【恆星的誕生】

方格

【恆星的誕生】

 

前言  
 
本銀河系約有二千億個恆星，而宇宙至少有1023個恆星。

 

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。

 

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。

 

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。

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。

 

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)。

 

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。

 

 

引用：http://phys.ncku.edu.tw/~astrolab/e_book/star_birth/star_birth.html

方格

【恆星的誕生】

 

簡單圖像：

 

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。

 

恆星誕生的原料：星際物質

恆星的質量，大多在太陽質的十分之一到數十倍之 間。

 

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。

 

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。

 

星際物質主要是由氫、氦、塵埃所組成。

 

星際物質存在的證據

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)。

 

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。

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。

 

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 。

 

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。

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。

恆星誕生的機制

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。

 

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。

 

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。

 

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。

 

超新星爆炸產生的巨大震波 ，例： Cygnus Loop。

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)。

分子雲之間的踫撞。

在銀河系的漩渦臂。

恆星誕生的過程

類太陽恆星的誕生過程

巨大分子雲的塌縮

 

-> 塌縮分子雲的分裂 (理論)

 

-> 分子雲的分裂終止(理論)

 

-> 原恆星(胎星) 階段

 

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。

-> 原恆星(胎星) 階段的演化

 

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)。

-> 觸發氫融合–新恆星誕生

 

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。

 

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。

 

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。

 

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。

 

-> 進入主序帶

 

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。

 

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消光效光
 
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。

 

估計每100 pc 的距離，星際物質會使星光減弱1.9 等。

 

三裂星雲(Trifid nebula)
 

 

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。

 

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。

 

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。

 

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)

 
薔薇星雲
 

 

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。
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。

 

馬頭星雲 

 

 

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。

 

馬頭星雲距地球約5000 光年，高度約在0.8 光年左右。

 

馬頭星雲的左下方為NGC 2023，是一個反射星雲(reflection nebulae)。

 

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。 

 

本銀河系盤面

 

 

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。 

 

氫21 公分譜線
 

 

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)。

 

兩者自旋同向時的能量，略高於兩者反向時。

 

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。

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)。

 

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。

 

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。

 

一般而言，氫21 公分線的強度很弱，偵測因難。

 

星雲的偵測–吸收譜線
 

 

星雲的溫度很低，這種特點可以用來分析星雲的組成。

 

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)。

 

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。

 

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。

 

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。

 

另外根據譜線的紅位移量，也可以定出星雲的運動速度。

 

震波誘發的恆星誕生

 

 

天鵝座Cygnus Loop 

 

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。

 

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。

 

 

 NGC 2997 與NGC 1365 銀河漩渦臂上的恆星誕生區
 

 

 

上圖：NGC 2997 ，距離三千五百萬光年。

 

下圖：NGC 1365 ，距離六千萬光年。

 

 

類太陽恆星的誕生與其一生

 

 

恆星的誕生過程

 

 

 

 

分子雲的分裂

 

 

Omega 星雲的原恆星

 

 

H81-82 的雙極流(噴流)