首页 ==> 熊的工场 ==> 查看信息
设为首页        加入收藏


星际物质
2017-09-02
 
星际物质

星际物质(缩写为ISM)是存在于星系和恒星之间的物质和辐射场(ISRF)的总称。星际物质在天文物理的准确性中扮演着关键性的角色,因为它是介于星系和恒星之间的中间角色。恒星在星际物质密度较高的分子云中形成,并且经由行星状星云、恒星风、和超新星获得能量和物质的重新补充。换个角度看,恒星和星际物质的相互影响,可以协助测量星系中气体物质的消耗率,也就是恒星形成的活耀期的时间。

以地球的标准,星际物质是极度稀薄的等离子、气体、和尘埃,是离子、原子、分子、尘埃、电磁辐射、宇宙射线、和磁场的混合体。物质的成分是99%的气体和1%的尘埃,充满在星际间的空间。这种极端稀薄的混合物,典型的密度从每立方米只有数百到数亿个质点,以太初核合成的结果来看气体的成分,在数量上应该是90%氢和10%的氦,和其他微迹的“金属”(以天文学说法,除氢和氦以外的元素都是金属)。

2013年9月12日,美国航空航天局正式宣布,旅行者1号在2012年8月25日已经达到了星际物质(ISM),使其成为第一个这样做的人造物体。星际等离子体和灰尘会被研究直到任务结束的2025年。

星际物质

星际物质(ISM)

成分               百分比(体积)  温度(K)     密度(原子/cm³)  状态
分子云             < 1 %           20 - 50       102 - 106          氢分子
冷中性物质(CNM)  1-5%            50 - 100      20 - 50            中性氢原子
温中性物质(WNM)  10-20%          6000 - 10000  0.2 - 0.5          中性氢原子
温离子物质(WIM)  20-50%          8000          0.2 - 0.5          游离的氢
H II区             < 1%            8000          102 - 104          游离的氢
气体晕             30-70%          106 - 107     10-4 - 10-2        高度游离的(氢和微迹金属)
热离子物质(HIM)

这些介质也是造成消光与红化的原因。当光线在穿越这些介质的旅程中,光强度的衰减程度与观测的波长有密切的关联,这些星际物质造成光子的散射和吸收,使得肉眼观察的夜晚天空背景变得黑暗。在数千光年范围内的分子云对来自银河盘面的背景星光造成均匀且一致的吸收,使得只有银河盘面的一些裂缝中才有背景星光能被地球上的人类观察到。

远紫外线会被星际物质中性成分吸收,例如氢原子会吸收121.5奈米的波长的光线,这是来自来曼α线的能量跃迁。因此,距离地球数百光年以外的恒星,在这个波段上所发出的光便几乎无法看见,因为在前来地球的漫长旅程中,这个波长几乎都已经被吸收掉了。

星际物质通常可以依据温度的差异分成三种状态:数百万K的高热气体、数千K的温暖气体、和数十K的冷气体,这些状态是这些气体在温度的平衡上所表现出的冷或热。关于星际物质这三种型态的模型最初是McKee和Ostriker在1977年的一编论文中提出来的。经历了过去四分之一个世纪的研究,在科学界,星际物质在这三种状态上的相对数量仍然有相当大的争议。

未来,对星际物质的研究重点是分子云、星际云、超新星遗迹、行星状星云、和扩散结构。

星云

星云就是散布在银河系内、太阳系外的一堆堆非恒星形状的尘埃和气体(星际物质),它们的主要成分是氢,其次是氮,还含有一定比例的金属元素和非金属元素。近年来的研究还发现含有OH、CO和CH₄等有机分子。

最初所有在宇宙中的云雾状天体都被称作星云。后来随着天文望远镜的发展,人们的观测水平不断提高,才把原来的星云划分为星团、星系和星云三种类型。

发现

1758年8月28日晚上,当时受雇天文观测的法国天文学家查尔斯·梅西耶在搜寻彗星的时候,在金牛座发现一个云雾状的斑块。为了让其他人不把这些天体当作彗星,他为此进行了专门的建档。到1784年,他一共找到类似的天体103个,当年在金牛座找到的那个天体被编为M1。(参看梅西耶天体列表)

1781年,梅西耶公布了自己的发现。英国天文学家威廉·赫歇耳非常重视,并且亲自逐一对梅西耶发现的这些天体进行了观测核实。他发现其中有些天体确实是云雾状的,他把这些天体称为“星云”。

种类

以形态划分,可分为:
弥漫星云
行星状星云
超新星遗迹。

以发光性质划分,则可分为:
发射星云
反射星云
暗星云。

有的星云是恒星的出生地,星云的尘埃在引力下渐渐收缩成为新的星,如猎户座的M42星云;也有的是老恒星爆炸后的残骸,如天鹅座的网状星云。由于观测工具的限制,历史上,星系曾与星云混为一谈。

成分

星际物质包括星际气体和星际尘埃。星际气体包括气态的原子、分子、电子、离子等,主要由氢元素组成,其次是氦,其元素丰度与恒星基本一致。星际尘埃是直径大约为10-5厘米的固体颗粒,包括冰状物、石墨、硅酸盐等,弥散在星际气体当中,质量大约占星际气体的10%。

银河系中的星际物质主要分布在旋臂中,占到了银河系总质量的10%,密度大约为每立方厘米一个氢原子,这种密度其实很低,在人造的真空中都无法达到。

星际云

星际云是对存在于银河系或其他星系内以等离子或宇宙尘的型态累积成的云气的通用名称。星际云是高密度的星际介质,它的密度比平均密度要大的多。依据云气的密度、大小和温度,在其中的氢可以是中性的(H I区)、电离的(H II区,也就是等离子)或分子(分子云)。中性和电离的云有时也被称为发散云,而分子云有时也称为密度云。

化学成分

通过研究我们接收到来自它们的电磁波辐射,可以分析星际云的成分。大型的电波望远镜依据某些分子特有的光谱,扫描某些特定频率在天空中各处的强度。一些低温的星际云倾向于发射长波的电磁波辐射,我们可以绘制出这些分子的丰度图,了解它们在星际云中组成的变化。在热的星际云,它们的化学元素有许多都是离子,可以在可见光和紫外线的波段上观察到它们的光谱。

无线电望远镜也可以用不同的频率对一个点进行扫描,记录每一种不同类型分子的强度。频率的峰值表示该种分子或原子目前在云中的丰度,峰的高度与在云中的相对百分比成正比。

在星际云检测到意料之外的化学成分

直到最近,星际云内反应速率都被认为是非常缓慢的,由于星际云的低温和密度只会有一些最小的分子产生。然而,科学家观察到一些原本未预期能在这样的环境下产生的有机分子光谱,像是甲醛、甲醇和乙烯醇。科学家在地球上的实验室所熟悉的是,这些分子的创建都要更高的温度和压力。它们被发现的事实指出,这些化学反应的速率在星际云中进行的比预期的快,怀疑有可能是有机化学的气相反应不同于在地球的实验室中观察到的。CRESU实验正在研究这些反应。

星际云还提供存在于太空中的金属比率和研究的一种媒介。这些元素的存在和比率可能可以发展出它们产生的手段和理论,尤其是当它们的比率不吻合恒星的核聚变结果所预期产生的,从而建议采用替代的宇宙射线散裂。

高速云

这些星际云拥有的高速度是银河系自转所不能够解释的。依据定义,这些云的速度必须大于90kms−1的本地标准静止速度vlsr。vlsr主要是检测中性氢的21公分线测定的,并且它们的重元素比率通常比银河系内正常的星际云为低。

说明这些不寻常的高速云理论包括是我们银河系诞生时残留下来的物质形成的,或是潮汐剥离从本星系群的成员,其它星系获得的。后者的一个例子是麦哲伦星流。为了缩小这些云的起源,需要更好的了解它们的距离和金属量。

高速云会以字母HVC作为开头的标示码来识别,例如HVC 127-41-330。

分子云

分子云(英语:Molecular cloud或Stellar nursery)是星际云的一种,主要是由气体和固态微尘所组成。其规模没有一定的范围,直径最大可超过100光年,总质量可达太阳的106倍。

氢分子(H2)是分子云中最普遍的组成物质之一。根据估计,每1cm3的分子云内大约有104个氢分子;而在物质较密集的区域(如分子云的核心),1cm3内的氢分子则约有105个。除了氢以外,分子云内亦有不少经由核聚变合成出的元素。这些元素是多数恒星的主要组成物质,因此分子云同时也是恒星——甚至是行星系的诞生场所,如太阳系就是其一。

氢分子很难被直接侦测到。通常是利用一氧化碳(CO)侦测氢分子。一氧化碳辐射的光度与分子氢质量的比例几乎是常数。不过在对其他星系的观测中有理由怀疑这样的假设。

出现场所

在银河系中,分子气体在星际介质中占不到百分之一的体积,但它依然是在太阳环绕银河中心公转轨道以内最密集,并且占有大约一半质量的气体。这些分子气体大多在距离银河中心3.5至7.5千秒差距的环形区域中(太阳距离中心大约是8.5千秒差距)。对本星系的大尺度一氧化碳成图表明,这种气体出现的位置和本星系的旋臂相关。这些分子气体主要出现在旋臂上,表明分子云形成和消散的时间应该少于一千万年,因为这是物质穿越旋臂所要花费的时间。

在垂直方向上,分子气体位于厚度大约在50–75秒差距的狭窄的银河盘面中层,比同属于ISM的温暖的原子云(Z=130-400pc)和热的电离气体(Z=1000pc)薄许多。在电离气体的空间分布中,电离氢区的分布是一个例外。电离氢区是在分子云中被年轻的大质量恒星强烈辐射激发所形成的热离子气泡,在垂直方向上分布的厚度与分子气体相近。

