恆星形成

在產生恆星的稠密星雲中，大部分氫以分子的形式存在，因此這些星雲被稱為分子云。觀測表明，最冷的分子云傾向於形成低質量恆星，首先在雲層內部的紅外線中觀察到，然後在雲層消散時在其表面的可見光中觀察到，而通常較温暖的巨型分子云產生各種質量的恆星。這些巨型分子云的典型密度為每立方厘米100個粒子，直徑為100光年，質量高達600萬個太陽質量，平均內部温度為10 K。

分子云的質量佔銀河系總質量的一半。在銀河系中，估計有6000個分子云，每個分子云的質量都超過100000太陽質量。離太陽最近的一個正在形成大質量恆星的星雲是獵户座星雲，距離太陽1300光年，低質量恆星的形成大約發生在400-450光年遠的ρ Ophiuchi雲系中。

恆星形成的一個更緊密的地方是由緻密氣體和塵埃組成的不透明雲（暗雲），稱為博克球狀體，以天文學家巴特博克的名字命名。這些雲可以與坍塌的分子云聯合形成，也可以獨立形成 ^[1]  。博克球狀體的直徑通常可達一光年，質量為幾個太陽質量。它們與明亮的星雲或背景恆星形成對比容易被觀測到。超過一半的已知博克球狀體被發現含有新形成的恆星。

大質量恆星（大於8個太陽質量）形成原恆星後會具有很強的紫外輻射，這些輻射出來的紫外光子會電離星周物質（光致離解）。由於分子云中大部分是氫原子和氫分子，所以這片電離的區域又被叫做電離氫區。

由於恆星誕生於分子云中的緻密區域，只能利用可見光以外波長的觀測。1997年的2微米全天巡天（The two Micro All Sky Survey；2MASS ^[2]  ）是最早的大尺度近紅外巡天觀測，揭示了近紅外的宇宙圖像。然而即使是紅外觀測，實際上也遭遇了困難，大氣層在20微米到850微米幾乎是完全不透明的，只有在200微米和450微米有狹窄的窗口。在這範圍之外必須使用消光技術觀測。比較著名的消光觀測有數字巡天觀測（Digitized Sky Survey I；DSS ^[3]  ）和斯隆數字巡天觀測（The Sloan Digital Sky Survey; SDSS ^[4]  ）。

除了近紅外消光之外，塵埃連續譜輻射和分子轉動躍遷輻射也可以直接探測分子云內部的結構，尤其是分子躍遷輻射光譜，可以精確的測得分子云的運動學特徵（引力塌縮，外向流等）。銀河系內的分子云動力學圖景可以參考哥倫比亞大學的CO分子巡天 ^[5]  。

根據恆星質量不同，它的形成機制也有些微不同。低質量恆星形成的理論得到了觀測的有力支持，即低質量恆星是由分子云中旋轉密度增加的引力坍縮形成的。由氣體和塵埃組成的旋轉雲的塌縮導致吸積盤的形成，物質通過吸積盤被引導到中心原恆星上。為了維持角動量守恆，原恆星上垂直盤的軸的兩極會有物質外流。對於大質量恆星的形成機制還不瞭解。

大質量恆星釋放出大量的輻射，這些輻射會對正在形成的物質產生反作用力。過去，人們認為這種輻射壓力可能足夠大，足以阻止大質量原恆星的吸積，並阻止質量超過幾十個太陽質量的恆星的形成。最近的理論研究表明，噴流和外流的產生清除了一個空腔，大質量原恆星的大部分輻射可以通過這個空腔逸出，而不妨礙通過圓盤和原恆星的吸積 ^[6]  。大質量恆星可能因此能夠通過一種類似於低質量恆星形成機制的機制形成。越來越多的證據表明，至少一些大質量的原恆星確實被吸積盤所包圍。其他一些關於大質量恆星形成的理論仍有待於觀測檢驗。其中，也許最突出的是競爭吸積理論，它表明大質量的原恆星是由低質量的原恆星“播種”的，這些原恆星與其他原恆星競爭，從整個母體分子云中吸積物質，而不是僅僅從一個小的局部區域 ^[7-8]  。