Protostar - Protostar

Wikipediasta, ilmaisesta tietosanakirjasta

Prototähtivaihetta on hyvin nuori tähti, joka on edelleen kerätä massaa sen vanhemman molekyylipilvi . Protostellarivaihe on aikaisin tähtien evoluution prosessissa . Pienikokoiselle tähdelle (ts. Auringon tai sitä alemman tason) tähti kestää noin 500 000 vuotta. Vaihe alkaa, kun molekyylipilvifragmentti romahtaa ensin itsepainovoiman vaikutuksesta ja läpinäkymätön, painetta tukeva ydin muodostuu romahtavan fragmentin sisään. Se päättyy, kun tunkeutuva kaasu on ehtynyt, jolloin jäljelle jää pääsekvenssin tähti , josta supistuu myöhemmin pääsekvenssitähti vetyfuusiota tuottavan heliumin alkaessa.

Historia

Chushiro Hayashi ehdotti ensimmäistä kertaa edellä esitetyn nykyaikaisen kuvan prototähdistä vuonna 1966. Ensimmäisissä malleissa prototähtien koko yliarvioitiin. Myöhemmät numeeriset laskelmat selventivät ongelmaa ja osoittivat, että prototähdet ovat vain vaatimattomasti suurempia kuin saman massaa olevat pääjärjestys tähdet. Tämä teoreettinen perustulos on vahvistettu havainnoilla, joiden mukaan suurimmat pääsekvenssin edeltävät tähdet ovat myös vaatimattomia.

Protostellarinen evoluutio

Pikkulasten tähti CARMA-7 ja sen suuttimet sijaitsevat noin 1400 valovuoden päässä Maasta sisällä Serpens Etelä tähtijoukko.

Tähtien muodostuminen alkaa suhteellisen pienistä molekyylipilvistä, joita kutsutaan tiheiksi sydämiksi. Jokainen tiheä ydin on aluksi tasapainossa itsepainovoiman, jolla on taipumus puristaa esinettä, ja sekä kaasun paineen että magneettisen paineen välillä , joilla on taipumus paisuttaa sitä. Kun tiheä ydin kerää massaa suuremmasta, ympäröivästä pilvestä, itsepainovoima alkaa painaa painetta ja alkaa romahtaa. Teoreettinen mallinnus idealisoidusta pallomaisesta pilvestä, jota alun perin tukee vain kaasun paine, osoittaa, että romahtamisprosessi leviää sisältä ulospäin. Spektroskooppiset havainnot tiheistä ytimistä, jotka eivät vielä sisällä tähtiä, osoittavat, että supistuminen todellakin tapahtuu. Toistaiseksi romahtamisalueen ennustettua ulospäin leviämistä ei ole kuitenkaan havaittu.

Tiheän ytimen keskustaa kohti romahtava kaasu rakentaa ensin pienimassaisen prototähden ja sitten objektin kiertävän protoplaneettalevyn . Kun romahdus jatkuu, kasvava määrä kaasua vaikuttaa levyyn eikä tähteen, mikä on seurausta kulmamomentin säilymisestä. Kuinka tarkasti kiekon spiraali kiertyy sisäänpäin prototähdelle, ei vielä ymmärretä suuresta teoreettisesta ponnistelusta huolimatta. Tämä ongelma on havainnollistaa suurempi kysymys kertymäkiekko teoria, joka on merkitystä paljon astrofysiikan.

Yksityiskohdista riippumatta prototähden ulkopinta koostuu ainakin osittain iskuista kaasusta, joka on pudonnut levyn sisäreunasta. Pinta on siis hyvin erilainen kuin suhteellisesti lepotilassa photosphere on pre-pääjakson tai main-sekvenssin tähden. Sen syvässä sisätilassa prototähden lämpötila on matalampi kuin tavallisen tähden. Keskiössä vety-1 ei ole vielä sulautunut itsensä kanssa. Teoria ennustaa kuitenkin, että vetyisotooppi deuterium sulautuu vety-1: n kanssa ja muodostaa helium-3: n . Tämän fuusioreaktion lämpö pyrkii täyttämään prototähden ja auttaa siten määrittämään nuorimpien havaittujen pääsekvenssiä edeltävien tähtien koon.

Tavallisista tähdistä tuotettu energia tulee niiden keskuksissa tapahtuvasta ydinfuusiosta. Prototähdet tuottavat myös energiaa, mutta se tulee säteilystä, joka vapautuu iskuilta sen pinnalla ja ympäröivän levyn pinnalla. Näin luodun säteilyn on kuljettava tähtienvälinen pöly ympäröivässä tiheässä sydämessä. Pöly absorboi kaikki törmäävät fotonit ja säteilee niitä uudelleen pitemmillä aallonpituuksilla. Näin ollen prototähti ei ole havaittavissa optisilla aallonpituuksilla, eikä sitä voida sijoittaa Hertzsprung – Russell -kaavioon , toisin kuin kehittyneemmät pääsekvenssin edeltävät tähdet.

Todellisen prototähdestä tulevan säteilyn ennustetaan olevan infrapuna- ja millimetrijärjestelmissä. Tällaisen pitkän aallonpituuden säteilyn pistemäisiä lähteitä nähdään yleisesti alueilla, joita molekyylipilvet peittävät . Yleisesti uskotaan, että ne, jotka on tavallisesti merkitty luokan 0 tai luokan I lähteiksi, ovat prototähtiä. Tästä tunnistamisesta ei kuitenkaan ole vielä lopullista näyttöä.

Havaittuja nuorten tähtien luokkia

Luokka huippupäästöt kesto (vuotta)
0 submillimetri 10 4
Minä infrapuna 10 5
II infrapuna 10 6
III näkyvä 10 7

Galleria

Video prototähdestä V1647 Orionis ja sen röntgensäteilystä (2004).
Protostar-purkaus - HOPS 383 (2015).
Protoketju Bok-pallossa ( taiteilijan kuva ).
Tähtiklusteri RCW 38 , ympärillä nuori tähti IRS2, kahden massiivisen tähden ja prototähden järjestelmä.

Katso myös

Huomautuksia

Viitteet

Ulkoiset linkit