怎样区分恒星和行星
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.恒星的形成 在宇宙发展到一定时期，宇宙中充满均匀的中性原子气体云，大体积气体云由于自身引力而不稳定造成塌缩。这样恒星便进入形成阶段。在塌缩开始阶段，气体云内部压力很微小，物质在自引力作用下加速向中心坠落。当物质的线度收缩了几个数量级后，情况就不同了，一方面，气体的密度有了剧烈的增加，另一方面，由于失去的引力位能部分的转化成热能，气体温度也有了很大的增加，气体的压力正比于它的密度与温度的乘积，因而在塌缩过程中，压力增长更快，这样，在气体内部很快形成一个足以与自引力相抗衡的压力场，这压力场最后制止引力塌缩，从而建立起一个新的力学平衡位形，称之为星坏。 星坯的力学平衡是靠内部压力梯度与自引力相抗衡造成的，而压力梯度的存在却依赖于内部温度的不均匀性（即星坯中心的温度要高于外围的温度），因此在热学上，这是一个不平衡的系统，热量将从中心逐渐地向外流出。这一热学上趋向平衡的自然倾向对力学起着削弱的作用。于是星坯必须缓慢的收缩，以其引力位能的降低来升高温度，从而来恢复力学平衡；同时也是以引力位能的降低，来提供星坯辐射所需的能量。这就是星坯演化的主要物理机制。 下面我们利用经典引力理论大致的讨论这一过程。考虑密度为 ρ、温度为t、半径为r的球状气云系统，气体热运动能量： et= rt= t (1) 将气体看成单原子理想气体,μ为摩尔质量，r为气体普适常数 为了得到气云球的的引力能eg，想象经球的质量一点点移到无穷远，将球全部移走场力作的功就等于-eg。当球质量为m，半径为r时，从表面移走dm过程中场力做功： dw=- =-g( )1/3m2/3dm (2) 所以：-eg=- ( )1/3m2/3dm= g( m5/3 于是： eg=- (2)， 气体云的总能量: e=et+eg (3) 热运动使气体分布均匀，引力使气体集中。现在两者共同作用。当e>0时热运动为主，气云是稳定的，小的扰动不会影响气云平衡；当e<0时，引力为主，小的密度扰动产生对均匀的偏离，密度大处引力增大，使偏离加强而破坏平衡，气体开始塌缩。由e≤0得到产生收缩的临界半径 ： (4) 相应的气体云的临界质量为： (5) 原始气云密度小，临界质量很大。所以很少有恒星单独产生，大部分是一群恒星一起产生成为星团。球形星团可以包含105→107个恒星，可以认为是同时产生的。 我们已知：太阳质量：mθ=2×1033,半径r=7×1010,我们带入(2)可得出太阳收缩到今天这个状态以释放的引力能 太阳的总光度l=4×1033erg.s-1如果这个辐射光度靠引力为能源来维持，那么持续的时间是: 很多证明表明，太阳稳定的保持着今天的状态已有5×109年了，因此，星坯阶段只能是太阳形成像今天这样的稳定状态之前的一个短暂过渡阶段。这样提出新问题，星坯引力收缩是如何停止的？此后太阳辐射又是以什么为能源？ 行星是如何形成的呢？在一个恒星边上，可能吸收了比较多的宇宙灰尘聚集，拿太阳举例：太阳大约在40亿年前，就吸收很多灰尘，灰尘之间互相碰撞，粘到一起。长期以来，出现了大量的行星胚叫做星子，当时至少有几十亿的星子围绕太阳运动。星子之间作用规律是：两个星子如果大小差距悬殊，并且彼此的速度不大，碰撞以后，小星子就会被大星子吸引而被吃掉。这样，大的星子越来越大。如果两个星子大小差不多，彼此速度很大，他们碰撞后就会破裂，形成许多小块，而后，这些小块又陆续被大星子吃掉。这样，星子越来越少。大行星就是当时比较大的星子，无数小行星就是当时互相吞并时期没有被吃的幸运儿。