分子气体的在大尺度上的分布是平滑的,但小尺度上的分布极不规则,大多集中于孤立的分子云和分子云复合体之中。

分子云的类型

巨分子云

巨分子云(GMCs)是大量分子气体的集合体,质量介于104–106倍太阳质量。云气的直径可以达到数十个秒差距,密度则在每立方公分102–103个粒子(在太阳附近是平均每立方公分一个粒子)。在这些云气内的次结构有复杂的形式,包括丝状体、片状、气泡和不规则的团块等。

密度最高的丝状体和团块部分称为“分子云核”,而密度最高的分子云核,就称为“稠密分子云核”,密度可以高达每立方公分104–106个粒子。在观测上,可以用一氧化碳搜寻分子云核,用氨搜寻稠密分子云核。集中在分子云核的尘埃会阻挡背景的星光,造成星际消光的效果形成暗星云。

我们“本地”的巨分子云通常在其所在天区的星座范围内占有明显的位置,因此经常会用星座命名,例如猎户座分子云(OMC)或是金牛座分子云(TMC)。这些分子云围绕着太阳成为一个环形的阵列,称为古尔德带。在银河系内质量最大的分子云是人马座B2,在距离银河中心120秒差距处形成一道环。人马座的区域含有丰富的化学元素,是天文学家在星际空间中寻找新分子的良好标本。

小分子云

孤立的、引力束缚的,质量在数百个太阳质量以下的小分子云称为包克球。在这种小分子云中密度最高的区域与在巨分子云的分子云核等价,因此常出现在同样研究之中。

高银纬弥散分子云

在1984年,红外线天文卫星(IRAS)证认了一种新型的弥散分子云。这些弥散成丝状的云在高银纬的地区(离开银河盘面的空间)可观测到,云气中每立方公分大约有30颗粒子。

过程

恒星形成

据我们所知,在目前的宇宙中,新诞生的恒星完全都是在分子云中被制造出来的,这是它们在适当的低温和高压下的自然结果,因为导致塌缩的引力可以超出抗拒塌缩的内部压强。观测证据也表明,巨大的、正在形成恒星的云在很大程度上是被它们自身的引力束缚的(如同恒星、行星和星系),而不是由外部压力束缚(像地球大气层中的云彩那样)。这证据源于从一氧化碳(CO)谱线宽度推测出的湍流速度与轨道速率成比例(维里定理)。

物理性质

分子云的物理性质很难理解并且仍有争议,它们的内部运动由寒冷和磁化气体的湍流所控制。大质量分子云湍流的运动远超过音速,但是可与磁场扰动的速度相比。这种状态被认为会迅速失去能量,不是会整体塌缩就是具有稳定的能量回输。同时,在分子云大部分的质量形成恒星之前,它们也会被一些过程瓦解──最可能是大质量恒星的作用。

分子云,特别是巨分子云通常也是天体脉泽(astronomical masers)的来源。

电离氢区

电离氢区(H II区)是发光的气体和等离子组成的云气,有时会有数百光年的直径,是恒星诞生的场所。从这些气体中诞生的年轻、炙热的蓝色恒星散发出大量的紫外线,使星云环绕在周围的气体游离。

H II区在数百万年的岁月中也许可以诞生成千上万颗的恒星。最后,超新星爆炸和来自星团中质量最大的那些恒星吹出的强烈恒星风,将会吹散掉H II区的气体,留下来的就是像昴宿星团这样的星团。

H II区是因为有大量被游离的氢原子而得名的,天文学家同样的将中性氢的区域称为HI区,而H2称为分子氢。在宇宙的远处的H II区不会被忽略,也能被看见,对其它星系H II区的观测,在测量距离和化学组成是很重要的研究项目。

观测

少数最明亮的H II区可以用裸眼直接看见。然而,在望远镜于17世纪发明之前似乎从未被注意到。即使伽利略在观测到其中的星团时也没有注意到猎户座大星云(在以前约翰·拜耳的目录中记载为单独的恒星:猎户座θ)。猎户座星云被认为是法国的观测者Nicolas-Claude Fabri de Peiresc在1610年发现的,此后,早期的观测在我们的银河系和其他星系内发现了许多的H II区。

威廉·赫歇尔在1774年观测猎户座星云,将其描述为"未成形的火热薄雾,未来能成为太阳的浑沌材料"。当威廉·哈金斯(他的妻子玛莉·哈金斯是他的助手)将它的光谱仪对准不同的星云观测之后,认为这个假说必须要等待数百年才能确认。有些星云,像是仙女座大星云,有着与恒星相似的光谱,而推导出星系可能是数亿颗单独恒星的集合体。其它看来非常的不一样,不是强烈的连续谱线与被叠加的吸收线,就是像猎户座星云和一些相似的天体,只有少数的发射谱线。最明亮的是波长500.7 奈米的谱线,但当时已知的化学元素没有一种能发射出与之相符的谱线。起初,这条谱线被假设为一种未知元素的谱线,并命名为气云(Nebulium)-相同的想法在1868年分析太阳的光谱时,导致氦元素的发现。然而,在太阳光谱中发现之后,氦很快就在地球的元素中被分析出来,但是Nebulium始终未被发现。在20世纪初期,亨利·诺里斯·拉塞尔建议:认定500.7奈米是由新的未知元素发出的,不如归咎于一种熟悉的元素在不熟悉的环境下发射的。

在1920年代,物理学家已经证实在低密度下的原子和离子,被激发的电子会进入梅塔稳定能阶,但在密度较高时会因为碰撞而很快的被再激发,而在二价氧的电子转换中能够产生500.7奈米谱线。这种只能在密度非常低的气体中出现的谱线被称为禁线。光谱上的观测显示星云是由极度稀薄的气体构成的。

在20世纪,观测显示在H II区经常包含热且亮的恒星,它们的质量数倍于太阳质量,是生命期最短的恒星,它们整个的生命期只有数百万年(相较于类似太阳的恒星,生命期长达数十亿年)。因此,天文学家猜测H II区必定是新恒星诞生的场所。一个诞生于H II区域的恒星集团必需在数百万年的周期内生成,才能在年轻、炙热恒星的辐射压造成星云的溃散前成形。昴宿星团就是在沸腾的H II区域中诞生的星团例子,但只能从反射星云的残余物来追溯。

起源和生命期

H II区域的前身是巨分子云(GMC),这是非常低温(10–20 K)和低密度,几乎全由氢分子组成的云气。巨分子云可以稳定的存在很长的一段时间,但是超新星造成的激振波、云气的碰撞或磁场的交互作用,都可以造成云气局部的塌缩。当这种情形发生后,造成云气开始撕裂和塌缩的程序,恒星开始诞生(冗长的叙述参见恒星演化)。

当恒星在巨分子云内诞生时,质量最大的那些恒星所达到高温足以使环绕在周围的气体游离,很快的,在电离的辐射场形成之后,高能量光子创造的电离前缘,以超音速扫掠过附近的气体。当与造成电离的恒星距离越来越远,电离前缘的速度也越来越慢,而新电离的气体压力使电离的体积持续的扩张。最后,电离前缘的速度降低至次音速,并且追上了星云扩张中的激振波前缘,电离氢区就诞生了。

一个H II区的生命周期只有数百万年,来自年轻高热恒星的辐射压最终会将大多数的气体驱散。事实上,整体过程的效率倾向是非常低的,在剩余的气体被吹散之前,只有不到10%的H II区的成分可以形成恒星。而造成气体损失最严重的就是大质量恒星的超新星爆炸,它们在诞生后1–2百万年就会发生。

恒星苗圃

真正在H II区内诞生的恒星,初期会被高密度的云气和尘埃包围而隐藏在其内部,只有当来自恒星的辐射压力驱散了外围的’茧’之后才能被看见。在这之前,包藏有恒星而密度较高的区域相对于被游离的云气只能看出如剪影般的轮廓—这些黑暗的斑块就是所谓的包克球,因为天文学家巴特·包克在1940年代率先提出这可能是恒星诞生场所的学说而得名。

一直到1990年,包克的假说才获得证实,当红外线穿透包克球外浓厚的尘埃后,证明了有年轻的恒星被包覆在内部。现在认为一个典型的包克球在一光年大小的区域内有着10个太阳的质量,并且通常可以形成两颗或是更多恒星的系统。

除了是恒星诞生的场所,也有证据指出H II区也拥有行星系统。哈伯太空望远镜已经在猎户座大星云内揭发出数百个原行星盘(proplyds),这些在猎户座大星云中的,至少有一半是由气体和尘埃环绕着,其中包含的质量数倍于创造像我们的行星系所需要的。

特征

物理特征

H II区的物理特征变化非常巨大,它们在大小的尺度上被”极度压缩”的区域,跨越的范围只有一光年甚至更小,但是巨大的H II区可以广达数百光年。它们的大小也称为斯特龙根半径,基本上取决于电离光子的来源强度和该区域的密度。密度的范围从每cm³数百万个质点的超高密度H II区到在极度广大的区域内每cm³只有几个质点的都有。这暗示质量的范围在10²至105太阳质量之间。

依据不同的大小,一个H II区可以从一无所有到包含数千颗恒星在其中。这使得H II区比只有一个电离来源的行星状星云更为复杂而难于理解。虽然,在传统上,H II区都是温度范围在10,000 K的区域,它们主要是电离和被电离的气体(等离子),包含有强度在数十微高斯(数奈特斯拉)的磁场。磁场能导致电荷在等离子内移动,因此有些观测曾经提出H II区也拥有电场。

