要的課題是，天文學家如何用(星光的祕密) 所敘述的方法，來證驗恆星演化理論。 </STRONG></P>
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<P><STRONG>引用：</STRONG><A href="http://phys.ncku.edu.tw/~astrolab/e_book/star_birth/star_birth.html"><STRONG><FONT color=#0066cc><SPAN class=t_tag href="tag.php?name=http">http</SPAN>://phys.ncku.edu.tw/~astrolab/e_book/star_birth/star_birth.html</FONT></STRONG></A></P> <P align=center><STRONG><FONT size=5>【<FONT color=red>恆星的誕生</FONT>】</FONT></STRONG></P>
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<P><STRONG>簡單圖像： </STRONG></P>
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<P><STRONG>巨大、低密度的冷星雲(分子雲)經由重 力塌縮，將位能轉變成熱能，當核心的溫度昇 高到可以觸發氫融合反應，恆星就誕生了，並 變成小而密度高的熱星。 </STRONG></P>
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<P><STRONG>恆星誕生的原料：星際物質 </STRONG></P>
<P><BR><STRONG>恆星的質量，大多在太陽質的十分之一到數十倍之 間。</STRONG></P>
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<P><STRONG>以太陽而言，其質量約是地球的三十三萬倍，可見恆星有相當巨大的質量。</STRONG></P>
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<P><STRONG>能誕生恆星的巨大分子雲，又是由幾近真空的星際物質，歷經亙古的時 間緩慢聚集而成。</STRONG></P>
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<P><STRONG>星際物質主要是由氫、氦、塵埃所組成。 </STRONG></P>
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<P><STRONG>星際物質存在的證據 </STRONG></P>
<P><BR><STRONG>星光的消光與紅化 ，發射星雲(emission nebula) –Trifid 星雲、或H II 區域 ，反射星雲(reflection nebula)–Trifid 星雲、昂宿星團(the Pleiades)，暗星雲–馬頭星雲、本雲河盤面、包克雲球(Bok globules)，氫21公分線 (無線電波段)，0.26 公分CO 譜線–巨大分子雲(數十萬太陽質量)。 </STRONG></P>
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<P><STRONG>溫度：數K到數百K之間，全看距離恆星多遠而定， 平均約在100 K左右。 </STRONG></P>
<P><BR><STRONG>密度：平均106 原子/ 米3 ，或每CC的 太空中，平均來說有一個原子。</STRONG></P>
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<P><STRONG>分佈並不均勻，最密者有109 原子/ 米3，而最疏者低達104 原子/ 米3 。</STRONG></P>
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<P><STRONG>在地球上 實驗室能造成的最好真空約在1010 分子/ 米3 ，而在海平面太氣每立方公尺中含有1025 個分子。 </STRONG></P>
<P><BR><STRONG>成份：分析星際星雲的吸收光譜 ，可以得知，星雲90% 是原子或分子氫，9% 為氦，剩下的為較重的元素、分子與星際塵埃。 </STRONG></P>
<P><BR><STRONG>恆星誕生的機制 </STRONG></P>
<P><BR><STRONG>但恆星誕生的故事並不是如此簡單，星際物質受重力的吸引，慢慢的聚集在一起，同時溫度也漸漸昇高。</STRONG></P>
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<P><STRONG>溫度愈高，原子與分子運動的速率也愈快，這種傾向抗衡了 重力塌縮的繼續進行，有時甚至可能把星雲打散。 </STRONG></P>
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<P><STRONG>由觀測的證據顯示，星雲不可能經由自發性的重力塌縮 ，而變成恆星。</STRONG></P>
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<P><STRONG>天文學家認為有四種不同的過程，具有發揮臨門一腳效用，能觸發恆星的形成。 </STRONG></P>
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<P><STRONG>超新星爆炸產生的巨大震波 ，例： Cygnus Loop。 </STRONG></P>
<P><BR><STRONG>O-B 型熱星放出巨大的輻射，恆星風推擠周圍的星際物 質使之成為物質密度較高的球殼，如薔薇星雲(Rosette nebula)。 </STRONG></P>
<P><BR><STRONG>分子雲之間的踫撞。 </STRONG></P>
<P><BR><STRONG>在銀河系的漩渦臂。 </STRONG></P>
<P><BR><STRONG>恆星誕生的過程</STRONG></P>
<P><BR><STRONG>類太陽恆星的誕生過程</STRONG></P>
<P><BR><STRONG>巨大分子雲的塌縮</STRONG></P>
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<P><STRONG>-> 塌縮分子雲的分裂 (理論) </STRONG></P>
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<P><STRONG>-> 分子雲的分裂終止(理論) </STRONG></P>
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<P><STRONG>-> 原恆星(胎星) 階段</STRONG></P>
