Protogwiazda

Z Wikipedii, wolnej encyklopedii
Skocz do: nawigacja, szukaj
Wyobrażenie protogwiazdy ukrytej wewnątrz globuli Boka

Protogwiazda – bardzo młoda gwiazda, zbierająca wciąż masę z obłoku molekularnego i zapadająca się na skutek grawitacji. W jej wnętrzu nie zachodzą jeszcze reakcje termojądrowe. Emituje ona promieniowanie cieplne głównie z zakresu podczerwieni na skutek kurczenia się.

Protogwiazda o masie Słońca gromadzi masę przez około 5*105 lat. Czas ten jest wyjątkowo krótki w porównaniu do czasu życia gwiazdy, jest to krótki czas nawet w porównaniu do czasu stania się gwiazdą, w której zachodzą reakcje jądrowe, wynoszący dla gwiazdy o masie Słońca około 3*107[1].

Kurczeniu się protogwiazdy towarzyszy wzrost gęstości i temperatury w jej wnętrzu. Od pewnego momentu zaczynają zachodzić reakcje jądrowe, i stopniowo kurczenie się protogwiazdy zostaje zatrzymane, a protogwiazda staje się gwiazdą ciągu głównego w diagramie Hertzsprunga-Russella. Tak się dzieje, gdy kurcząca się masa jest większa niż około 8 procent masy Słońca. Obiekt o mniejszej masie nigdy nie wytwarza warunków do efektywnego zachodzenia reakcji termojądrowych i kończy ewolucje jako brązowy karzeł.

Ewolucja protogwiazdy[edytuj | edytuj kod]

Przodkami gwiazd są stosunkowo małe obłoki molekularne zwane gęstymi rdzeniami[2]. Każdy gęsty rdzeń jest początkowo w równowadze pomiędzy własną grawitacją, która ma tendencję do kompresji obiektu, a jego ciśnieniem wewnętrznym wynikającym z ciśnienia gazu i ciśnienia magnetycznego, które mają tendencję, aby go rozdymać. Ponieważ, jak wskazuje nazwa, w gęstym rdzeniu jest większa gęstość niż w otaczającej go chmurze, siła grawitacji zaczyna przewyższać siłę ciśnienia i rozpoczyna się zapaść. Teoretyczne modele wyidealizowanej chmury początkowo kulistego obłoku utrzymywanego tylko przez ciśnienie gazu wskazują, że proces załamania się równowagi rozpoczyna się w małym obszarze i rozprzestrzenia się od wewnątrz na zewnątrz. Obserwacje spektroskopowe gęstych rdzeni, które jeszcze nie zawierają gwiazd wskazują, że zapadanie rzeczywiście występuje. Do tej pory jednak nie zostało zaobserwowane przewidywane rozprzestrzenianie się zapadania na zewnętrzne obszary obłoku.

Na zapadanie obłoku wpływ ma wiele czynników. Żadne dwa obszary nie są takie same, a efekty lokalnej gęstości, ciśnienia, momentu pędu obłoku, natężenie pola magnetycznego, a także obecności innych pobliskich gwiazd lub protogwiazd odgrywają ważną rolę w określaniu, jaka będą efekty zapadania się obłoku[2].

Gaz, który zapada się w kierunku środka gęstego rdzenia najpierw buduje protogwiazdę o niewielkiej masie, następnie wokół protogwiazdy tworzy się dysk protoplanetarny. Gdy zapadanie materii trwa nadal, coraz większą rolę odgrywają oddziaływania gazu wewnątrz dysku niż z gwiazdą, jest to konsekwencją zasady zachowania momentu pędu. Dokładnie jak zachowuje się opadający spiralnie na protogwiazdę materiał nie jest jeszcze zrozumiałe, pomimo dużego wysiłku teoretycznego. Problem ten jest opisywany przez kilka teorii akrecji dysku, które odgrywają ważną rolę w astrofizyce.


Zobacz też[edytuj | edytuj kod]

Przypisy

  1. Steven W. Stahler, Francesco Palla: The Formation of Stars. John Wiley & Sons, 2008, s. 296. ISBN 3527618686.
  2. a b Derek Ward-Thompson, Philippe Andr ́e: An Observational Perspective of Low Mass Dense Cores II: Evolution towards the Initial Mass Function. [dostęp 2016-02-01].