在化学上,H II区的成分大约90%是氢。最强烈的氢线是656.3 奈米,因此H II区的一个特征是都呈现红色。H II区其余的主要成分是氦,和一些可以侦测到的重元素。在一个星系中,H II区中的重元素含量被发现会随着与星系核心距离的增加而减少。这与星系的生命发展造成的,因为恒星的生成率在密度较高的中心区域也较高,结果是核合成使得星际物质的重元素的含量相对的增高。

数量和分布

H II区只在像我们银河系的螺旋星系和不规则星系中被发现,而未曾在椭圆星系内被看见。在不规则星系,它们可以在各处被发现,但在螺旋星系内几乎全都出现在螺旋臂上。一个巨大的螺旋星系可以有上千个H II区。

在椭圆星系内未曾发现H II区的原因是因为椭圆星系被相信是由星系吞噬形成的,而在星系团内这种吞噬是很频繁的。当星系相互碰撞时,个别的恒星几乎不可能撞击,但巨分子云和H II区在互撞的星系中会很不安定。在这样的状况下,会触发恒星大量形成的机制,因此大多数的气体都会被转换生成恒星,而不是一般的10%上下。以如此高速诞生恒星的星系就是所谓的星爆星系。在已经合并成的椭圆星系中只有少量的气体,因此也就不能形成H II区了。21世纪的观测显示依然有少量的H II区存在于星系的外围,但这些星际间的H II区似乎是小星系在潮汐作用下留下的残骸。

型态

H II区的大小有很大的差异,每一颗恒星在H II区域内造成的电离区域大致上都是呈球形的- 所谓的斯特龙根球- 气体围绕着它,但是许多这样的电离的球体组合在H II区域内就会因为明显的密度梯度造成很复杂的形状;超新星爆炸也会雕塑H II区。在某些场合,在H II区域内生成的大恒星集团,会在H II区域内形成空洞。像是在三角座星系内的NGC 604,就是一个例子。

著名的H II区

银河系内著名的H II区包括猎户座大星云、卡利纳星云、和柏克莱59/仙王OB4复合体。猎户座大星云距离地球1500光年远,是巨分子云的一部分。如果能看见这个巨分子云,它几乎将塞满整个猎户座,马头星云和巴纳德环是这个分子云中两个气体较明亮的区域。

大麦哲伦星系是银河系的卫星星系,拥有一个巨大的H II区,称为毒蜘蛛星云。这个星云比猎户座星云还要巨大,内部有数千颗恒星在形成中,有些恒星的质量超过太阳的100倍。如果这个星云到地球的距离像猎户座星云一样,它在天空中的亮度将如同满月一样。超新星SN 1987A就在这个星云的外侧。

NGC 604比毒蜘蛛星云更大,直径大约是1,300 光年,是本星系团内最大的H II区之一,但他祇有少量的恒星。

目前对H II区研究的成果

如同行星状星云,H II区化学元素丰度的测量上仍有些不确定的问题。有两种不同的方法被用来测量星云内物质(指的是氢和氦以外的其他元素)的丰度,依赖的是不同类型的谱线,但有时这两种方法的结果之间有着很大的矛盾。有些天文学家将之归咎于H II区内存在着微小的温度差异造成的影响,其他的则认为如此大的差异不是温度差所能造成的,并且假设存在着由少量的氢组成的低温节点来解释观测的现象。

在H II区内形成大质量恒星的细节与全貌仍不清楚,有两个主要的问题阻碍著这个领域内研究的进展。首先,要正视的是大的H II区到地球的距离,最接近的也仍在1,000光年之外,而更多的H II区距离都在更远数倍的距离外。其次,诞生中的恒星都深藏在H II区的内部,在可见光的波段尚不可能看得见。无线电和红外线虽然能穿透尘埃,但是最年轻的恒星在这些波段上没有足够的辐射。

博克球状体

博克球状体是在恒星形成阶段中有时会产生的由尘埃和气体组成的高密度暗云气。博克云通常都在电离氢区内被发现,典型的质量大约是10–50 太阳质量,大小约为1光年,内部有氢分子(H2)、碳的氧化物和氦,还有大约1%(质量)的含硅的尘埃。博克球状体通常会导致联星或聚星系统的形成。

博克球状体是在1940年代被天文学家巴特·博克首度发现的,在1947年的一篇论文中,博克和E.F. Reilly假设这些云气很像是昆虫的茧,会经历重力崩塌后形成新的恒星,也就是恒星或星团的诞生。这个假说很难在观测上获得证实,因为内部散发出来的可见光被浓密的黑暗云气遮蔽掉而难以看见。1990年,分析在近红外线的观测才证实了恒星在博克球状体内诞生。进一步的观测显露出博克球状体内嵌有热源,有些是哈比—哈罗天体,和向外喷流的分子气体。微米波发射线的研究,也提供了落入的气体吸积成原恒星的证据。

博克球状体依然是积极研究的主题,是在自然的宇宙中所知最冷的对象(大约为8K),她们的结构和密度仍有许多神秘之处。目前能运用的方法,是依靠近红外线消光导出的柱密度和未来的恒星计数,以进一步的探测这些天体。

中性氢区

中性氢区( HI 区)是一种由中性氢原子组成的星际云。这些区域并不明亮,但是会辐射出21公分(1,420MHz)谱线。这条谱线的发生概率很低,所以须要有很大量的氢原子存在才能看见这条谱线。当有游离区域在前方时,HI 区会与扩张的游离气体(像是电离氢区)碰撞,而只要被游离的区域达到HI 区的10-4(也就是一万个中有一个),发出的光就会比21公分波更为明亮。

使用电波望远镜描绘HI 的辐射是用来测量螺旋星系漩涡臂的一种技术,也可以用来描绘星系之间的交互作用造成的重力扰动。当两个星系发生碰撞时,如同绳索般被抽离出来的物质,让天文学家可以测量星系是如何移动的。

超新星遗迹

超新星遗迹(Supernova remnant,缩写为SNR)是超新星爆发时抛出的物质在向外膨胀的过程中与星际介质相互作用而形成的延展天体,形状有云状、壳状等,差异很大。截至2006年,已经在银河系中发现了200余个超新星遗迹,在大麦云、小麦云、M31、M33 等邻近的河外星系中也有发现。

超新星遗迹的分类

超新星遗迹根据形态,可以大致分为三类:壳层型(S型)、实心型(F型或Plerionic,又称类蟹状星云型)和复合型(C型),三类超新星遗迹中发生的物理过程有很大不同。某些超新星遗迹兼具不同类型的特点,如SS 433所处的超新星遗迹W50(G39.7-2.0),因此在分类上具有很大的不确定性。

壳层型超新星遗迹最明显的特点是具有壳层结构,中央没有致密天体的辐射源。这一类在已发现的超新星遗迹中占到80%以上。著名的第谷超新星(SN 1572)、开普勒超新星(SN 1604)、SN 1006的遗迹都属于此类型。其壳层结构反映了超新星爆发时抛射出的物质与周围星际介质的相互作用。其光谱在X射线和光学波段大多具有热辐射的形式,在射电波段表现为非热幂率谱。

实心型超新星遗迹,又称类蟹状星云型,其原型是著名的蟹状星云。这一类超新星遗迹没有壳层结构,中央具有致密天体提供能量,其光谱在X射线和射电波段上均表现为非热幂率谱,是相对论性电子的同步辐射产生的。在20世纪70年代以前,这类超新星遗迹只发现了蟹状星云一个,70年代以后陆续发现3C58等也属于此类型。

复合型超新星遗迹结合了壳层型和实心型的特点,既具有提供能量的中央致密天体,又具有抛射物与星际介质作用形成的壳层结构,典型的天体是船帆座超新星遗迹。这一类超新星遗迹又可以分为热型和实心型两类,热型在射电波段表现为壳层状,在X射线波段表现为实心状;实心型在射电和X射线波段都表现为实心形态。

超新星遗迹的演化

实心型和复合型超新星遗迹都可以视作是由Ⅱ型超新星爆发产生的,其中心致密源是引力塌缩形成的,外部是否存在壳层主要取决于星际介质的密度。观测发现,第谷超新星遗迹和开普勒超新星壳层里都具有很强的中性氢巴耳末线系,证明它们是由Ⅰa型超新星爆发,即白矮星的热核爆炸产生的。

超新星遗迹的演化涉及到的过程非常复杂,还没有严格和普遍适用的理论模型。

新星遗迹

新星残骸是恒星在经历新星的巨大爆炸之后残留下的物质,物质喷发的速度大约是1,000公里/秒。因为质量低于行星状星云和超新星残骸,所以生命期仅约数个世纪,因此新星残骸远比行星状星云和超新星残骸更为罕见。

行星状星云

行星状星云是恒星演化至老年的红巨星末期,气体壳层向外膨胀并被电离,形成扩大中的发射星云,经常以英文的缩写"PN"或复数的"PNe"来表示。"行星状星云"这个名称源自1780年代的天文学家威廉·赫歇尔,但并不是个适当的名字,只因为当他通过望远镜观察时,这些天体呈现类似于行星的圆盘状,但又是雾濛濛的云气。因此,他结合"行星"与"星云",创造了这个新名词。赫歇尔的命名虽然不适当,但仍被普遍的采用,并未被替换。相较于恒星长达数十亿年岁月的一生,行星状星云只能存在数万年,只是很短暂的现象。

大多数行星状星云形成的机制被认为是这样:在恒星结束生命的末期,也就是红巨星的阶段,恒星外层的气体壳被强劲的恒星风吹送进太空。红巨星在大部分的气体被驱散后,来自高温的行星状星云核心(PNN,planetary nebula nucleus)辐射的紫外线会将被驱散的恒星外层气体电离。吸收紫外线的高能气体壳层围绕着中央的恒星发出朦胧的萤光,使其成为一个色彩鲜艳的行星状星云。