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<P><STRONG>雲氣在塌縮成為成為恆星的前一狀態，稱為 原恆星(胎星、protostar)，它是熱到足以產生紅外線，但是不足以開始進行核融合，所以在可見光波段很難觀測到。 </STRONG></P>
<P><BR><STRONG>-> 原恆星(胎星) 階段的演化 </STRONG></P>
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<P><STRONG>吸積盤靠原恆星中心 的溫度極高，物質由中心 處垂直盤面噴出，形成 噴流(jets)。 </STRONG></P>
<P><BR><STRONG>-> 觸發氫融合–新恆星誕生 </STRONG></P>
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<P><STRONG>原恆星的質量，因周圍的物質持續地加入而增加，核 心的溫度也隨之昇高。</STRONG></P>
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<P><STRONG>當中心的溫度超過4 * 106 度時，氫開始發生核融合，一顆新的恆星也就誕 生了。</STRONG></P>
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<P><STRONG>此時恆星的四周雲氣仍然很稠密，可能還無法 直接看見這顆新生的恆星。</STRONG></P>
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<P><STRONG>但可觀測周圍雲氣受中心恆星激發的倩形 ，可以推知雲氣深處新恆星的誕生。 </STRONG></P>
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<P><STRONG>-> 進入主序帶 </STRONG></P>
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<P><STRONG>當胎星的中心開始產生氫核融合，則此一星體我們稱之為 序星，恆星百分之九十的時間，都待在主星序上。 </STRONG></P>
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<P><STRONG>消光效光<BR> <BR>因為星際有物質存在，使我們觀測到的天體視亮度，比星際是真空時的視亮度來得暗。</STRONG></P>
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<P><STRONG>估計每100 pc 的距離，星際物質會使星光減弱1.9 等。 </STRONG></P>
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<P align=center><STRONG>三裂星雲(Trifid nebula)<BR> </STRONG></P>
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<P><STRONG>位於人馬座的三裂星雲(M20) 距地球約3200 光年，同時具有發射星雲(泛紅)與反射星雲(泛藍)的雙重身份。 </STRONG></P>
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<P><STRONG>發射星雲：雲氣受附近熱星(通常是O, B 型星) 紫外光的激發而發光，顏色通常是泛紅的，主要來自氫原子的Hα線(6563 埃)。在三裂星雲中心可能己熱星誕生，激發出現在所見的發射星雲。 </STRONG></P>
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<P><STRONG>反射星雲：雲氣反射恆星的星光，短波長的可見光(如藍光)受到大角度的散射。</STRONG></P>
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<P><STRONG>長波長(如紅光)的可見光，僅受到較小角度的散射，大部份透過，故反射星雲呈藍色。(註：原理與藍天、紅朝陽或紅夕陽相同) </STRONG></P>
<P align=center><STRONG> <BR></STRONG><STRONG>薔薇星雲<BR> </STRONG></P>
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<P><STRONG>薔薇星雲(NGC 2244) 中心的雲氣，受到剛誕生亮星恆星風的吹襲，形成物質較密集的球殼。雲氣中的氫原子，受O-B 型熾熱恆星的強烈紫外光的照射，唯一的電子被剝去，形成游離態的氫，此區域常稱為HII區(註：中性氫被稱為HI)，雲氣的色彩是來自Hα線。 <BR>箭頭所指的小暗點即為包克雲球，它的大小約在1 pc 左右，質量約10-100 太陽質量，可能是原恆星(protostar) 的前一階段。 </STRONG></P>
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<P align=center><STRONG>馬頭星雲 </STRONG></P>
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<P><STRONG>圖中心右方，黑色馬頭狀暗影就是著名的馬頭星雲，因聚集的星際物質，遮擋了來自後方的星光，所形成的天文奇觀。</STRONG></P>
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<P><STRONG>馬頭星雲距地球約5000 光年，高度約在0.8 光年左右。</STRONG></P>
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<P><STRONG>馬頭星雲的左下方為NGC 2023，是一個反射星雲(reflection nebulae)。</STRONG></P>
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<P><STRONG>左方的亮星是獵戶座ζ星(伐三) (Zeta Orionis)，是獵人腰帶三顆星最靠東方的一顆，ζ星下方泛黃的星雲是NGC2024。 </STRONG></P>
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<P align=center><STRONG>本銀河系盤面</STRONG></P>
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<P><STRONG>由地球往本銀河系盤面看出去的景象，遮蓋中央明亮群星的黑暗物質即為星際物質。 </STRONG></P>
