基本介紹
基本介紹,定名過程,後續發展,現狀,
基本介紹
定名過程
在早期望遠鏡觀測者的視野中，銀河系內那些看起來空洞無物的暗黑區域就被當作真實的空穴，當時的人們認為，透過這些空穴可以一窺深空。後來人們知道，這些區域是暗星雲的所在，其間濃密的分子雲遮擋住了後方的星光。
1947年，哈佛大學的荷蘭裔天文學家巴特·博克(Bart Bok)和同事Edith F. Reilly經多年仔細研究後提出，一類往往與延展星雲物質相關的冷暗雲團正是恆星的前身，其中的恆星前身正處於引力坍縮階段。他們的結果在當時並未引起關注，直到20世紀80-90年代紅外天文學興起後，這一觀點方才被證實。因此這類暗星雲被稱作博克球狀體。
與其黑暗無星的外表相反，這些孤立的小雲團在原恆星盤形成的關鍵過程中扮演了重要角色，提供了研究恆星早期演化的重要手段。博克球狀體一般分布在H II區內，如在鷹狀星雲M16、IC 2944、NGC 281等發射星雲中均有分布。其典型尺度約為半光年，質量數倍於太陽，99%以上的成分是低溫氫與氦氣體，而其餘不足1%的部分以重元素微粒為主（包括二氧化碳等凝固的氣體顆粒），是阻擋星光的罪魁，也是研究該類型天體的挑戰所在。
後續發展
在1947年後的幾十年中，儘管缺乏觀測，對博克球狀體的理論研究還是有所進展的。這些理論的關鍵出發點一般都是：在星際介質密度較大、溫度較低且受到附近恆星輻射影響的區域，物質更容易集中，直到某一時刻，引力克服氣體壓力而成為支配性的力量，導致了氣體雲坍縮。
像Barnard 68這樣的單個博克球狀體是研究原恆星坍縮的絕佳實驗室。在坍縮前，球狀體本身處於暫時的流體平衡中，但這只是臨界狀態。如果博克球狀體能積聚足夠的星際氣體，它就有可能形成恆星，否則，它的命運將是消散在宇宙空間中。頗具諷刺意味的是，博克球狀體的極低溫度（幾至十幾開爾文，可以算是宇宙中最寒冷的天體之一，此溫度下凝結的一氧化碳、氮氣等氣體顆粒大量附著在塵埃表面）正是未來燦爛星光的先決條件。如果氣體雲溫度過高，較強的氣體壓力將對將來的引力坍縮構成嚴重的阻礙，而後者是形成恆星的必經之路。只有在向外的氣體壓力足夠小的情況下，引力才能在坍縮過程中使物質釋放足夠的能量，引燃核心。
而同樣諷刺的是，阻擋了星光的塵埃同時也是研究博克球狀體內部結構的重要手段。通過觀測不同區域塵埃對背景星的消光和紅化情況，人們可以了解不同區域的氣體雲密度和塵埃的分布情況，因為天文學家很早就掌握了星際消光和紅化的規律。
當然，為做到這一點，必須觀測足夠多的背景星。但哪怕是較小的球狀體也足以遮擋絕大部分來自後面的星光，所以如要達到足夠的精度，靈敏的探測器和大口徑望遠鏡是必需的。直到近年，歐洲南方天文台等機構的觀測才發現，博克球狀體的徑向結構與恆星類似，為多層球狀，自中心向周邊密度依次遞減，球體中與引力抗衡的只是氣體壓力，這與博克在40年代作出的預言相符。
現狀
90年代以來，人們通過紅外觀測，發現博克球狀體內還存在很多有趣的東西，如作為原恆星特徵的紅外源、Herbig-Haro天體、分子流等。而通過觀測毫米波發射線，人們還在球狀體中發現了流向吸積中原恆星的物質流的最佳證據。2003年初，哈佛-史密松天體物理中心的Charles Lada宣布，通過觀測譜線的都卜勒位移，他的小組發現了博克球狀體Barnard 68的振動，這也許是該球狀體已經開始坍縮的線索。
不過目前對博克球狀體來源的了解仍舊不是很清楚。Barnard 68這樣的孤立球狀體被認為是被超新星或大質量恆星星風瓦解的大分子雲的殘餘物，它們很可能是太陽這樣小質量孤立恆星的前身。另外，目前對分子雲距離的確定仍不是很精確，這也影響了進一步研究。