行星状星云在银河系演化的化学上扮演关键性的角色,将恒星创造的元素扩散成为银河系星际物质中的元素。在遥远的星系内也观察到行星状星云,收集它们的资讯有助于了解化学元素的丰度。

近年来,哈勃空间望远镜的影像显示许多行星状星云有着极其复杂和各种各样的形状。大约只有五分之一呈现球形,而且其中大多数都不是球对称。产生各种各样形状的功能和机制仍都不十分清楚,但是中央的联星、恒星风和磁场都可能发挥作用。

观测

第一个被发现的行星状星云是在狐狸座的哑铃星云。它是梅西耶在1764年发现的,并且收录为他的星表中的第27个天体:M27。对只有低分辨率望远镜的早期观测者,M27和后来发现的行星状星云看起来就像巨行星中的天王星。发现天王星的威廉·赫歇尔创造了"行星状星云"这个名词来称呼他们。起初,赫协尔认为这种天体是被可以冷凝成行星的物质包围着的恒星,而不是现在所知,有证据显示是死亡的恒星烧掉在轨道上的任何行星。

直到19世纪中叶,第一次观察到行星状星云的光谱之前,我们对它的性质毫无所知。威廉·哈金斯是最早使用棱镜分解光线,使用光谱研究天体的天文学家之一。在1864年8月29日,哈金斯成为第一位分解行星状星云猫眼星云光谱的天文学家。他观察的恒星显示它们的光谱是有着许多暗线叠加的连续光谱。稍后,他发现许多星云状的天体,例如仙女座星云(当时的认知),都有着十分相似的光谱。这些星云后来都被证实是现在被称为星系的恒星集团。

然而,当哈金斯看到猫眼星云的光谱时,他发现这是非常不同的光谱。猫眼星云和其它类似的天体只有几条光谱线,取代叠加了吸收线的连续光谱。最亮的谱线波长是500.7奈米,但与已知的任何化学元素都不相符。起初,他假设这条谱线是来自一种未知的元素,并命名为nebulium。在1868年对太阳谱线的相似想法,导致氦元素的发现。

虽然在太阳光谱中发现的氦,很快地就在地球上被独立发现,但nebulium始终未被发现。在20世纪初期,亨利·诺利斯·罗素提出500.7奈米谱线不是新元素发出来的,只是熟悉的元素在我们不熟悉的环境下发射出来的。

在20世纪的20年代,物理学家显示在极端低密度的环境,电子可以在原子和离子中占据梅塔稳定态的能阶维持激发态;但在高密度下,会因为撞击很快地退激发,回到基态。氮和氧离子的电子在这些能阶间的跃迁(O+,O2+,也就是OIII,和N+)都能发射出500.7奈米和其他波长的谱线。这些只能在低密度下看见的谱线,被称为禁线 。光谱的观测因而证明行星状星云是极端稀薄的气体组成。

行星状星云的中心恒星都非常热。只有当一颗恒星几乎耗尽其核心的燃料时,它会坍缩成如此小的尺度。行星状星云被认知为恒星演化的最后阶段,而光谱的观测显示所有的行星状星云都在膨胀中。这导致行星状星云是一颗恒星在生命结束前,将它外层的气体抛进太空中所形成的想法。

在20世纪后期,技术的改进,有助于对行星状星云进一步的研究。空间天文台让天文学家可以研究被大气层遮蔽在外的电磁波与光波。使用红外线和紫外线研究行星状星云,可以更准确地测量行星状星云的温度、密度和元素丰度。电荷耦合元件技术让科学家能观察到过去不可能察觉到的暗弱谱线,并比以前更准确地测量。哈勃空间望远镜也显示许多过去用地基望远镜观测只有简单和规则结构的行星状星云,在地球大气层之上的高光学分辨率下显示了极为复杂的结构。

在摩根·凯纳光谱分类下,行星状星云被列为P型,然而在实际中很少使用此种标示法。

起源

大于8倍太阳质量(M⊙)的恒星会以戏剧化的超新星结束其生命,而质量介于0.8 M⊙至8.0 M⊙的中与低质量恒星只会以行星状星云结束其生命。形成行星状星云的祖恒星,在其一生的绝大部分时间都耗费在核心以大约1,500万K的温度将氢融合成氦。这种在核心进行的核聚变反应产生向外的压力,平衡了恒星引力向内要压碎裂恒星的压力。也就是说,所有中低质量的恒星在主序带上的时间,都持续了数千万年至数十亿年。

当核心的氢来源减少时,重力会压缩核心,导致温度上升至大约1亿K。如此高的核心温度会使恒星外围温度较低的气体壳层膨胀,创造出非常巨大的红巨星。这个最后的阶段虽然会使表面的温度下降,但是因为恒星表面积的增加,反而造成恒星的亮度戏剧性的上升。在恒星演化的期间,正在经历这种光度增加的恒星,就是所谓的渐近巨星分支星(AGB)。

若祖恒星的质量超过3M⊙,这些质量较大的恒星形成的渐近巨星分支星,它们的核心会继续缩小。当温度达到大约1亿k,氦核会继续融合生成碳和氧,使得恒星会继续向外辐射能量,而暂时停止核心的收缩。新的氦燃烧阶段(氦原子核聚变)会在核心产生不断增长的碳和氧的核心,在它们的外面被薄薄的氦燃烧壳层包围着,再往外还有氢燃烧层。然而,这新的阶段最多只能持续20,000年左右,相较于恒星整个生命期只是很短的一段时间。

无论是何种剧情,向外发散的气体是有增无减的进入太空,而当曝露的核心表面温度达到或超过30,000K时,它会辐射出足够多的紫外线光子使被抛出的大气层电离,导致气体发光成为一颗行星状星云。

寿命

经过渐近巨星分支(AGB)阶段之后,恒星演化开始短暂的行星状星云阶段,气体会以每秒数公里的速度被中央恒星吹离。中央恒星是前身为在AGB的阶段失去了大部分质量的氢外壳之后,留下的电子简并碳-氧核心残骸。当气体膨胀时,中央的恒星会经历两阶段的演变。首先,它因为核心的继续收缩以及核心周围的氢壳层继续进行核聚变反应使温度持续升高。然后,当氢壳的融合耗尽燃料和经由质量的损失,温度会缓慢的降低。在第二个阶段,当中央恒星的质量不足以维持氦融合成碳-氧所需要的温度时,核聚变会终止,使得能量不再往外辐射。在第一阶段,中央恒星保持恒定的光度,同时它变得更热,最终表面的温度可以达到约100,000K。在第二阶段,它持续的冷却,以致不足以产生足够的紫外线辐射,让日渐远离的气体继续因被电离而发光。这颗恒星演化成为白矮星,而膨胀的气体变成我们看不见的云气,结束了行星状星云的阶段。对一个典型的行星状星云而言,从它的形成到再回复成为恒星的期间大约是10,000年。

使星系富集的角色

行星状星云在星系演化中可能扮演着非常重要的角色。新诞生的恒星几乎完全是由氢和氦组成。但是,随着恒星经历渐近巨星分支的阶段,它们通过核聚变创造的重元素会被强劲的恒星风驱散。行星状星云通常拥有较大比率的重元素,例如碳、氮和氧,这些都会经由强大的恒星风回归至星际物质中。换言之,行星状星云大大的丰富了银河系和星云的重元素 -天文学家将比氦重的元素通通称为金属,并以金属丰度参数Z表示。

从这些残骸的云气中诞生的下一代恒星,也倾向有较高丰度的重元素。虽然这些重元素在恒星中的含量都是相对的少数,但它们标记了核聚变反应对恒星演化的影响。在宇宙早期形成的恒星,在理论上只有非常微量的重元素,著名的例子就是贫金属的第二星族恒星。恒星的金属丰度可以由光谱学来确认。

性质

物理性质

一个典型行星状星云的直径大约是1光年,并且气体极端的稀薄,密度一般从每cm3100颗到10,000颗的颗粒(相较之下,地球大气层每cm3包含2.5×1019颗。)。最年轻的行星状星云有着最高的密度,有时可以高达每cm3106颗。随着星云年龄的增长,它们的膨胀会造成密度降低。行星状星云的质量范围从0.1至1.0太阳质量。

来自中心恒星的辐射可以将气体加热至大约10,000K。中心区域的温度通常远远高于周边,可以达到16,000-25,000K。邻近中心恒星附近的区域通常充满非常热的气体(星冕),温度大约1,000,000K。这些气体的来源是在中心恒星表面形成的高速恒星风。

星云的边界可以用物质边界或辐射边界来界定。前者的状况:星云没有足够的物质吸收来自中央恒星辐射的所有紫外线光子,并且星云可见的部分完全被电离。后者的情况:来自中心恒星辐射出的紫外线光子,不足以使周围所有的气体电离,向外传播的电离区前缘进入包围在外面中性原子的星周包层。

数量和分布

在银河系约2,000亿颗恒星中,目前已知的行星状星云大约是3,000颗。它们是如此的稀少,只因为相较于恒星的一生只占有很短的时期。它们大多是在接近银河平面的附近被发现,而且在靠近银心处最为密集。

型态

行星状星云的种类繁多,有许多不同的形状,与一些非常复杂的形式,大约只有20%是球对称(例如,参见阿贝尔39)。不同的作者对行星状星云会有不同的分类:恒星、盘、环、不规则、螺旋、双极、四极,和其它的类型;然而,其中大多数只属于下列三种类型:球形、椭圆和双极性。双极星云都集中在银河平面,很可能其祖恒星是相对年轻的大质量恒星;在核球的双极星云倾向于喜欢将其轨道轴平行于银河平面。在另一方面,球形的星云可能是由像太阳这样的恒星,在老年时形成的。