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<P align=center><STRONG>氫21 公分譜線<BR> </STRONG></P>
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<P><STRONG>質子與電子皆具有自旋，有點像正在旋轉的蛇螺(見上圖，但請小心！這種圖像並不很正確)。</STRONG></P>
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<P><STRONG>兩者自旋同向時的能量，略高於兩者反向時。</STRONG></P>
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<P><STRONG>而由較高能態，換成較低能態的同時，氫原子以電磁波的形式，放出兩能態之間相差的能量，而這種電磁波的波長約為21 公分，屬於無線電波段。 </STRONG></P>
<P><BR><STRONG>氫原子由上圖的高能態跳到低能態，平均一千一百萬年才發生一次(故有時又叫禁止線)。</STRONG></P>
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<P><STRONG>星際物質的溫度很低，氫原子的碰撞非常少發生，約一百萬年才有一次碰撞，所以氫原子仍有機會放出波長為21 公分的譜線。 </STRONG></P>
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<P><STRONG>但在冷星雲裡，氫主要以分子形式存在，氫分子能階與原子大不同，並無21 公分線。</STRONG></P>
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<P><STRONG>一般而言，氫21 公分線的強度很弱，偵測因難。 </STRONG></P>
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<P align=center><STRONG>星雲的偵測–吸收譜線<BR> </STRONG></P>
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<P><STRONG>星雲的溫度很低，這種特點可以用來分析星雲的組成。</STRONG></P>
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<P><STRONG>來自恆星的光譜，主要來自氫與氦的譜線，恆星表面溫度很高，所以譜線很寬(杜卜勒加寬效應)。 </STRONG></P>
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<P><STRONG>在通過"星雲一" 之後，部份的星光被吸收，所以恆星光譜現在含有"星雲一" 物質的吸收譜線。因星雲溫度遠較恆星表面低，這些新添的譜線的線寬遠小於恆星譜線。 </STRONG></P>
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<P><STRONG>假設星光又透過溫度低於"星雲一" 的"星雲二"，現在星光中又增加了"星雲二" 物質的吸收譜線，"星雲二" 的譜線最窄，所以可以判別。</STRONG></P>
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<P><STRONG>天文學家用分光儀分析，可以把"星雲一與二" 的的化學組成定出來。</STRONG></P>
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<P><STRONG>另外根據譜線的紅位移量，也可以定出星雲的運動速度。 </STRONG></P>
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<P align=center><STRONG>震波誘發的恆星誕生</STRONG></P>
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<P align=center><STRONG>天鵝座Cygnus Loop </STRONG></P>
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<P><STRONG><BR>Cygnus Loop 是二萬年前，一次超新星爆炸所拋出的物質所形成的環狀星雲，環的半徑現在己擴張到120 光年。</STRONG></P>
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<P><STRONG>白框內的插圖是Cygnus Loop 的全景，其餘的部份是哈伯太空望遠所拍攝的細部結構。</STRONG></P>
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<P><STRONG> NGC 2997 與NGC 1365 銀河漩渦臂上的恆星誕生區<BR> </STRONG></P>
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<P><STRONG>上圖：NGC 2997 ，距離三千五百萬光年。 </STRONG></P>
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<P><STRONG>下圖：NGC 1365 ，距離六千萬光年。 </STRONG></P>
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<P align=center><STRONG>類太陽恆星的誕生與其一生</STRONG></P>
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<P align=center><STRONG>恆星的誕生過程</STRONG></P>
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<P align=center><STRONG>分子雲的分裂</STRONG></P>
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<P align=center><STRONG>Omega 星雲的原恆星</STRONG></P>
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<P align=center><STRONG>H81-82 的雙極流(噴流)</STRONG></P>
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