原恆星

原恆星係喺星際介質中嘅巨分子雲收縮下出現嘅天體，係恆星形成過程中嘅早期階段。對一個太陽質量嘅恆星嚟講，呢個階段至少持續大概十萬年。佢始於分子雲核心嘅密度增加，以金牛T星嘅形成結束，然後就發展進入主序帶。呢個階段由金牛T風－一種恆星風嘅開始宣告結束，標誌著恆星從質量嘅吸積進入能量嘅輻射。

觀測顯示巨型分子雲總體上近似喺維里平衡嘅狀態，星雲中嘅重力束縛能被星雲中構成分子嘅動能平衡。任何對雲氣嘅干擾都可能擾亂佢嘅平衡狀態，干擾嘅例子可以係嚟自超新星嘅震波；星系內旋臂嘅密度波，或者係同第二啲雲氣嘅接近或碰撞。無論擾動嘅來源係邊一種，只要夠大就可能喺雲氣內嘅特定地區造成重力大過熱動能嘅重力變化。

英國物理學家詹姆士·金斯曾經詳細討論過上述嘅現象。佢顯示到，喺適當嘅情況下，一團雲氣或其中嘅一部分，將開如上述嘅收縮。佢導出咗一條公式可以計算雲氣所需嘅大細同質量，以及喺重力收縮開始前嘅溫度同密度。呢個臨界質量就係所知嘅金斯質量，可以由下式得到：

$M_{j}={\frac {9}{4}}\times \left({\frac {1}{2\pi n}}\right)^{\frac {1}{2}}\times {\frac {1}{m^{2}}}\times \left({\frac {kT}{G}}\right)^{\frac {3}{2}}$

n係特定區域的密度，m係喺雲氣內氣體平均嘅質量，而T係氣體嘅溫度。

碎裂

恆星經常被發現係成群嘅，而且睇似係同一個時間形成嘅，亦即係所知嘅星團。噉可以被解釋為當雲氣收縮時佢嘅密度係唔均勻嘅。事實上，第一個指出呢一點嘅係理察·拉森，當恆星喺巨分子雲內形成時，可以全面嘅觀察到喺雲氣內所有尺度上嘅湍流速度都增加咗。呢啲湍流嘅速度壓縮氣體產生震波，通常會喺巨分子雲尺度同密度嘅廣大範圍內引發絲狀同埋團塊嘅結構。呢個過程被稱為湍流碎裂。一啲團塊結構超過咗金斯質量並且重心變得唔穩定，可能會被分顆成單一或多星嘅係統。

無論原因係點，雲氣因碎裂而變得較細，密度較高嘅區域可能會持續再成為更細嘅區域，結果係成為原恆團。噉同星團係普遍存在嘅觀測現象一致。

來自重力能量嘅加熱

當雲氣繼續收縮時，佢嘅溫度會增加。呢個唔係核反應造成嘅，只係重力能量轉換成嘅熱動能。當微粒（原子或分子）因為喺收縮嘅碎片中而減少至質量中心嘅距離時，就會導致重力能量減少。但係因為總能量嘅守恆，因此隨著重力能量嘅減少，微粒嘅動能亦相對地增加。熱動能嘅增加會令雲氣溫度上升，雲氣越收縮溫度就增加得越多。

分子間嘅碰撞經常亦可以令佢哋成為激發狀態，然後經由輻射嘅發射衰變狀態。呢啲輻射都有特定頻率，喺呢啲溫度（10至20K）發射嘅輻射係光譜中嘅微波或紅外線。呢啲輻射大部分都會由雲氣中逃出，因此能夠防止溫度快速上升。

當雲氣收縮時，分子嘅數值密度會增加，噉最終會令散發嘅輻射越嚟越難走得甩。實際上，氣體對呢啲輻射會變得唔透明，並且雲氣內嘅溫度將開始更快速上升。

雲氣喺紅外線變得唔透明嘅事實，也使我哋難以直接觀測到雲氣內發生嘅變化。我哋必須使用波長更長嘅無線電觀察還能逃逸出來嘅輻射。另外，理論同埋計算機嘅數值模擬亦係了解呢個階段所必須嘅。

直到周圍嘅物體落入中心嘅凝塊，原恆星嘅階段先算係開始。而當周圍嘅氣體同塵粒都已經消散，吸積嘅過程亦都停止，呢粒原恆星至會被考慮係前主序星。

歷史

「原恆星」呢個詞係喺1889年嘅出版物首次出現嘅。

" 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"

"原恆星獲得兩個濃縮體將發展成為聯星並且係穩定嘅[..]個結果係聯星或單獨嘅恆星，取決於原恆星嘅總角動量。"

睇埋

• 赫比格-哈羅天體
• 主序前星
• 原行星盤
• 原恆星盤
• NGC 7538：經已被發現嘅最大原恆星之家，大概係太陽系嘅300倍大細。

出面網頁

• Planet-Forming Disks Might Put Brakes On Stars (SpaceDaily) Jul 25, 2006
• Planets could put the brakes on young stars Lucy Sherriff (The Register) Thursday 27th July 2006 13:02 GMT
• Why Fast-Spinning Young Stars Don't Fly Apart (SPACE.com) 24 July 2006 03:10 pm ET