星云有着各种各样的形状,绝大部分是投影的效果 -以不同的角度观看同一个星云,会呈现不同的形状。然而,绝大多数的物理原因尚不完全清楚。如果中央的恒星是联星,与伴星之间的引力交互作用可能是原因之一。另一种可能性是当星云形成时,行星扰乱了物质离开恒星的物质流。已经确认质量越大的恒星,产生的星云越不规则。在2005年1月,天文学家宣布在两个行星状星云的中心恒星检测到磁场,并且假设这些磁场要为全部或部分的形状负责。

星团中的成员

目前已经在银河的四个球状星团:M15、M22、NGC 6441、帕罗马6内检出行星状星云的成员。证据也指出在M31的球状星团中也潜在著未发现的行星状星云。然而,目前只有一个在疏散星团中发现行星状星云的例子,而且是不同的研究人员各自独立确认的。这个案例的行星状星云是疏散星团安德鲁斯琳赛1的PHR 1315-6555。事实上,经由星团的成员估计出PHR 1315 6555最精确的距离(也就是距离上的误差只有4%)。在M46的NGC 2818和NGC 2348的案例中,行星状星云和星团的速度不能匹配,显示它们只是在视线方向上的巧合。潜在的可能有PN的星团还有阿贝尔8与比卡6,和He 2-86与NGC 4463。

理论模型预测行星状星云是由1-8太阳质量的主序星演化后形成的,这提升了祖恒星的年龄必须大于4,000万年以上。虽然,有几百个已知的疏散星团年龄合于这个范围,但有各种原因限制找到任何一个行星状星云的机会。其中一个原因是,大质量恒星的行星状星云阶段大约只有几千年,这在宇宙的时间中只是一眨眼之间。另外,部分原因是它们的总质量太小,使得疏散集团的凝聚力较差,倾向于在相对较短的时间就溃散,通常是从1亿至6亿年之间。

行星状星云研究的当前问题

行星状星云的距离通常很难测量。距离较近的行星状星云,可以经由测量其膨胀速度,来测量出它的距离。采取相隔数年的高解析观测,可以显示星云在垂直视线方向上的扩展,而观测光谱的多普勒频移可以得知在视线方向上的速度。比较膨胀的角度和扩张的速度,就可以揭露到星云的距离。

问题是如何产生种类繁多且形状各异的行星状星云,这还是个有争议性的话题。理论上,以不同速度离开恒星的物质,彼此之间的交互作用是可以产生观测到的各种形状。然而,有些天文学家假设外观更复杂、更极端的行星状星云应该是靠近的联星造成的。有几个呈现出强大的磁场,它们和电离气体的交互作用可以解释一些行星状星云的形状。

测量星云中的金属丰度有两种主要的方法,都是依靠复合线和碰撞所激发的谱线。但是,这两种方法的结果有时会出现很大的歧异。这或许可以用行星状星云内部都存在着一些温度扰动来解释;但有些太大的差异就无法用温度来解释。有些假设存在着非常小的氢冷凝结点,来解释观测到存在的现象。然而,迄今尚未观察到这种结点。



初期恒星体

初期恒星体(YSO)表示是一颗进入恒星演化早期阶段的天体。

这个分类中包含两个小组:原恒星和主序前星。有时,也会以质量区分为:大质量初期恒星体(MYSO)、中质量初期恒星体和棕矮星。

初期恒星体经常会依据以光谱能量分布的斜率做标准来分类,这是Lada C.J. 和 Wilking B.A.在1984年提出的,他们以谱指数α的间隔和数值为依据,将YSO分为三种(I、II和III):

α=dlog(νFν)/dlog(ν)

此处ν是频率,Fν是通量密度。

α是依据波长2.2–10μm(近红外区)计算的数值。

稍后,格林等人在1994年加入了第四类"平波谱"做为分类的来源。而在1993年,安德烈等人发现在次微米波段有着强烈辐射,但在λ<10μm非常微弱的第0类。
分类0源-在λ<10μm无法检测
分类I源-α>0.3
平波谱源-0.3>α>−0.3
分类II源-−0.3>α>−1.6
分类III源-α<−1.6

这种分类架构大致反映了演进化的序列。人们认为最深埋在0类的来源朝着I类发展的过程,星周包层便会开始消退。最后,当它们成为主序前星时,在光学上就能够在恒星诞生线上被看见。

YSO也和早期的恒星演化联系在一起:拱星喷流和偶极外向流、迈射(微波)、赫比格-哈罗天体、原行星盘 (拱星盘)。

原恒星

原恒星是在星际介质中的巨分子云收缩下出现的天体,是恒星形成过程中的早期阶段。对一个太阳质量的恒星而言,这个阶段至少持续大约100,000年。它开始于分子云核心的密度增加,结束于金牛T星的形成,然后就发展进入主序带。这个阶段由金牛T风-一种恒星风的开始宣告结束,标志着恒星从质量的吸积进入能量的辐射。

观测显示巨型分子云总体上近似在维里平衡的状态,星云中的重力束缚能被星云中构成分子的动能平衡。任何对云气的干扰都可能扰乱它的平衡状态,干扰的例子可以是来自超新星的震波;星系内旋臂的密度波,或是与其他云气的接近或碰撞。无论扰动的来源是何种,只要够大就可能在云气内特定的地区造成重力大于热动能的重力变化。

英国的物理学家詹姆士·金斯曾详细的讨论过上述的现象。他能显示,在适当的情况下,一团云气或其中的一部分,将开始如上所述的收缩。他导出了一条公式可以计算云气所需要的大小和质量,以及在重力收缩开始前的温度和密度。这个临界质量就是所知的金斯质量,可以由下式得到:
Mj = 9/4 × ( 1/2 π n ) 1/2 × 1/ m 2 × ( k T / G ) 3/ 2
此处 n是特定区域的密度,m是在云气内气体平均的质量,而T是气体的温度。

碎裂

恒星经常被发现是成群的,而且看似同一个时间形成的,也就是所知道的星团。这可以被解释为当云气收缩时他的密度是不均匀的。事实上,第一个指出这一点的是理查德·拉森,当恒星在巨分子云内形成时,可以全面的观察到在云气内所有尺度上的湍流速度都增加了。这些湍流的速度压缩气体产生震波,通常会在巨分子云尺度和密度的广大范围内引发丝状和团块的结构。这个过程被称为湍流碎裂。一些团块结构超过了金斯质量并且重心变得不稳定,可能会在被分颗成单一或多星的系统。

无论原因为何,云气因碎裂而变得较小,密度较高的区域可能会持续再成为更小的区域,结果是成为原恒团。这与星团是普遍存在的观测现象一致。

来自重力能量的加热

当云气继续收缩时,它的温度会增加。这不是核反应造成的,只是重力能量转换成的热动能。当微粒(原子或分子)因为在收缩的碎片中而减少至质量中心的距离时,就会导致重力能量的减少。但是因为总能量的守恒,因此伴随着重力能量的减少,微粒的动能就必须相对的增加。热动能的增加也会表现在云气温度的增加,云气越收缩温度增加的就越多。

分子间的碰撞经常也可以让它们成为激发状态,然后经由辐射的发射衰变状态。这些辐射都有特定的频率,在这些温度(10到20K)发射的辐射是光谱中的微波或红外线。这些辐射大部分都会由云气中逃逸,因此能防止温度快速的上升。

当云气收缩时,分子的数值密度会增加,这终将使得散发的辐射越来越难以逃逸。实际上,气体对这些辐射会变得不透明,并且云气内的温度将开始更迅速的上升。

云气在红外线变得不透明的事实,也使我们难以直接观测到云气内发生的变化。我们必须使用波长更长的无线电观察还能逃逸出来的辐射。另外,理论和计算机的数值模拟也是了解这个阶段所必须的。

直到周围的物体落入中心的凝块,原恒星的阶段才算开始。而当周围的气体和尘粒都已经消散,吸积的过程也都停止,这颗原恒星才会被考虑是前主序星。

历史

"原恒星"这个字眼是在1889年的出版品上才首度出现的。
" 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"
"原恒星获得两个浓缩体将发展成为联星并且是稳定的[..]其结果是联星或单独的恒星,取决于原恒星的总角动量。"

主序前星

主序前星(PMS星或PMS天体)是恒星尚未成为主序星的一个阶段。它可以是金牛T星或猎户FU型变星(质量小于2太阳质量),或是赫比格Ae/Be星(2至8太阳质量)。

这些天体的能量来自于重力收缩(相对于主序星的氢熔合)。在赫罗图,主序带前阶段,质量在0.5太阳质量以上的恒星,将先沿着林轨迹(几乎垂直向下),然后沿着亨耶迹(几乎水平向左的朝向主序带)移动。

通过光谱的测量和对温度与重力间的交互作用,主序前星能够从主序星的矮星中分辨出来,因为主序前星是比较臃肿的恒星。

在周围的物质都落入中心的恒星之前,它都被视为原恒星。当周围的气体和尘粒消散,吸积的过程停止,这颗恒星才能成为主序前星。

当主序前星越过恒星诞生线之后,便能在可见光下被观测到,而主序前星阶段维持的时间在恒星的生命中低于1%(对比下,恒星生命大约有80%在主序带上)。

一般相信在这个阶段的恒星有密集的星周盘,也是行星可能形成的场所。

金牛T星

金牛T星(T Tauri star, TTS)是变星的一种,他的命名是依据被发现的原型-金牛座T星(T Tauri)而来的。他们都在邻近分子云的地方被发现,例如NGC 1555,并且由光学上的观测确认是一颗有着强烈的色球谱线的变星。

