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{{Star Formation}}

'''原恆星'''（Protostar）是在[[星際介質]]中的[[分子雲#巨分子雲|巨分子雲]]收縮下出現的天體，是恆星形成過程中的早期階段。對一個太陽質量的恆星而言，這個階段至少持續大約100,000年。它開始於分子雲核心的密度增加，結束於[[金牛T星]]的形成，然後就發展進入[[主序帶]]。這個階段由[[金牛T風]]－一種[[恆星風]]的開始宣告結束，標誌著恆星從質量的吸積進入能量的輻射。
 
觀測顯示巨型分子雲總體上近似在[[維里定理|維里平衡]]的狀態，星雲中的[[重力束縛能]]被星雲中構成[[分子]]的[[動能]]平衡。任何對雲氣的干擾都可能擾亂它的平衡狀態，干擾的例子可以是來自[[超新星]]的震波；星系內旋臂的[[密度波]]，或是與其他雲氣的接近或碰撞。無論擾動的來源是何種，只要夠大就可能在雲氣內特定的地區造成重力大於熱[[動能]]的重力變化。

英國的物理學家[[詹姆士·金斯]]曾詳細的討論過上述的现象。他能顯示，在適當的情況下，一團雲氣或其中的一部分，將開始如上所述的收縮。他導出了一條公式可以計算雲氣所需要的大小和質量，以及在[[重力收縮]]開始前的[[溫度]]和[[密度]]。這個臨界質量就是所知的[[金斯不穩定性|金斯質量]]，可以由下式得到：

:<math> 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} </math>

此處 ''n''是特定區域的密度，''m''是在雲氣內氣體平均的質量，而''T''是氣體的溫度。

== 碎裂 ==

恆星經常被發現是成群的，而且看似同一個時間形成的，也就是所知道的星團。這可以被解釋為當雲氣收縮時他的密度是不均勻的。事實上，第一個指出這一點的是[[理查德·拉森]]，當恆星在[[分子雲#巨分子雲|巨分子雲]]內形成時，可以全面的觀察到在雲氣內所有尺度上的[[湍流]]速度都增加了。這些湍流的速度壓縮氣體產生[[震波]]，通常會在[[分子雲#巨分子雲|巨分子雲]]尺度和密度的廣大範圍內引發絲狀和團塊的結構。這個過程被稱為[[湍流碎裂]]。一些團塊結構超過了[[金斯不穩定性|金斯質量]]並且重心變得不穩定，可能會在被分顆成單一或多星的系統。

無論原因為何，雲氣因碎裂而變得較小，密度較高的區域可能會持續再成為更小的區域，結果是成為原恆團。這與星團是普遍存在的觀測現象一致。

== 來自重力能量的加熱 ==

當雲氣繼續收縮時，它的溫度會增加。這不是核反應造成的，只是[[重力束縛能|重力能量]]轉換成的熱動能。當微粒（原子或分子）因為在收縮的碎片中而減少至質量中心的距離時，就會導致重力能量的減少。但是因為總能量的守恆，因此伴隨著重力能量的減少，微粒的動能就必須相對的增加。熱動能的增加也會表現在雲氣溫度的增加，雲氣越收縮溫度增加的就越多。

分子間的碰撞經常也可以讓它們成為激發狀態，然後經由[[輻射]]的發射衰變狀態。這些輻射都有特定的頻率，在這些溫度（10到20[[熱力學溫標|K]]）發射的輻射是光譜中的[[微波]]或[[紅外線]]。這些輻射大部分都會由雲氣中逃逸，因此能防止溫度快速的上升。

當雲氣收縮時，分子的數值密度會增加，這終將使得散發的輻射越來越難以逃逸。實際上，氣體對這些輻射會變得不透明，並且雲氣內的溫度將開始更迅速的上升。

雲氣在紅外線變得不透明的事實，也使我們難以直接觀測到雲氣內發生的變化。我們必須使用波長更長的[[無線電]]觀察還能逃逸出來的輻射。另外，理論和計算機的數值模擬也是了解這個階段所必須的。

直到周圍的物體落入中心的凝塊，原恆星的階段才算開始。而當周圍的氣體和塵粒都已經消散，吸積的過程也都停止，這顆原恆星才會被考慮是[[前主序星]]。

== 歷史 ==
"原恆星"這個字眼是在1889年的出版品上才首度出現的。
:" 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"
:"原恆星獲得兩個濃縮體將發展成為聯星並且是穩定的[..]其結果是聯星或單獨的恆星，取決於原恆星的總角動量。"<ref>''Astronomical Society of the Pacific'' (1889) [http://books.google.com/books?vid=0dAua9PID1xbsOEv44&id=WLsOAAAAIAAJ&q=protostar+date:0-1890&dq=protostar+date:0-1890&num=50&pgis=1 page 388]</ref>

== 註解 ==
<div style="font-size: 95%">
<!--See [[Wikipedia:Footnotes]] for an explanation of how to generate footnotes using the <ref(erences/)> tags-->
<references/>
</div>

== 相關條目 ==
* [[原行星]]
* [[赫比格-哈羅天體]]
* [[主序前星]]
* [[原行星盤]]
* [[原恆星盤]]
* [[NGC 7538]]：已經被發現的最大原恆星之家，大小約是[[太陽系]]的300倍。

== 外部連結 ==
* [http://www.spacedaily.com/reports/Planet_Forming_Disks_Might_Put_Brakes_On_Stars_999.html Planet-Forming Disks Might Put Brakes On Stars] {{Wayback|url=http://www.spacedaily.com/reports/Planet_Forming_Disks_Might_Put_Brakes_On_Stars_999.html |date=20210213213008 }} (SpaceDaily) Jul 25, 2006
* [http://www.theregister.com/2006/07/27/planets_brake/ Planets could put the brakes on young stars] {{Wayback|url=http://www.theregister.com/2006/07/27/planets_brake/ |date=20201217065417 }} Lucy Sherriff (The Register) Thursday 27th July 2006 13:02 GMT
* [http://www.space.com/scienceastronomy/060724_star_spin.html Why Fast-Spinning Young Stars Don't Fly Apart] {{Wayback|url=http://www.space.com/scienceastronomy/060724_star_spin.html |date=20100812010729 }} (SPACE.com) 24 July 2006 03:10 pm ET

{{恒星}}

{{Authority control}}
[[Category:恆星形成]]
[[Category:恆星類型]]