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在[[恒星形成]]过程中，当[[分子云]]的热压力不足以抵抗[[引力]]时，会在引力的作用下发生塌缩，这一现象称为'''金斯不稳定性'''，以物理學家[[詹姆士·金斯]]為名。在分子云的内部，存在引力和因分子热运动产生的热压力。如果热压力足够高，则微小的密度涨落能够被热压力所克服，如果热压力比起引力来說是可以被忽略的，那么微小的密度涨落能够被无限放大，最终导致整个分子云在引力的作用下塌缩。塌缩的临界尺度为<ref>{{Cite book |title=当代天体物理学导论 |last=Carroll |first=Bradley W. |last2=Ostlie |first2=Dale A. |publisher=科学出版社 |location=北京 |year=2023.11 |isbn=978-7-03-076666-3 |pages=339 |translator=姜碧沩 |translator2=李庆康 |translator3=高健 |translator4=孔令杰}}</ref><math display="block">R_\mathrm{J}=\sqrt{\frac{15 k_BT}{4\pi G\mu m_H \rho_0}}</math><math>R_J</math>为'''金斯长度'''，<math>k_B</math>为[[波茲曼常數|玻尔兹曼常数]]，<math>T</math>为[[温度]]，<math>G</math>为[[万有引力常数]]，<math>\mu </math>为[[平均分子量]]，<math>m_H</math>为[[氢|氢原子质量]]，<math>\rho_0</math>为云团的平均[[密度]]。如果密度扰动区域的长度大于金斯长度时，会发生引力塌缩。

== 理论推导 ==
可以证明，对于一个密度均匀的球体，其总[[引力势能]]为<math display="block">U = -\frac{3}{5} \frac{GM^2}{R}</math>其中<math>M</math>为云团质量，<math>R</math>为云团半径。云团内粒子因[[热运动]]产生的总动能为：<math display="block">K = \frac{3}{2} Nk_BT</math><math>N</math>为粒子总数，<math>N=\frac{M}{\mu m_H}</math>。

根据[[位力定理]]，云团收缩的条件是<math>|U|>2K</math>，因此联立两方程，云团自发收缩的尺度很容易得出：<math display="block">R_\mathrm{J}=\sqrt{\frac{15 k_BT}{4\pi G\mu m_H \rho_0}}</math>根据密度的定义，同样可以写出云团自发收缩的最小质量，称为'''金斯质量'''：<math display="block">M_J = (\frac{5k_B T}{G\mu m_H})^{\frac{3}{2}}(\frac{3}{4\pi \rho_0})^{\frac{1}{2}}</math>金斯长度的推导并未考虑到外界压力对云团的影响，考虑外界压力影响后，云团自发收缩的最小质量由[[伯納-依伯特質量]]给出。

当分子云的半径大于金斯长度或质量大于金斯质量时，会发生引力塌缩。塌缩的过程中介质的黏性可以忽略，因此塌缩时标是[[动力学时标]]。<math display="block">\tau_\mathrm{ff}\approx\sqrt{\frac{r^3}{GM}} \approx \sqrt{\frac{1}{G\rho}}</math>

== 相關條目 ==
* [[伯納-依伯特質量]]
* [[恒星形成]]
* [[音速|声速]]
{{Astro-stub}}
[[Category:恒星形成]]
== 参考资料 ==
<references />