Protostar
Protostar
Pro další použití, viz Protostar (disambiguation) .Vznik hvězdTřídy objektů
- Mezihvězdné médium
- Molekulární mrak
- Bokova globule
- Temná mlhovina
- Mladý hvězdný objekt
- Protostar
- Hvězda před hlavní sekvencí
- Hvězda T Tauri
- Herbig Ae/Be hvězda
- Herbig-Haro objekt
Teoretické pojmy
- Navýšení
- Počáteční hmotnostní funkce
- Nestabilita džínů
- Kelvinův-Helmholtzův mechanismus
- Nebulární hypotéza
- Planetární migrace
Protostar je velmi mladá hvězda , která je stále ještě shromažďují hmotu ze svého mateřského molekulárního mračna . Protostelární fáze je nejčasnější v procesu hvězdné evoluce . Pro hvězdu s nízkou hmotností (tj. Slunce nebo nižší) to trvá asi 500 000 let. Fáze začíná, když se fragment molekulárního mračna nejprve zhroutí silou vlastní gravitace a uvnitř kolabujícího fragmentu se vytvoří neprůhledné jádro podporované tlakem. Končí, když je dopadající plyn vyčerpán a zanechává hvězdu před hlavní posloupností , která se později stáhne a stane se hvězdou hlavní
Historie
Moderní obrázek protohvězd, shrnutý výše, poprvé navrhl Chushiro Hayashi v roce 1966. V prvních modelech byla velikost protohvězd značně nadhodnocena. Následné numerické výpočty problém objasnily a ukázaly, že protohvězdy jsou jen nepatrně větší než hvězdy hlavní posloupnosti o stejné hmotnosti. Tento základní teoretický výsledek byl potvrzen pozorováním, které zjistilo, že největší hvězdy před hlavní posloupností mají také skromné rozměry.
Protohvězdný vývoj
Kojenecká hvězda CARMA-7 a její výtrysky se nacházejí přibližně 1400 světelných let od Země v hvězdokupě Serpens South.Hlavní článek: Tvorba hvězd
Tvorba hvězd začíná v relativně malých molekulárních oblacích nazývaných hustá jádra. Každé husté jádro je zpočátku v rovnováze mezi vlastní gravitací, která má tendenci objekt stlačovat, a tlakem plynu a magnetickým tlakem , které mají tendenci jej nafukovat. Jak husté jádro nabírá hmotu ze svého většího okolního mraku, samotíže začíná přebíjet tlak a začíná kolaps. Teoretické modelování idealizovaného kulového oblaku zpočátku podporovaného pouze tlakem plynu naznačuje, že proces kolapsu se šíří zevnitř směrem ven.Spektroskopická pozorování hustých jader, která ještě neobsahují hvězdy, naznačují, že ke kontrakci skutečně dochází. Doposud však nebylo pozorováno předpokládané šíření oblasti kolapsu směrem ven.
Plyn, který kolabuje směrem ke středu hustého jádra, nejprve vytvoří protohvězdu s nízkou hmotností a poté protoplanetární disk obíhající objekt. Jak kolaps pokračuje, rostoucí množství plynu dopadá spíše na disk než na hvězdu, což je důsledek zachování momentu hybnosti . Přes velké množství teoretického úsilí není dosud pochopeno, jak přesně se materiál na disku spirálovitě dostává dovnitř k protohvězdě. Tento problém ilustruje širší problém teorie akrečních disků , který hraje roli ve velké části astrofyziky.
HBC 1 je mladá hvězda před hlavní sekvencí .
Bez ohledu na detaily se vnější povrch protohvězdy skládá alespoň částečně z nárazového plynu, který spadl z vnitřního okraje disku. Povrch je tak velmi liší od relativně klidového photosphere části předem hlavní sekvence nebo hlavní posloupnosti hvězdy. Ve svém hlubokém nitru má protohvězda nižší teplotu než běžná hvězda. Ve svém středu vodík-1 ještě nefúzuje sám se sebou. Teorie však předpovídá, že izotop vodíku deuterium fúzuje s vodíkem-1 a vytváří helium-3. Teplo z této fúzní reakce má tendenci nafukovat protohvězdu, a tím pomáhá určit velikost nejmladších pozorovaných hvězd před hlavní posloupností.
Energie generovaná z obyčejných hvězd pochází z jaderné fúze probíhající v jejich centrech. Protohvězdy také generují energii, ale ta pochází ze záření uvolněného při nárazech na jejich povrchu a na povrchu jejich okolního disku. Takto vytvořené záření musí projít mezihvězdným prachem v okolním hustém jádru. Prach absorbuje všechny dopadající fotony a znovu je vyzařuje na delších vlnových délkách. V důsledku toho protohvězda není detekovatelná na optických vlnových délkách a nelze ji umístit do Hertzsprung-Russellova diagramu , na rozdíl od více vyvinutých hvězd před hlavní posloupností .
Předpovídá se, že skutečné záření vycházející z protohvězdy je v infračerveném a milimetrovém režimu. Bodové zdroje takového dlouhovlnného záření jsou běžně vidět v oblastech, které jsou zakryty molekulárními mraky . Obecně se má za to, že zdroje konvenčně označené jako zdroje třídy 0 nebo třídy I jsou protohvězdy. Pro tuto identifikaci však stále neexistuje žádný definitivní důkaz.