盡管從所有的意圖和目的來看，單個或雙星可能被認為是在真空中孤立地演化，但它不僅是一個非常大的恆星系統——一個星系——的成員，而且還沉浸在氣體和塵埃的介質中，即星際介質中。

　　在我們的銀河系中，這種背景物質(主要是氣體)佔銀河系質量的百分之幾，大約10°Mo，集中在一個非常薄的圓盤上，厚度不到103光年(我們回憶一下，1ly 9.5× 1015米)，直徑約105光年，靠近銀河系中部。

　　它的平均密度非常小，每立方厘米約有一個粒子，對應的質量密度為10-21 kg - m-3 (10-24 g cm-3);在一個普通的實驗室裡，它會被認為是一個完美的“真空”。

　　星系氣體的主要成分——恆星的形成——是氫，約佔質量的70%，要麽是分子形式(H2)，要麽是中性(原子)氣體(H I)，要麽是電離氣體(H II)，這取決於當時的溫度和密度。

　　剩下的大部分質量是由氦構成的。星際物質並不是均勻分散的，而是存在於氣體雲和塵埃雲中，也被稱為星雲。我們已經遇到了特殊類型的星雲:行星狀星雲、超新星殘骸和新星殼。

　　然而，這些膨脹的星雲壽命相對較短，在消散到星際介質中後，它們的物質與其他更大的物質混合在一起。有相對稠密的雲，其數量密度可達每立方厘米幾千個粒子，還有彌漫的雲間介質，其密度可遠低於每立方厘米一個粒子。

　　星際介質極其豐富多樣，這使得對它的探索更加迷人。當我們談到星際介質中的溫度時，我們指的是氣體的動力學溫度。由大量恆星發出的充滿介質的輻射，與恆星內部的氣體不一樣，與氣體不平衡。然而，正是這種輻射決定了氣體的溫度。

　　紫外線光子使氫電離原子和由此產生的自由電子與離子碰撞。盡管星際介質中粒子的平均自由程約為1013米，與整個太陽系的直徑相當，但這僅為~10-3光年，是典型雲尺寸數十至數百光年的一小部分。

　　因此，氣體確實達到了熱力學平衡，溫度是一個有意義的概念。熱恆星(如大質量主序星)周圍部分電離的氣體雲在幾十光年范圍內的溫度可能達到104 K數量級。

　　這樣一個區域的范圍是通過要求電離平衡來獲得的:吸收的電離光子的數量必須等於單位體積在單位時間內的重組次數。星際介質的H區(通過探測氫原子發射的著名的21厘米射電線來識別)的溫度為50100 K。

　　粗略地說，不同類型的雲內部的壓力是相似的:可能是沒有重力束縛的冷雲，由於星際介質的熱氣體成分施加反壓力而頂住內部壓力而結合在一起。因此密度與溫度成反比。

　　冷雲的典型密度為~107- 108m -3，熱氣體的典型密度為~ 105m -3。除了中性氫和電離氫的冷熱雲之外，還有巨大的、密集的、富含塵埃的分子雲，溫度低至10 K，密度在1-3× 108 m-3甚至更高。

　　它們的質量可達10°Mo，大小約為100光年。恆星就是在這些巨大的氣體雲中誕生的。

　　恆星形成的過程是現代理論天體物理學的前沿問題之一。我們將不處理把星際雲的碎片變成恆星的複雜階段，而隻處理碎片的基本現象的問題。

　　星際氣體雲經常受到擾動，例如，由於附近超新星爆炸產生的衝擊波傳播，

或與其他雲的碰撞。考慮在流體靜力平衡狀態下，均勻溫度為T的低密度雲的理想情況。　　如果在某個地方，隨機擾動會產生一個密度更高的區域，那麽該區域的引力就會增加。氣體壓強也會增加，但不一定。

　　普通星際雲的質量低於這個極限，因此它們是穩定的。只有巨大的氣體和塵埃複合體才容易坍塌。

　　當如此大規模的崩潰被觸發時，問題是它將如何發展，以及它最終是否會停止。這是恆星形成理論的關鍵問題之一。考慮一個坍縮的雲:密度和溫度都增加了，因此臨界質量的值預計會改變。如果金斯質量增加(低效冷卻)，我們將面臨兩種可能性:要麽My的增加足以滿足穩定性準則，在這種情況下，坍縮將停止;要麽My仍然小於雲的質量，在這種情況下，坍縮將繼續。

