第一部分我们银河系中的恒星形成
　　第1章概览
　　恒星形成的复杂过程一定在遥远的过去发生过无数次.毕竟大爆炸没有造就一个充满恒星的宇宙，而是造就了一个充满弥散气体的宇宙.气体如何变成恒星是本书的主题.任何希望研究这个问题的人都有这个事实的辅助：恒星形成现在也正在发生，并且是在距离近到这个转换过程可以在一些细节上进行研究的那些区域发生.实际上，这个领域中的大多数研究包括了我们大胆的、经常是被误导的尝试，试图解释我们身边究竟在发生什么.
　　因此，我们以数据开始.第一部分的四章描述了银河系中恒星形成活动的各个方面.我们讨论了星际空间中气体的性质、产生恒星的云的结构和年轻星群的形态.这里的处理是相当宽泛的，因为所有这些主题都将在后面重新讲述.我们的第一个任务是向读者介绍有趣的主题——年轻恒星本身和它们诞生的环境.我们以对两个相对较近的区域描述性的介绍开始，然后再对恒星和它们的演化进行更定量化和更物理的描述.
　　1.1恒星育婴院：猎户座
　　猎户座的图像是北半球冬季星空熟悉的景象.它是*容易辨认的星座之一，包含了70颗*明亮恒星中的十分之一.或许大家不太熟悉的是，这个区域是一个异常活跃的恒星形成的地点.多年来，没有类似的区域得到过这样密集的天文学上的关注以及被用以这样多的观测工具进行研究.我们向读者指出图1.1中的天图.这里，这个星座中一些较突出的成员被标注出来，包括在猎人右肩的红超巨星参宿四(Betelgeuse)，以及他左脚明亮的蓝色的参宿七(Rigel).组成猎人腰带的三颗星的南边是一个明亮的模糊的斑块.这是猎户星云，是被内埋于其中的猎户四边形星团(Trapezium)恒星的强烈辐射加热的一块气体云.
　　1.1.1巨分子云
　　类似猎户座四边形星团中恒星的那些年轻恒星是从一块被称为猎户分子云的气体团中形成的.这个天体的范围用图1.1中的阴影表示.在它*长的方向，这个云块在天空中覆盖了15.，或者120pc(在450pc的距离处)à.猎户座不过是银河系中发现的数千块巨分子云，或称分子云复合体中的一个.这里的气体主要是分子氢，H2，总质量为105M⊙的量级，这些结构是银河系中*大的连续实体，并且几乎都在产生新的恒星.
　　“我们了解分子云”这件事是射电天文学的胜利.这些区域中的气体对于产生可见光波段的辐射来说太冷了，但可以通过示踪分子(如CO)的射电辐射探测到.这里，观测者经常依赖可以扫描天空的延展区域的单天线.对于单个区域的更细致的研究，人们可以利用这个事实：连接在一起的一些天线等效地增大了探测器面积并且提高了角分辨率.这样的干涉仪已经成为强有力的研究工具，特别是对于研究新形成的恒星周围的物质分布.
　　图1.2的左图是整个猎户分子云的高分辨率的CO成图.在这种情况下，观测是用一台相对较大的单天线望远镜完成的.探测的谱线通常使用主要的同位素分子12C16O的2.6mm跃迁.我们在图中区分两个主要的子区域，标为猎户座A(OrionA)和猎户座B(OrionB).整个复合体的长条形状和它的高度团块化是这些结构的一般特征.
　　除了气体，分子云还包含小的固体颗粒，星际尘埃颗粒的混合物.这些粒子能够有效地吸收波长小于它们直径(大约0.1μm)的光并且将这能量重新辐射到红外波段.尘埃有效遮挡来自背景恒星的光的那些区域传统上被称为暗云.一般地，这些区域代表了一个荧光云复合体中较高密度的子单元，尽管它们也可以被单独发现.注意：尘埃导致的消光依赖于它的柱密度，即体密度沿视线方向的积分.图1.3描绘了猎户座中主要的暗云，通过追踪光学照片中的强遮挡来确定.一些*突出的结构，诸如L1630和L1641，是由它们在Lynds云星表中的标号标记的.阴影区域，包括有NGC序号的区域，主要是反射星云，即将来自附近的恒星的光学光散射到我们的方向的尘埃云.