特征

金牛T星是前主序带-在F、G、K、M光谱类型-能见到的最年轻恒星(质量小于2太阳质量),表面温度非常接近质量相同的同类型主序星,但是因为半径较大而显得较为明亮,它们的中心温度仍太低,以至于还不足以引发氢融合。取而代之的是以收缩产生的重力能量朝向主序带移动,而大约在一亿年后可以成为主序星。它们典型的自转周期在1至12天之间,与太阳一个月的自转周期比较,显得是非常活跃和多变的。

有证据显示有巨大的星斑覆盖在表面,并且有强烈和易变的X射线和电波辐射(强度约为太阳的1,000倍),许多还都有强烈的恒星风。造成光度变化的另一个原因是环绕在金牛T星周围的团块(原行星和微行星)。

它们的光谱显示有比太阳和其他主序星更高的锂丰度,而锂在2,500,000K的温度上就会被毁坏。从对53颗金牛T星的研究,发现锂的损耗与大小有强烈的关系,认为锂燃烧是由PP链完成的,当在前主序带的最后阶段会有强烈的对流和不稳定阶段,之后的林收缩可能是金牛T星主要的能量来源之一。快速的自转有助于将锂混合和输送至更深处,而在哪儿造成毁坏。因为角动量的守恒,金牛T星通常随着年龄,经由收缩而加快自转速度。这导致锂的损耗也随着年龄增长而增加,锂的燃烧也会使温度和质量上升,持续的时间大约是一亿年上下(100,000,000年)。

在P-P链中锂的燃烧如下式:
p +   +  6   L i   →    7   L i
p +   +  7   L i   →    8   B e (unstable)
8   B e   →    4   H e +  4   H e + energy

这种反应在质量低于60个木星质量时不会发生。这样,锂的消耗程度就可以用来计算恒星的年龄。

粗估大约有一半的金牛T星有星周盘,在这种情况下称为原行星盘,因为它们大概就是像太阳系的行星系统的祖先,而估计经过一千万(107)年拱星盘就会消散。许多的金牛T星都是联星,在他们生命的不同阶段中,它们都可以称为初期恒星体( Young Stellar Objects,YSOs)。有活跃的磁场和强烈恒星风的金牛T星被认为会有阿尔文波,意味着角动量能从恒星传送到原行星盘。一个为我们的太阳系被假设的金牛T星阶段是角动量由收缩中的太阳转移到原行星盘,如此最后才能产生行星。

在大质量(2至8太阳质量)-A和B光谱类型-范围内类似金牛T星的主序前星称为赫比格Ae/Be星。质量更重的主序前星,因为发展的太快速了,还没有被观测到:当它们能被看见时(这是指拱星盘周围的气体和云气消散),核心的氢已经在燃烧中,因此已经是一颗主序星了。

猎户FU型变星

在恒星演化中,猎户FU型变星(FU Orionis star,或 FU Orionis object、 FUor)是一种在光度和光谱形式上会出现极大变化的主序前星。典型例子天鹅座V1057会出现亮度增加6个星等,和光谱形式从 dKe 变成 F 型超巨星的变化。这类恒星是以它的原型恒星猎户座FU命名。

特性

目前与猎户FU型变星有关的闪焰模型是物质从吸积盘快速转移至一颗年轻而低质量的金牛T星。这种天体的质量吸积率大约是每年10−4个太阳质量。这些喷发的上升时间通常是一年甚至更久。而高吸积率的吸积和高光度的状态通常可以达到数十年。但即使是在相对较短的时间中,仍然有观测到变化中止进入下一个周期的状况。根据在太阳附近猎户FU型变星喷发数量和恒星形成率的比较,估计年轻恒星一生中会有10到20次猎户FU型变星形式的喷发。

这种变星的典型恒星有猎户座FU、天鹅座V1057、天鹅座V1515,以及在2004年1月爆发,新近被编入此分类的猎户座V1647。

赫比格Ae/Be星

赫比格Ae/Be星是主序前星 – 光谱类型为A和B的年轻恒星 (<1,000万年)。它们依然被埋在气体的外壳内,并且也许还被拱星盘环绕着,在光谱中可以观察到氢和钙的发射谱线。它们的质量在2-8太阳质量,依然在恒星形成的阶段(重力收缩),并且即将成为主序星(也就是说在核心尚未开始燃烧氢)。在赫罗图上,这些恒星依然在主序带的右边。它们是以美国天文学家乔治·赫比格命名的恒星,因为他在1960年就注意到这种天体。乔治·赫比格原先用来分辨的判据是:
光谱类型早于F0(为了排除金牛T星)。
在光谱中有巴耳末发射谱线 (为了与金牛T星相似)。
投影的位置在黑暗的星际云内(为了选择出邻近恒星诞生地区,真正年轻的恒星)。
照亮了附近明亮的反射星云(为了保证与恒星形成区域有实质上的联系)。

现在知道有些孤独的赫比格Ae/Be星(也就是说与暗星云或星云没有关联),因此现在真正可靠的标准是:
光谱类型早于F0。
在光谱中有巴耳末发射谱线。
由于有星周尘(为了与传统的有自由态间发射的Be星有所区别),因此有多余的红外线辐射(与一般的恒星比较)。

有时候赫比格Ae/Be星会出现值得注意的光度变化,它们被认为是在拱星盘内有簇聚(原行星和微星)。在光度最低的阶段,恒星的辐射会偏蓝和线性偏极化(当簇聚遮蔽直射的星光,来自盘面的散射光就会相对的增加 - 这与我们的天空呈现蓝色的效应相同)。

在低质量的范围(<2太阳质量),也有光谱为F、G、K或M,类似赫比格Ae/Be星的主序前星,称为金牛T星。质量更大(>8太阳质量)的主序前星,因为演化的非常快速,所以未曾被发现过:当它们能用可见光观测时(也就是说拱星盘中的气体和尘埃已经消散),在核心的氢已经开始燃烧,所以它们已经成为主序星了。



赫比格-哈罗天体

赫比格-哈罗天体(Herbig-Haro object或HH天体)是宇宙中由新生恒星所形成、状似星云的天体。新诞生的恒星以秒速将近数百公里的高速不断喷出气体,这些气体会与恒星周围的气体云和灰尘云激烈碰撞、产生光芒。赫比格-哈罗天体普遍存在于恒星生成区,在单一新生恒星的极轴附近常可见到排成一列的多个赫比格-哈罗天体。

赫比格-哈罗天体是相当短暂的天文现象,不会持续超过数千年。在气体持续发散至星际物质中时,赫比格-哈罗天体也就渐渐模糊不可见。哈伯太空望远镜观察了数个复杂的HH天体,其中有些正在消逝,另外一些因为与星际物质的碰撞渐趋激烈而越来越明亮。

HH天体最早在19世纪由美国天文学家舍本·卫斯里·伯纳姆(Sherburne Wesley Burnham)所观测,但当时被纪录为一发射星云。直到1940年代,美国天文学家乔治·赫比格与墨西哥天文学家吉列尔莫·哈罗才开始分别对HH天体展开研究,并确认了HH天体是恒星演化的过程。如今赫比格-哈罗天体即是为纪念两人的贡献而命名。

发现与观察史

第一个赫比格-哈罗天体在19世纪由Burnham所观测。他在利克天文台使用36吋折射望远镜观察金牛T星时,发现附近有一处类似星云的斑点;然而这个发现被纪录为新的发射星云(伯纳姆星云),而不是新型态的天体。

金牛座T是一颗非常年轻的变星,也是一颗金牛座T型星的原型星,内部尚未达到流体静力与重力崩塌作用力间的平衡,并由星球中心以核聚变产生能量。

50年后更多类似的小型星云状天体被发现。1940年代,哈罗跟赫比格开始各自独立进行相关的研究。赫比格也观测伯纳姆星云,并发现其电磁波谱相当不寻常,在氢、硫与氧的波段有显著的暗线。哈罗则发现类似的天体在红外线波段皆不可见。

接着两人在土桑的天文学家会议上相会,起先Herbig仅略微提到他所观察到的这些天体,但在听闻Haro的发现后,他才提出更多详细的研究成果。当时的苏联天文学者维克托·安巴楚勉(Viktor Hambardzumyan)提案以两位研究者为这类型天体命名;由于这些天体是在年轻的金牛座T型星附近发现的,他因此认为这些天体是金牛座T型星演化的早期型态。

研究显示,HH天体皆高度电离化;早期理论家推测HH天体内部可能有低光度的热恒星。然而,HH天体的光谱缺乏红外光线频段,表示其内部没有星体(恒星会散发大量红外线)。稍晚的研究则认为星云内部有原恒星;但最新的研究显示,HH天体是被年轻恒星所喷射出的物质,与周遭的星际物质以超音速碰撞所造成的现象;其冲击波产生了可见光以及辐射。

1980年代早期,更多观测成果揭示了HH天体的本质。HH天体是新生恒星的高密度物质喷流;新生恒星诞生的前数十万年间,通常被一片气体物质所形成的吸积盘环绕着;吸积盘内侧的物质,因高速转动的能量而电离化,产生的等离子于吸积盘的垂直面射出,称为极喷射;当这些电离化的物质与星际空间的气体以高速碰撞、产生冲击波以及明亮的辐射时,就成为我们所观测到的赫比格-哈罗天体。

物理特性

HH天体的放射肇因于与星际物质碰撞所造成的冲击波,其动态相当复杂。以光谱观测分析,其多普勒效应显示物质的移动速度高达每秒数百公里;但HH天体所发射的电磁波谱太弱,似乎不是高速碰撞所产生的。这可能表示与之相碰撞的物质也在往同方向移动,但速度较慢。

