XL：恒星的一生｜始于星尘

知识点I：描述恒星的物理方程

恒星内部温度非常高，呈现等离子体状态，原子理论也变得相对简单多了。恒星内部密度很大，但等离子体态也可以算作气体，气体状态方程比固体、液体要简单许多了。由于我们并不了解恒星内部的具体情况，也为了方便处理这些问题，需要先做一些假设：1、假设恒星为球对称结构；2、假设恒星所有物理性质和化学性质是各向同性的；3、假设恒星内部处于稳定状态，处处满足流体静力学平衡条件；4、除特定问题外，不考虑磁场力、潮汐力和自转。在这些前提下，天文学家主要用到的公式如下：

在实际计算中使用质量方程将半径转化到以r为半径的球体内的质量M作为自变量。此外，如果要探讨恒星的演化的话，还要考虑基本方程中所有物理量函数随时间变化的情况，也就是关于质量和时间的二元函数，编成偏微分方程组。这种通过理论计算得到恒星的状态的方法，被称为恒星的理论模型。

知识点II：从星尘到星云

恒星来源于星际物质。星际空间非常空旷和稀疏，平均密度却只有10^-24g/cm³，想到那个鱼每立方厘米只有1个氢原子。要不怎么叫太空呢，因为它实在是太空了。星际物质会受到非常偶然的引力扰动而出现密度不均匀的情况，只要质量和密度的组合满足一定的条件，引力会起到主导地位，这些星际物质就会浓缩成更大的星云，密度可以达到每立方厘米几千个原子。

M16鹰状星云中的尘埃柱

知识点III：从星云到星胚

紧接着星云中的气体和尘埃的密度大到一定程度后又会分裂成较小的星云团块，星云发生坍缩的尺度与密度的平方根成反比。母体星云的密度越大，就会碎裂成更多尺度较小的小星云。小星云的密度又会慢慢变大，达到一定程度，又会裂成尺度更小的下一代小星云，直到质量介于太阳的0.05倍到200倍之间。这些小的星云团块会继续浓缩，有可能发育成新的恒星，因此被称为“星胚”。星胚密度大约为每立方厘米6万个氢原子，直径可以达到太阳的500万倍。

M42猎户座大星云里的星胚

知识点IV：从星胚到原恒星

刚开始的时候，氢元素可以以分子形式存在，对辐射是透明的，密度也是均匀的。但是质量大的地方能获得更大的引力，形成一个引力中心区域，密度不再均匀，越往中心就越密集了。随着气体和尘埃的收缩，会形成更大的压力，气体被压缩后温度也会升高。在压缩到只有原来半径的1/2500（约木星轨道大小）时，温度已经逐渐升高到2000开，密度也已经大到对辐射不透明了。由于热量被包裹起来，温度进一步升高，氢分子分解为氢原子。

中心区域继续收缩，核心越来越稠密，直到几乎所有的质量都落到一个太阳半径左右的范围内，温度高到将氢原子电离。气体和尘埃变成了厚厚的外壳遮盖着核心，外界不易看到里面的光。由于还没发生核聚变反应，我们称它是“原恒星”。

根据不同的波段（温度）可大致将原恒星可分成4类：

第0类，亚毫米波段，年龄约数万年；

第I类，远红外波段，年龄约数十万年；

第II类，近红外波段，年龄约数百万年；

第III类，可见光波段，年龄约数千万年。

金牛座HL原恒星盘

知识点V：从原恒星到主序星

当原恒星内部的温度继续升高到1000万开时，氢聚变为氦的反应开始了。核反应产生的能量是巨大的，伴随着剧烈的爆发，原恒星的外壳变得透明，可见光突然从核心区喷涌而出，将四周的气体和尘埃照亮，一颗主序星诞生了。

1965年，日本天文学家林忠四郎推导出来5种不同质量的原恒星演化到主序星的进程。如30倍太阳质量的原恒星只需要2万年就能从原恒星达到主序星，它将出现在赫罗图的左上角；10倍太阳质量的原恒星需要30万年；我们的太阳需要3000万年；质量为0.2倍太阳质量的小恒星，需要大约10亿年才变成主序星，它将出现在赫罗图的右下角。它们未来生命大部分时间都将在主序上度过，质量为30倍太阳质量的恒星，寿命小于100万年；质量为太阳2倍的恒星，寿命大约为10亿年；质量为太阳0.2倍的恒星，寿命将长达2万亿年。

不同质量恒星主序前过程