　　来自温暖的尘埃粒子的中红外和远红外辐射提供了另外一个研究猎户座区域的方法.第一台专门用于红外测绘天空的仪器是IRAS(红外天文卫星)，于1983年发射.图1.4和前两个图有相同的角尺度，以在12μm、60μm和100μm拍摄的三幅单色IRAS图像的合成图像显示了猎户分子云.这个光谱区域的辐射主要来自加热到大约100K的尘埃.在这样一个延展的区域保持这个适中的温度需要许多具有高内禀光度的恒星.
　　回到图1.2的12C16O成图，我们看到一些和反射星云相关的区域有封闭的嵌套轮廓，表明局域射电强度的增强.接收到的12C16O强度和氢的柱密度相关，因而这些增强表明存在内埋的团块.2.6mm跃迁*容易被数密度接近103cm.3的气体激发，并且这个跃迁在更高的数密度相对较弱.不过，有其他的示踪物可以探索较密的区域.图1.2的插图是CS的3.1mm线——在104cm.3附近被激发的跃迁——Orion B的成图.这里，大多数团块的大小大约是0.1pc，推测的质量接近20M⊙，而那些*大的有十倍于此的质量.这些宽广的分子云气体海洋中局域的峰被称为致密云核，是真正恒星形成的地点.
　　在致密云核中诞生的恒星主要在光学波段辐射，但是这些短波长的辐射不能穿透高柱密度的尘埃.但是和之前一样，尘埃可以被加热到发出可以逃出的波段

目录
译者序
前言
第一部分　我们银河系中的恒星形成　
第1章　概览　3　
1.1　恒星育婴院：猎户座　3　
1.1.1　巨分子云　3　
1.1.2　猎户星云和BN-KL区域　7　
1.2　恒星育婴院：金牛座-御夫座　10　
1.2.1　暗云　10　
1.2.2　T星协　12　
1.3　恒星及其演化　15　
1.3.1　基本性质　15　
1.3.2　主序　17　
1.3.3　早期阶段　19　
1.3.4　核燃料的消耗　22　
1.4　银河系的情况　23　
1.4.1　银河系结构　24　
1.4.2　旋臂　24　
1.4.3　气体和恒星的循环　27　
本章总结　28　
建议阅读　29　
第2章　星际介质　30　
2.1　银河系气体和它的探测　30　
2.1.1　来自原子氢的射电发射　30　
2.1.2　中性氢分布　32　
2.1.3　分子气体　34　
2.1.4　电离氢区　34　
2.2　星际介质的相　36
2.2.1　压力平衡　36　
2.2.2　中性氢的垂向分布　38　
2.2.3　暖的和热的云间气体　39　
2.3　星际尘埃：消光和热发射　40　
2.3.1　消光和红化　41　
2.3.2　辐射转移　42　
2.3.3　消光和光学厚度　45　
2.3.4　黑体辐射　46　
2.4　星际尘埃：尘埃颗粒的性质　48　
2.4.1　消光效率　48　
2.4.2　尺寸分布和丰度　50　
2.4.3　星光的偏振　52　
2.4.4　PAH　53　
本章总结　55　
建议阅读　56　
第3章　分子云　58　
3.1　巨分子云　58　
3.1.1　银河系中的分布　59　
3.1.2　内部的团块　60　
3.1.3　原子成分　63　
3.1.4　起源和消亡　64　
3.2　维里定理分析　65　
3.2.1　定理的描述　65　
3.2.2　自由下落时标　67　
3.2.3　巨分子云复合体的支撑　68　
3.3　致密云核和Bok球状体　70　
3.3.1　宁静的气体　70　
3.3.2　内禀形状　74　
3.3.3　磁场　77　
3.3.4　转动　78　
3.3.5　Bok球状体的结构　80　
本章总结　82　
建议阅读　83　
第4章　年轻恒星系统　84　
4.1　内埋星团　84
4.1.1　近红外巡天　85　
4.1.2　成员恒星的分类　88　
4.1.3　星团光度函数　90　
4.1.4　星群的形态　91　
4.2　T星协和R星协　93　