　　另一方面，如果My減小(有效冷卻)，則對穩定性準則的違反更為嚴重;現在可能會發生雲內的區域違反穩定性準則並開始坍縮，從而導致雲的碎片化。

　　分裂的過程可能會持續到越來越小的尺度，直到恆星質量的尺度。1953年霍伊爾首先提出了這種分層模型。哪一種可能的情況會實際發生取決於坍縮的時間標度，也就是雲的動態時間標度(l/√Gpay的數量級)和冷卻(熱)時間標度之間的比率。由於雲的密度比恆星的密度低許多數量級，這些時間尺度是可比較的，因此需要對坍縮過程進行準確的評估。

　　被自我引力束縛的氣體雲的碎片，其質量在恆星質量范圍內，可以被視為未來恆星的核心。

　　由於周圍氣體的吸積，質量繼續增長。物質吸積時釋放的引力能轉化為熱能。密度和溫度的增加增加了氣體的不透明度。當收縮的氣體對自身的輻射變得不透明時，它就達到了恆星胚胎的狀態，即定義形成中的恆星內外邊界的光球。

　　當流體靜力平衡達到時，胚胎成為一顆原恆星。最終，中心溫度達到氫點燃閾值，原恆星成為一顆恆星，在與其質量相適應的H-R (log Teff， log L)圖的主序上佔有位置。

　　恆星形成的過程與恆星點燃氫的能力無關，當導致點火的湍流階段最終結束時。

　　因此，我們不能承認原恆星雲的先見之明，即最終的質量必須高於恆星質量的下限約事實上，估計的最小金斯質量大約比恆星質量下限低一個數量級。

　　因此，更小的天體的形成過程應該與恆星的形成過程相同，只是在它們能夠點燃氫之前開始冷卻。這樣的天體已經被觀測到，或者它們的存在是從它對雙星伴星的影響中間接推斷出來的。它們被稱為棕矮星，以區別於常見的明亮的白矮星(它們最終會變成滅絕的黑矮星)和較低的主序星(通常被稱為紅矮星)，因為它們的顏色是紅色的，類似於紅巨星。

　　在赫羅圖中，褐矮星沿著林氏軌道下降，但它們從主序轉向較低的有效溫度。在(log Te， log po)圖中，它們像恆星一樣開始收縮和升溫，但它們的軌跡在穿過氫燃燒閾值之前彎曲到簡並區。

　　隨後，它們的行為方式與巨行星非常相似。然而，行星的形成方式不同:它們通過越來越大的粒子的聚集和氣體的吸積，從非常年輕的恆星周圍的星周盤中分離出來。

　　因此，褐矮星構成了介於恆星和行星之間的過渡天體:它們像恆星一樣誕生;它們像行星一樣進化。事實上，它們甚至有資格成為明星，因為它們確實短暫地點燃了氘，而在所有恆星的初始組成中，原始氘的含量非常少，只有10-5數量級。

　　由模型計算得出的質量范圍為0.0003-0.2Mo的天體的光度演變如圖12.3所示。軌道的早期平坦部分，在106年到108年之間，是由於氘的燃燒;這一階段在質量較大的恆星中非常短，但在一顆恆星中可以持續長達108年~0.01Mo的物體，處於氘燃燒的質量下限。

　　在大約108年之後，這些天體中的恆星在落在主序星上時達到穩定的亮度。另一方面，對於行星來說，光度持續下降。 褐矮星介於兩者之間，有一個短暫的光度恆定時期，然後穩步下降。

　　因此，可以對褐矮星和行星進行另一種區分，不是根據它們的出生，而是根據它們是否曾經燃燒過核燃料。奇怪的是，這兩種定義——盡管沒有任何共同之處——都得出了相似的褐矮星質量下限，0.01±0.003Mo。

　　然而，可以根據結構作進一步的區分。在非常低質量的恆星和褐矮星中，內部壓力主要由電子的簡並壓力提供，與白矮星類似，除了白矮星更接近於完全簡並，因此在某種程度上更容易建模，而且它們是由比氫更重的元素組成的。我們已經看到，對於簡並主導的物體，壓力半徑隨著質量的減小而增大。

　　但這種行為不可能無限期地持續下去。例如，我們知道，對於類地行星來說，它們的狀態方程要複雜得多，半徑隨著質量的增加而減小。因此，一定存在一個質量，其半徑作為質量的函數達到最大值。基於精確狀態方程的低質量球體的質量-半徑關系。

　　事實證明，與最大半徑相對應的質量與木星非常接近。因此，木星的質量(MJup ~0.001Mo)可以被看作是兩類天體之間的分界線。

　　事實上，棕矮星的質量通常以mjps的單位來表示，從80mjps到10mjps(或者更小?)然而，上面提到的區分棕矮星和行星的標準都不能應用於觀測;它們都是基於歷史或內部結構。為了識別棕矮星，我們需要明確地表特征，比如光譜特征。這些很難確定，因為低溫下的不透明。