HH天体的喷发物质,估计其质量为地球的20倍之多;然而若与喷发恒星相比,这个量不过微乎其微。根据观测结果显示,HH天体的温度约在8000–12,000 k,与其它的电离化星云,如氢II区和行星状星云类似。其密度也相当高,每立方公分有数千至数万个粒子;而氢II区或行星状星云的密度则少于1000/cm³。HH天体的物质组成,约75%是氢,约25%是氦,重元素不到1%,比例大致上与邻近的年轻恒星相同。

在喷发源恒星附近,约20–30%的气体呈电离态,离恒星越远,这个比例就逐渐降低。再加上这些物质的移动不断离恒星远去,表示HH天体的物质主要是被恒星的极喷射所电离,而不是撞击造成的冲击波。不过喷发物质末端与星际物质冲击的能量,还是可以让气体再电离,使得HH天体的末端呈现明亮的“帽子”状。

数量与分布

目前所观察到个别的HH天体或HH天体群数量已有400多个。HH天体普遍存在于恒星形成的电离氢区中,与包克球(一种包含年轻恒星的暗星云)邻近;这些暗星云通常就是HH天体喷流的源头。单一原恒星可以重复喷射许多次,因此往往可以观察到数个HH天体沿着喷流母星的极轴分布。

近几年大量发现新的HH天体,但就比例来说,分布在银河系中的HH天体却相当少。俱估计,银河系中应该有150000个左右的HH天体存在,然而目前的科技无法对数量如此庞大的天体群进行搜寻与观测。大多数的HH天体都在距离喷流源0.5秒差距的范围内,只有非常少数在1秒差距之外。然而,有一些HH天体与喷流源的距离远达数个秒差距,这也许表示HH天体附近的星际物质密度并不高,使得喷流可以在消散之前,于真空之中移动一段很长的距离。

动向与变化

天体光谱学的观测结果估计,HH天体正以秒速100至1000公里的高速远离喷流母星。近年来哈伯太空望远镜的连续观测,清楚拍下了HH天体自行运动的高解析影像。借由视差法分析这些影像,可以得知这些HH天体与地球的距离。

随着物质远离喷流源,进入星际物质的HH天体,在外观和型态方面会在数年之中慢慢改变;喷流中的某些团块亮度可能会有所增减,或是完全消散;也可能会有新的团块出现。喷流物质的速度差异也可能会造成HH天体外观的改变。

喷流母星并非是持续稳定地喷射物质,而是以脉冲的方式,在同一个方向将气体和灰尘一股股地释放到宇宙中。每次喷流脉冲的速度可能有所不同,并使喷流物质彼此碰撞,在团块的表面形成冲击波。

喷流源

赫比格-哈罗天体的喷射源都是非常年轻的恒星,其中有些还是形成中的原恒星。天文学家依红外线辐射的等级,将这些恒星分为0,I,II与III四种等级;红外线辐射越是强烈,表示星体周遭有越多温度较低的物质,也就是说这个星体还在形成阶段的初期。等级越高表示星体越成熟。

等级0的天体年龄只有数千年,非常年轻;这类天体的内部甚至还无法进行核聚变反应,它们的能量来自于物质聚合时所释放出的重力位能。等级I的天体,在核心内部开始有核聚变反应,但由于被周遭的星云所遮盖,从外部无法看到它们发出的可见光,仅能从无线电波或红外线频段观测。气体与灰尘仍持续从周遭的星云聚合到等级I的星体表面,直到星体演化到等级II的阶段,此时大部分的物质都已经聚合,剩下的物质在恒星黄道面形成堆积盘。在最后的等级III阶段,堆积盘的物质也各自聚合,形成环绕着原恒星的原行星。

研究显示,大约有80%的HH天体是由双星或是聚星(两颗以上互绕的恒星系统)所产生的,远比由低质量的主序星所产生的还多。这表示双星系统中的恒星也许比较容易产生喷流,进而形成HH天体。有观测证据显示,规模最大的HH天体喷流可能来自于一个分裂的聚星系统。有人认为恒星应该大多是以聚星系统的型态集体生成的,在星际物质与彼此间重力的交互作用下,大多数原恒星的团块会在演化为主序星之前被扯成碎片。

红外线观测

HH天体的喷流源头-年轻恒星及大质量的原恒星,往往被浓厚的星际气体云所遮盖;这些气体甚至会发出比原恒星还明亮的光,将原恒星的微弱光芒彻底遮掩,因此以可见光波段是无法对这些喷流源进行观测的;只有红外线与无线电波能够穿透层层阻碍,到达地球。这些辐射大多是由高温的氢分子云所放射而出。

近几年的天文观测,已拍摄了大量HH天体的红外线影像,大多数的影像都呈现出与船首行进波类似的弯曲弓形,称为红外线弓形冲击波。这些红外线弓形冲击波的影像显示喷流物质的前端正因与星际物质高速碰撞而释出高温,远比能够以可见光观测的喷发还要来的剧烈。

红外线弓形冲击波的成因与可见光的HH天体本质上是一样的,差别只在于与邻近星际物质碰状而产生的能量辐射型态。喷流物质与分子云碰撞会造成红外线弓形冲击波,而与离子的游离态物质碰撞则产生可见光。



恒星诞生线

恒星诞生线是在赫罗图上预测成为原恒星时,最初的质量-半径线。在这个阶段之前的原恒星仍被深埋在气体和尘土的云气内,因此仅是辐射出红外线的区域。当演化作用成稀薄的包层时,恒星成为可以看见的前主序带天体,才能在赫罗图上占有一席之地。那些恒星初现位置的集合就称为恒星诞生线。

它完全都在主序带的右侧。

这个名词是在1983年由史蒂芬W. 史塔勒首先提出并介绍的。

恒星诞生线的位置与恒星结构、吸积率、和几何形状有关。这意味着,恒星诞生线的位置不能明确的界定,因此在上下文的关联上,我们甚至可以称之为恒星诞生带。

林轨迹

林轨迹(Hayashi track)是原恒星在赫罗图上经历原恒星云之后达到趋近静力学平衡的路径。

1961年林忠四郎显示有一个最小的有效温度(相当于在赫罗图的右侧边界)存在,这个临界温度大约是4000K,低于这个温度静力学平衡便不能维持。因此原恒星云低于此温度时必需经由收缩以提高温度,直到达到临界温度。一但达到临界温度,原恒星将继续收缩至克赫时标,但是有效温度不会继续上升,而始终维持在林界限,因此林轨迹在赫罗图上几乎是垂直的。

恒星在林界限上是完全的对流体:这是因为他们是低温和高度的不透明,因此辐射性的能量传输是毫无效率的,并且内部因而有大的温度阶梯。质量低于0.5太阳质量的恒星在由前主序星状态进入主序星时会维持在林轨迹(意思是完全的对流体)的状态,并在林轨迹的底部进入主序带。质量高于0.5太阳质量的恒星,当林轨迹结束时,亨耶迹的状态就会开始,当恒星内部的温度上升到足够高时,中央的不透明度便会降低,辐射传输能量的效率相对的被提升,会比对流更有效率:对一定质量的恒星而言,在林轨迹中光度最低的恒星是因为他依然完全以对流来传输能量。

在林轨迹的对流意谓著恒星将要进入主序带与有着完全均匀的结构。

亨耶迹

亨耶迹是质量高于0.5太阳质量的原恒星在结束林轨迹之后,在赫罗图上继续发展的路径。天文学家路易斯·G.·亨耶和他的同事在1950年代显示原恒星会继续保持一段收缩与辐射平衡的周期之后才会进入主序带。

亨耶迹的特征是在接近流体静力平衡的状态下缓慢的塌缩,在赫罗图上几乎是水平的逐渐趋近主序带(意思是光度几乎不变)。



亚恒星

亚恒星天体,也被称为亚恒星,是一类质量小于恒星的质量下限的天体。恒星质量下限约0.08M☉(约80倍木星质量),天体的质量只有达到该质量下限,才能够维持天体内的氢聚变。该类天体包括:棕矮星和行星质量体——尽管这两类天体的形成机制有所不同,其四周是否存在主星的情况也不同。

假设一颗亚恒星天体的物质构成类似于太阳,而其最小质量接近于木星质量(约为太阳质量的千分之一),则其半径则也将接近于木星半径(约为太阳半径的十分之一)。当一个亚恒星天体恰好处于触发氢聚变的临界条件下时,其内核的简并压缩将十分剧烈,密度将达到约1千克/立方厘米;但是随着亚恒星天体质量的减小,其内核密度也将随之减小,当质量仅相当于木星质量时,其内核密度将小于10克/立方厘米。由于天体密度的减小抵消了天体质量的减小,所以亚恒星天体的半径能够大致保持恒定。

一个质量恰好处于触发氢聚变的临界条件下的亚恒星天体的内核也可能能够短暂的发生氢聚变反应——这一反应将会为天体提供少量的能量——但是却不足以克服天体中持续进行的引力坍缩;同样的,虽然一个质量略大于0.013M☉的天体能够短暂的触发氘聚变,但是燃料也将在大约100万年至1亿年间耗尽。这些燃料耗尽之后,亚恒星天体所能使用的能量将仅仅来自于引力势能,这将导致天体逐渐冷却和收缩。环绕恒星运行的亚恒星天体由于能够接收到恒星的热量,其冷却收缩的的过程可能较为缓慢,并将逐渐达到一种辐射出的能量相当于从恒星处接收的能量的平衡状态。

行星质量体

行星质量体(Planetary-mass objects),是一个质量落入行星定义范围的天体:有足够的质量,能以自身的重力克服刚体力,因此能呈现流体静力平衡的形状(接近圆球体),但不足以像恒星一样维持核心的氘的融合。

星际行星

粗略地说是不绕任何恒星公转的行星。虽然其不围绕任何星体公转,却只具有行星质量。它们或是受到其他行星等天体的引力影响而被抛出原本绕着公转的行星系统,或是在行星系统形成期间被弹射出来原行星,以致流浪于星系或宇宙之中。2011年科学家利用重力微透镜法首度证实星际行星的存在,并推测银河系内木星大小的星际行星数量有恒星的两倍之多。虽然它们在星际中流浪,但不代表它们没有生命,可是其上存在的生命可能也只是如细菌般的微生物。

原本的恒星

在密近双星系统(靠得很近的双星)中,较轻的恒星会转移质量至另一颗伴星。The shrinking star can then become a planetary-mass object. An example is a Jupiter-mass object orbiting the pulsar PSR J1719-1438.

