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'''BzK星系'''是篩選出的恆星形成星系，或在天文物理學基於[[光度學 (天文學)|光度學]]，被動的經由B、z和K[[測光系統|光度頻帶]]篩選出的星系。 * 恆星形成BzK (sBzK)星系滿足：<math> BzK \equiv (z-K)_{AB} - (B-z)_{AB} \geq -0.2</math> …

…mass function}}，[[縮寫]]：'''IMF'''）是同一个[[星族]]中单位体积内新形成的[[恒星]]的相对数目在质量上的分布，是[[恒星形成]]中的一个重要概念。初始质量函数首先是由[[埃德温·萨尔皮特]]在1955年引入的<ref>{{lang|en|Salpeter, E.E., 195 *[[恒星形成]] …

[[Category:恆星形成]] …

…特定律'''”）是在给定区域关于气体密度和恒星形成率之间的一经验性的关系。这一关系首先由[[马尔滕·施密特]]于1959年的一篇文章中提出。文章中表示恒星形成速率的表面密度和本地气体表面密度呈正幂指数<math>n</math>关系。<ref name="schmidt59" />比如：<math>\Sigm 总体来说，恒星形成速率的表面密度<math>(\Sigma_{SFR})</math>的单位是每平方秒差距每年产生多少个太阳质量即<math>(M_\odot ~\te …

…ubble/science/snow-angel.html |dead-url=no }}</ref>是位於[[天鵝座]]的一個[[電離氫區]]和[[恆星形成]]區。估計這個[[電離氫區]]距離[[地球]]大約2,000[[光年]]（600[[秒差距]]），是在[[銀河系]]內一個孤立的區域<ref name 研究其影像揭示，在這個恆星形成區已經創造了數以百計低質量的[[棕矮星]]<ref name="apod" />和[[原恆星]]<ref name="harvard-verylow"> …

…6..351B | dead-url = no }}</ref>。由於一個星際氣雲的重力坍縮是形成[[原恆星]]的第一階段，伯納-依伯特質量是研究[[恆星形成]]的一價重要數值<ref>{{cite book | author = Carroll, Bradley W. & Ostlie, Dale A.… * [[恆星形成]] …

[[Category:恆星形成]] …

'''超星團''' ('''SSC''')是一個很大的[[恆星形成]]區域，被認為是[[球狀星團]]的前身<ref name=gallagher02>{{cite journal …

由於這種效應，存在於恆星形成區的大質量恆星被認為對環繞著[[初期恆星體]]周圍盤面行星的形成有很大的影響，儘管還不清楚這種效應是加速還是減速。 …

'''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 [[Category:恆星形成]] …

[[File:W40 star-forming region.jpg|thumb|在星團的[[恆星形成|恆星形成區]]，像是[[韋斯特豪特40|W 40]]，偶爾也能觀察到質量層化（如圖）<ref name=kuhn10>{{Cite journal| last …86/511763 | bibcode=2007ApJ...655L..45M|arxiv = astro-ph/0609515 }}</ref>。在恆星形成區經常可以觀察到[[O型星]]優先位於年輕星團的中心。 …

…阿尔法在过渡金牛T星以个别金牛T星分类为古典或使用弱内衬。另外，等效宽度在研究中使用的恒星形成在莱曼阿尔法 星系，作为阿尔法莱曼线的等效宽度与在星系的恒星形成率。在需要定量比较线强度的许多其他情况下，也使用等效宽度。 …

…ear=2007 |volume=455 |doi=10.1038/nature05434 |pages=183–185}}</ref>。ULXs是在恆星形成區中被發現的(例如屬於星暴增星系的[[雪茄星系|M82]]<ref name="Patrunoetal2006">{{cite journal …

…blisher=D. Reidel Publishing Company|isbn=978-90-277-0325-5}}</ref>。銀河系星暈中的恆星形成很久以前就已停止了<ref>{{Cite book|title=An Introduction to Galaxies and Cosmology Se …

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 * [[恒星形成]] …

目前的理論並沒有區分出第一顆恆星是否非常巨大。一種經由計算機模擬證實的[[恆星形成]]理論，大霹靂沒有產生任何的重元素，但很容易產生質量遠比現存的恆星更大的恆星。第三星族星的典型質量是數百個[[太陽質量]]，遠大於現存的恆星。<ref …

…相對於太陽中的鐵氫比的[[對數]]。因此，這個星團的鐵豐度相當於太陽鐵豐度的8.5%。這有力地表明這個星團擁有兩個年齡不同的恆星群，星團可能經歷了兩個恆星形成的主要周期或階段<ref name=aaa490_2/>。 …

當首度發現LBV 1806-20時，它被認為是[[恆星光度列表|最亮]]和[[巨大質量恆星列表|已知質量最大]]的恆星，並且挑戰我們對大質量恆星形成的認知。最近的估計認為它離地球稍微近了點；當與聯星結合時，就可能在銀河系中及量恆星的預期參數範圍內。估計它的亮度是太陽的200萬倍，使它成為銀河系中最明 …

…層之間轉移的巴耳末系譜線，是在宇宙中最耀眼的顏色。在耀眼的[[發射星雲|發射]]或電離的星雲，像是[[獵戶座大星雲]]，都會發現它對光譜的貢獻，有時在恆星形成的[[電離氫區|HII區]]也能發現。在真實顏色的照片中，這些星雲因為氫發射的巴耳末系組合，明顯的發散出桃紅色的顏色。 …