恒星是怎样形成的?
如果要形成一颗恒星,有三个基本过程是一定要发生的:(1)形成恒星的气体必须把能量辐射掉,这样才能使原恒星的总能量不断减少,从而使它的结构越来越致密。(2)从庞大的氢云发展到恒星,必须通过某种机制使角动量减小;前者参与绕银心的较差自转运动,范围大,角动量很大,后者的角动量很小。 (3)用法拉第旋转和塞曼分裂这两种方法所观测到的磁场,同恒星表面的实际磁场强度相比,后者是很弱的,因此必须通过某种机制把大部分磁场从收缩中的星际气体云中排除掉。
除了这三个要求外我们还应该再补充一个要求——这个要求显然是比较容易满足的:(4)为了触发收缩过程的顺利进行,要求气体云的初始压缩进行得比较快;在这种压缩的...全部
如果要形成一颗恒星,有三个基本过程是一定要发生的:(1)形成恒星的气体必须把能量辐射掉,这样才能使原恒星的总能量不断减少,从而使它的结构越来越致密。(2)从庞大的氢云发展到恒星,必须通过某种机制使角动量减小;前者参与绕银心的较差自转运动,范围大,角动量很大,后者的角动量很小。
(3)用法拉第旋转和塞曼分裂这两种方法所观测到的磁场,同恒星表面的实际磁场强度相比,后者是很弱的,因此必须通过某种机制把大部分磁场从收缩中的星际气体云中排除掉。
除了这三个要求外我们还应该再补充一个要求——这个要求显然是比较容易满足的:(4)为了触发收缩过程的顺利进行,要求气体云的初始压缩进行得比较快;在这种压缩的同时必须使气体云冷却,而且总的能量损失必须足够大,以使云不可能再度膨胀到接近它的初始直径。
换句话说,压缩一定要是高度非弹性的。之所以需要某种这一类的触发机制,其原因在于星际介质中通常存在着湍流运动。要是没有这种机制,湍流运动甚至会使收缩过程在刚开始不久便遭到破坏。这些湍流运动是由电离区的膨胀以及辐射压所引起的,后者通过尘埃微粒对气体发生作用(Ha62a)。
这种特定的压缩要求,显然可以通过在HII区周围所形成的强有力的压缩冲击波而得到满足。尽管这些膨胀中的HII区往往使冷云产生湍流运动,然而正如9。3节中我们所已看到的那样,它们也同样可以造成快速压缩。
由于这种压缩,再加上剧烈的辐射性冷却,就可以使收缩过程得以持续地进行下去;其中引起冷却的过程有微粒发射,分子氢的辐射(Go63),或者也许还有来自H2O蒸汽的发射。在暗星云内分子氢可能是很丰富的;而H2O蒸汽分子有很高的偶极矩,并且可以通过低能碰撞依次地得到激发。
因此,(1),(4)两个要求显然是可以得到满足的。但是,角动量损失和磁场分离则仍然是两个无法解决的问题;我们只能指出一、二种解决这些难题的可能途径。
让我们先来考虑角动量的问题。
我们也许可以论证我们对原恒星物质中所存在的初始总角动量是估计过高了,较差自转效应可能并没有原来估计的那么大。
要使较差自转所产生的角动量减小,一个可能的途径就是仅仅收集对银心有相同角动量的那些物质。
比方说,如果假定全部气体粒子都绕着银心作圆周运动,那么我们就只能收集到距银心为某个确定半径Rc的一个环上的物质。这个环的周长为2πRc;从与银道面垂直的方向上来看,太阳附近气体物质的面密度约为每平方厘米1020个原子,或说σ~10-4克·厘米-2。
在我们太阳附近周长2πRc约为2×1023厘米,所以要形成一个太阳质量的恒星,环的宽度应为
利用1。4节中所采用的有关较差自转的数字,我们发现这一宽度两边的速度差约为3×10-2厘米·秒-1,收缩一旦发生之时的每单位质量角动量大约只有3×1012厘米2·秒-1,这个数字比每单位质量太阳物质的角动量小3×103倍,比整个太阳系的相应角动量值小3×105倍。
这个结果意味着①必须收集的质量仅仅涉及到半径为Rc的一段较短的弧,其长度约为600秒差距;②这样,W可以增大到1016厘米左右,于是每单位质量的角动量便大致增加到3×1016厘米2·秒-1;③因此,具有适当角动量特征的一个太阳系或者恒星是有可能形成的。
我们的结论是:如果恒星是从一段薄薄的柱形气壳——它们最初绕银心运动的轨道角动量范围是很窄的——形成的话,那么具有适当角动量特征的恒星的形成是有可能的。然而,从另外一些理由来看,这样一种过程能否出现则又是性质完全不同的一个问题,要回答这个问题困难就更大。
首先,引力收缩在这类薄片状云块内部看来是不大可能进行的(Eb55);一般情况下,如果收缩的范围大致呈球形的话,则引力收缩最为有效,因为相对说来在这种条件下体积上的少量压缩可以使引力势能发生较大的变化。
第二,在这样一种结构内磁场问题是回避不了的。如果磁力线基本上与半径Rc正交——由于较差自转所造成的剪切力对于这一点也许是有利的,那么沿着磁场方向的收缩就不会受到磁场的抵抗;但是,还存在与磁场方向相垂直的收缩分量,它还是会压缩磁力线。
这里我们仍然涉及到把大约100秒差距范围的物质压缩到太阳系(~1015厘米)那么大小的这样一个问题,而仅仅这个过程就会在直径1015厘米的范围内产生约1个高斯的磁场。再发展到太阳那么大的一个天体就需要在两维方向进一步压缩,而最终的磁场约为109高斯。
因此,无论如何一定要把磁场排除掉。需知,为了避免某些角动量上的困难我们要求沿着一个离银心有相同径向距离的区域进行收缩,然而在这条途径中要避免磁场问题就很不容易。即使我们采取极端情况,即收集银心周围某个圆圈上的全部物质,我们还是不能完全克服磁场的困难,而必须寻求某种机制把磁场排除出去。
还应该说一下的是,为了克服角动量上的困难,人们已经提出了许多种办法。例如,收缩中的物质与外部气体的碳耦合可能是一条途径,由磁耦合所产生的粘性摩擦会使收缩气体的自转变慢。这种情况下,磁场确实有助于克服有关恒星形成问题中的一项困难,然而也从另一方面带来了它自己所固有的麻烦。
我们在9。9节中要对磁场进行比较详细的讨论,并推测星际磁场的种种起源;有关磁场形成的某些问题同试图破坏磁场时所遇到的问题在性质上是一样的。
在过去的十年内,人们就恒星如何形成的问题所提出的看法简直可以数以百计,但是离开真正解决问题仍然还十分遥远。
这里我们所能介绍的只是一两种简单的概念,问题的真实答案可能要比这复杂得多。另一方面,我们也许还会发现我们对某些观测结果的理解是错误的,星际空间的实际条件对恒星的形成来说也许确实要比迄今我们所认识到的情况远为有利得多。
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