卫星型行星和星盘行星

有些较大型的卫星,例如木星的伽利略卫星或者土星的土卫六,他们的大小接近甚至超越水星。Alan Stern认为星体应否被定义成行星只应视乎其物理特性而无关其位置,并提出了卫星型行星这个字来称呼她们。以这个概念,Stern认为小行星带和凯伯带的矮行星也应被算作行星。

星际行星

星际行星(英语:Interstellar planet),或称为流浪行星(Rogue planet)、游牧行星(nomad planet)、自由浮动行星(free-floating planet)或孤儿行星(Orphan planet),粗略地说是不绕任何恒星公转的行星,或只围绕星系公转的行星。虽然其不围绕任何星体公转,却只具有行星质量。它们或是受到其他行星等天体的引力影响而被抛出原本绕着公转的行星系统,或是在行星系统形成期间被弹射出来原行星,以致流浪于星系或宇宙之中。2011年科学家利用重力微透镜法首度证实星际行星的存在,并推测银河系内木星大小的星际行星数量有恒星的两倍之多。虽然它们在星际中流浪,但不代表它们不能支持生命,但其上存在的生命可能也只是如细菌般的微生物。

而并非被抛离行星系的巨大星际行星,则是以恒星形成的方式诞生。这种星际行星被国际天文联合会定义为次棕矮星,如只有8个木星质量的蝘蜓座110913-773444。人类已知最接近地球的星际行星为距离地球80光年的PSO J318.5-22。

发现

当一个行星大小的天体经过一个背景恒星时,其引力场将会导致该恒星的亮度瞬间上升,这就是微引力透镜现象。日本大阪大学的天体物理学家高广寿美及其同事们成立了天文物理重力微透镜观测(Microlensing Observations in Astrophysics)和光学重力透镜实验(Optical Gravitational Lensing Experiment)团队,猷于2011年先后使用新西兰约翰山大学天文台的1.8米MOA-II望远镜、华沙大学的1.3米望远镜和拉斯坎帕纳斯天文台的望远镜加上重力微透镜观测法,以寻找星际行星。他们总共观察到474次重力微透镜现象,其中10次有足够证据显示星际行星的存在。他们亦推测在银河系内,木星大小的星际行星数量将近主序星数量的两倍。部分天文学家更认为星际行星的数量比主序星数量还要多10万倍。于2013年,泛星计划用直接摄像法发现了系外行星PSO J318.5-22。

特性

一般人或会认为,该等行星在没有太阳的环境下,其温度一定接近绝对零度。但在1999年大卫·史提芬逊(David J. Stevenson)发表的论文则提出不同的看法,文中提及被逐出太阳系的行星,由于有“放射性热力散失”(radiative heat loss),因此在冰冷宇宙中,它们或可保留气态的浓密大气层,因此有可能不会被冻结。此推论以大气的阻光度来推测的,大气越浓密,阻光度越高,因此浓厚的氢气可阻挡不少放出的红外线,保留热力。

另方面,有认为在行星系统形成期间,有不少较小的原行星会被弹射出该系统。由于距离太阳越远,行星所接收的紫外线会越少,其空气分子的动能也会越少,在这种情况下,重力与地球相近的行星可保留其氢气和氦气。

通过计算,一个与地球体积相近的行星,在一个千巴氢气的大气压力下,其核心的放射性同位素发生衰变所产生的地热能可把表面温度上升至水的熔点,因此有认为该等行星或有海洋存在。他们也认为该类行星的地质活动可持续极长的时间,通过地质活动产生磁层抵御外来辐射,以及海底火山活动,能为行星的生命提供能量,所以其上是有可能有生命的。但要侦测该类行星的存在可谓十分困难,因相对于宇宙背景辐射,它们所释出的微波会显得极弱。

同时,气态流浪行星周围也有可能有像木星般庞大的卫星系统。在其卫星群与流浪行星的潮汐作用下可保有热力,所以可能存在生物。卫星上也有可能存在靠分解卫星上的物质获得能量的微生物。

双星际行星系统

蛇夫座162225-240515(Oph 162225-240515),或简称为蛇夫座1622,是第一对发现的星际行星双行星系统。天文学家利用欧南天文台(ESO)望远镜,发现了一对双行星,其中一颗子星的质量只有7倍木星质量,另一颗较大的子星也只有14倍木星质量,年龄可能只有100万年左右,相距距离则约为240天文单位(约冥王星到太阳的6倍),距离地球约400光年远,位在蛇夫座方向一个恒星诞生区中。

次棕矮星

次棕矮星(英语:sub-brown dwarf)是一种与恒星及棕矮星形成方式相同(即透过星云塌缩而成),但拥有行星等级质量的天体。它们的质量甚至比棕矮星的质量下限(大约木星质量的13倍)还要低,因此它们并非棕矮星,故名“次棕矮星”。不同于棕矮星的性质,它们的质量不足以进行氘的融合。

失败的棕矮星

次棕矮星是以恒星形成的方式,经由气体云的坍缩形成,而不是经由拱星盘的核心坍缩或吸积,因此并非行星。但是,次棕矮星和行星之间的差异至今仍不清楚。因此,天文学家们便分为两个阵营,分别支持和反对以一颗行星的形成方式和过程,作为划分天体的分类方法。

自由浮动的次棕矮星在外观上与一个被抛出行星系统的气体星际行星并无差异,因此很难被区分出来。同样,次棕矮星很容易被另一个恒星捕获,使之环绕该恒星公转。这便会令到被捕获的次棕矮星看似一个气体巨行星,同样很难被区分出来。为此,国际天文学联合会太阳系外行星工作组(International Astronomical Union Extra-Solar Planets Working Group)为次棕矮星作出定义,即“一个在年轻星团中自由浮动,但质量少于棕矮星质量下限的天体。”

质量下限

一个能够透过气体云坍缩形成的次棕矮星的质量必须大于一木星质量。这是因为气体云透过重力收缩是需要以散热的方式释放能量,而这亦会被气体的不透明度所限制,故质量必须大于一木星质量才能有足够的重力进行坍缩。一个质量为三木星质量的天体现在被怀疑是一个次棕矮星。

矮次棕矮星

矮次棕矮星,是指比次棕矮星还小的行星质量等级的天体。这些矮次棕矮星的质量甚至低于木星质量,因此无法进行核聚变反应,故未能成为主序星,并在原恒星阶段结束后即开始冷却。

星际天体

一个备用的定义包含相同的质量范围(低于棕矮星,但是在行星的质量范围),但是不受任何恒星的引力影响。这些通常属于自由漂浮行星,这种用法是国际天文联合会对太阳系外行星的一种临时定义。

被怀疑是次棕矮星的天体

环绕恒星公转

关于这些天体是次棕矮星还是行星,科学界至今还没有达成共识。
WD 0806-661 B
室女座DT c

环绕棕矮星公转

关于这些天体是次棕矮星还是行星,科学界至今还没有达成共识。
2MASS J04414489+2301513的伴星,其质量为5–10木星质量
2M1207b

自由漂浮行星
S Ori 52
UGPS J072227.51-054031.2
蝘蜓座110913-773444
CFBDSIR2149-0403
2MASS J044144
2M1207b
SCR 1845-6357 B
OTS 44
UGPS J0722-05

恒行星

恒行星(Planetar)是指比次棕矮星还小的行星质量等级的天体,它的质量比太阳质量的0.004倍还要低(低于4倍木星质量),甚至可能比木星质量还低,温度比行星略高。此类星体是以恒星形成的方式,经由气体云的坍缩形成,温度是来自原恒星阶段来自重力能量的加热或摩擦造成的温度,但因质量太小无法发生核聚变反应,故无法进入主序星阶段,原恒星阶段结束后即开始冷却。

另外,恒行星也可以指次棕矮星,或核聚变完全停止的棕矮星,质量很小的红矮星当氢耗尽时,若质量太小无法收缩变成白矮星,而形成一个冷却的气体天体,也可以称做恒行星。

恒行星还有另外的定义,就是不绕任何恒星公转、自由漂浮在宇宙或绕着星系中心公转的星际行星,他们可以比上述天体还小,甚至低于地球质量(0.000006太阳质量),形成原因可能是是受到其他行星等天体的引力影响而被抛出原本绕着公转的行星系统,或是在行星系统形成期间被弹射出来原行星。

已经提出了两个定义,但也取得了在天文学和行星科学界广泛使用。

恒行星(Planetar)一词是由"planet"(行星) + "star"(恒星),意即体型介于行星和恒星之间的天体,目前还没有确定的中文翻译,或中文翻译还没有共识,可以称做恒行星、次恒星、超行星、矮次棕矮星。

 

   
相关类型:
W(共15条信息)
相关信息:
软体动物
协调世界时
联星
天体命名
行星体系命名法
地球构造
主小行星带
古生代
太阳圈
矮行星


        
CopyRight © 2005-2016 hugbear.net 京ICP备05058937号 网站地图 关于我们

京公网安备 11011402010044号