4.2.1　金牛座T型星的诞生地　93　
4.2.2　赫罗图：主序起始　96　
4.2.3　星协光度函数　100　
4.2.4　中等质量天体　101　
4.3　OB星协　102　
4.3.1　银河系中的位置　102　
4.3.2　膨胀　105　
4.3.3　主序终结拐点　106　
4.3.4　猎户座星协　108　
4.3.5　内埋星和逃逸星　109　
4.4　疏散星团　111　
4.4.1　基本性质　111　
4.4.2　赫罗图中的演化　113　
4.4.3　质量分层　115　
4.4.4　巨分子云造成的毁灭　116　
4.5　初始质量函数　116　
4.5.1　过去和现在的光度　116　
4.5.2　质量分布的特征　118　
4.5.3　星群中的质量函数　120　
本章总结　121　
建议阅读　122　
第二部分　分子云中的物理过程　
第5章　分子跃迁：基本物理　131　
5.1　星际分子　131　
5.1.1　反应热力学　131　
5.1.2　丰度模式　133　
5.1.3　附着到尘埃　135　
5.2　氢分子　136
5.2.1　容许跃迁　137　
5.2.2　形成速率　139　
5.3　一氧化碳　141　
5.3.1　填充转动能级　141　
5.3.2　振动带发射　143　
5.4　氨　145　
5.4.1　对称陀螺　146　
5.4.2　反转线　148　
5.5　水　149　
5.5.1　不对称陀螺　150　
5.5.2　观测到的转动线　151　
5.6　羟基　151　
5.6.1　转动运动的本质　152　
5.6.2　Λ双重态　154　
5.6.3　磁超精细分裂　155　
本章总结　155　
建议阅读　156　
第6章　分子跃迁：应用　158　
6.1　一氧化碳　158　
6.1.1　观测到的轮廓　158　
6.1.2　温度和光深　159　
6.1.3　柱密度　161　
6.1.4　与氢含量的关系　162　
6.1.5　X因子　164　
6.2　氨　165　
6.2.1　为反转谱线建模　165　
6.2.2　辐射俘获　167　
6.3　羟基　169　
6.3.1　塞曼分裂　170　
6.3.2　偏振的谱线　171　
6.3.3　B场的测量　173　
本章总结　175　
建议阅读　176　
第7章　加热和冷却　178　
7.1　宇宙线　178
7.1.1　成分和能量　179　
7.1.2　和分子云的相互作用　181　
7.1.3　氢的电离速率　182　
7.2　星际辐射　184　
7.2.1　主要成分　184　
7.2.2　碳的电离　186　
7.2.3　光电加热　186　
7.2.4　尘埃颗粒的辐照　187　
7.2.5　恒星X射线　188　
7.3　原子导致的冷却　191　
7.3.1　密度依赖　191　
7.3.2　精细结构分裂　192　
7.3.3　Oi和Cii的发射　193　
7.4　分子和尘埃导致的冷却　194　
7.4.1　CO谱线的俘获　194　
7.4.2　CO冷却　195　
7.4.3　尘埃的热效应　197　
本章总结　198　
建议阅读　198　
第8章　分子云的热结构　201　
8.1　分子的堆积　201　
8.1.1　原子包层　202　
8.1.2　H2的破坏和形成　203　
8.1.3　光子穿透　204　
8.1.4　H2和CO的出现　206　
8.2　分子云内部　208　
8.2.1　温度分布　209　
8.2.2　测量电离度　211　
8.2.3　理论推导　212　
8.3　光致离解区　214　
8.3.1　尘埃加热和发射　215　
8.3.2　精细结构冷却　216　
8.3.3　被加热的H2　219　
8.4　跃变激波　221　
8.4.1　温度和密度变化　221
8.4.2　氢的电离　223　
8.4.3　非平衡冷却　224　
8.4.4　分子的形成　225　
8.4.5　尘埃的加热和破坏　225　
8.5　连续激波　226　
8.5.1　*大压缩　226　
8.5.2　磁性前导区　228　
8.5.3　加热和冷却机制　229　
8.5.4　沃尔德不稳定性　230　
本章总结　231　
建议阅读　232　
第三部分　从云到恒星　
第9章　云的平衡和稳定性　237　
9.1　等温球和金斯质量　237　
9.1.1　密度结构　237　
9.1.2　引力不稳定性　240　
9.1.3　临界尺度　243　
9.2　转动位形　245　
9.2.1　庞加莱-瓦弗定理　245　
9.2.2　数值模型　248　
9.2.3　坍缩的易发性　249　
9.3　磁通量冻结　251　
9.3.1　观测到的磁场强度　251　
9.3.2　磁流体动力学方程　253　
9.3.3　估计电导率　254　
9.3.4　理想磁流体动力学中的场输运　255　
9.4　静磁位形　257　
9.4.1　模型的构建　258　
9.4.2　变平的平衡位形　260　
9.4.3　临界质量和面密度　261　
9.4.4　和观测比较　264　
9.5　磁流体动力学波的支撑　266　
9.5.1　扰动分析　266
9.5.2　阿尔芬波和声波　267　
9.5.3　磁声波　269　
9.5.4　等效压强　271　
本章总结　274　
建议阅读　274　
第10章　致密云核的坍缩　276　
10.1　双极扩散　276　
10.1.1　离子-中性粒子漂移　276　
10.1.2　磁通量损失　278　
10.1.3　扁平云的收缩　280　
10.1.4　阿尔芬波的衰减　283　
10.2　由内而外的坍缩　286　
10.2.1　球对称的问题　286　
10.2.2　质量吸积率　288　
10.2.3　热效应　290　
10.3　磁化的内落　292　
10.3.1　致密云核的起源　292　
10.3.2　坍缩期间的磁通量损失　293　
10.3.3　磁重联　296　
10.4　转动效应　297　
10.4.1　磁制动　298　
10.4.2　扭转的阿尔芬波　300　
10.4.3　离心半径　302　
10.4.4　内部结构　305　
本章总结　308　
建议阅读　308　
第11章　原恒星　311　
11.1　首次云核和主吸积阶段　311　
11.1.1　早期增长和坍缩　311　
11.1.2　吸积光度　313　
11.1.3　尘埃包层和不透明间隙　315　
11.1.4　包层的温度　316　
11.2　内部演化：氘燃烧　320　
11.2.1　恒星结构方程　320　
11.2.2　边界条件　321
11.2.3　质量-半径关系　323　
11.2.4　对流的开始　324　
11.2.5　氘恒温器　327　
11.3　原恒星盘　329　
11.3.1　首次出现　329　
11.3.2　演化方程　332　
11.3.3　内盘和外盘　333　
11.3.4　内部扭转　335　
11.3.5　引力不稳定性　336　
11.3.6　螺旋波　338　
11.4　更大质量的原恒星　340　
11.4.1　回到辐射稳定性　341　
11.4.2　氘壳层燃烧　342　
11.4.3　收缩和氢点火　344　
11.4.4　辐射压的效应　347　
11.5　观测搜寻　350　
11.5.1　I型天体的性质　350　
11.5.2　为光谱能量分布建模　352　
11.5.3　O型天体中的尘埃发射　354　
11.5.4　自蚀谱线和不对称谱线　355　
本章总结　358　
建议阅读　359　
第12章　聚星的形成　362　
12.1　大质量分子云的动力学碎裂　362　
12.1.1　金斯长度的角色　3