Protogwiazda

Protogwiazda (od greckiego PROTOS = pierwszego) jest obszarem, w rozpadającej chmury międzygwiezdnej że już prawie osiągnęła równowagę hydrostatyczne i ostatecznie staje się gwiazda przez stabilne grawitacyjnego zwiększenie masy od otaczającego chmury . Podczas powolnego zapadania się protogwiazda przekształca energię grawitacyjną w ciepło, które jest wydzielane jako promieniowanie podczerwone .

Pochodzenie i dalszy rozwój

Obraz w podczerwieni chmury materii, w której formują się gwiazdy

Warunkiem powstania gwiazd jest obecność stosunkowo gęstych, chłodnych obłoków materii, tak zwanych obłoków molekularnych . Takie chmury składają się w około 70% z wodoru cząsteczkowego (H 2 ) i znacznie mniejszych części innych cząsteczek, takich jak cząsteczki tlenku węgla (CO), krzemianu i grafitu. Aby protogwiazdy i ostatecznie gwiazdy rozwijały się w obłokach molekularnych, obłoki molekularne muszą spełniać kryterium Jeansa . Kryterium Dżinsa (za angielskim matematykiem i fizykiem Jamesem Hopwoodem Jeansem ) określa masę, jaką musi mieć chmura, aby zapadła się w określonej temperaturze i gęstości. Duża masa i niska temperatura sprzyjają formowaniu się gwiazd. Jeśli kryterium Jeansa jest spełnione w poszczególnych obszarach w obłoku molekularnym, to zapadają się one i chmura molekularna rozpada się na kilka częściowych chmur (fragmentacja). Te fragmenty mogą z kolei rozpadać się na kolejne, mniejsze fragmenty, których gęstość rośnie coraz bardziej.

Kiedy osiągnięta zostanie pewna gęstość częściowej chmury, promieniowanie nie może już pozostawić chmury bez przeszkód. Powoduje to nagrzewanie się centralnego obszaru chmury oraz wzrost temperatury i ciśnienia. Rdzeń wchodzi w pierwszy stan prawie hydrostatyczny. Chmura składa się teraz z pierwszego rdzenia z cienką powłoką gazową, która otacza rdzeń.

Teraz następuje tak zwana faza skurczu Kelvina-Helmholtza , która przebiega znacznie wolniej niż wcześniej. Podczas tej fazy materia nadal spada z powłoki na protogwiazdę, zapewniając w ten sposób dalszy wzrost masy ( akrecji ) i wzrost temperatury, tak że wodór i hel ulegają jonizacji w rdzeniu. Proces ten powoduje, że rdzeń traci dużo energii, więc temperatura i ciśnienie nie mogą dalej rosnąć. Dzięki temu chmura zapadła się po raz drugi, który zatrzymuje się dopiero wtedy, gdy wszystkie atomy są w pełni zjonizowane. Stan quasi-hydrostatyczny pojawia się ponownie z „drugim” rdzeniem. Gdy tylko ustali się quasi-hydrostatyczna równowaga, mówi się o protogwiazdy.

Akrecja trwa, dopóki cała materia nie spadnie do jądra. Kiedy materia całkowicie spadła na jądro, a gaz cząsteczkowy jest całkowicie zjonizowany, protogwiazda osiąga stadium Hayashi. Od czasu badań astrofizyków Hayashiego i Nakano nie mówi się już o protogwiazdach, ale o „młodych gwiazdach” lub „gwiazdach sprzed głównego ciągu”, które są dalej podzielone na „ gwiazdy T-Tauri ” i „ gwiazdy Herbig-Ae / Be ”.

Protogwiazdy, a następnie młode gwiazdy, kurczą się, aż temperatura wewnątrz nich przekroczy 3 miliony kelwinów , powodując spalanie wodoru i stabilizację ciśnienia promieniowania . Gwiazda się teraz rodzi i przechodzi do głównej sekwencji .

Pozycja na wykresie Hertzsprunga-Russela

Na diagramie Hertzsprunga-Russela stan zapadającej się chmury gazu jest początkowo na prawo od linii Hayashiego i zbliża się do niej. Mówi się o protogwiazdy, gdy stan chmury gazowej osiągnął linię Hayashi i ustaliła się równowaga hydrostatyczna.

Przykłady obserwowanych protogwiazd

Naukowcy Philippe Andre, Derek Ward-Thompson i Mary Barsony znaleźli najmłodszą gwiazdę, jaką kiedykolwiek zaobserwowano, mając około 10000 lat , zgodnie z raportem w magazynie New Scientist z 20 lutego 1993 roku. Protogwiazda, oznaczona jako VLA 1623 , została wytropiona przez James Clerk Maxwell Telescope na Hawajach .

10 lipca 2013 roku ESO ogłosiło , że odkryło największą jak dotąd protogwiazdę w Drodze Mlecznej za pomocą teleskopu ALMA w Chile, który obecnie ma masę 500  mas Słońca . Wciąż rosnące i dotychczas bezimienne ciało niebieskie znajduje się 11 000  lat świetlnych od nas w ciemnej chmurze Spitzer Dark Cloud 335,579-0,292 .

Innym przykładem obserwowanej protogwiazdy jest W75N (B) -VLA2 , zwana także VLA2 lub Very Large Array 2, protogwiazda w gromadzie gwiazd W75N (B), która znajduje się 4200 lat świetlnych od Ziemi.

Zobacz też

literatura

  • Norbert Langer: Życie i śmierć gwiazd . Beck, Monachium 1995, ISBN 3-406-39720-4 .
  • Harald Lesch, Jörn Müller: Gwiazdy. Jak światło przychodzi na świat , edycja 2. Goldmann, Monachium 2011, ISBN 978-3-442-15643-6 .
  • Steven W. Stahler, Francesco Palla: The Formation of Stars . Wiley-VCH, Weinheim 2004, ISBN 3-527-40559-3 .
  • VG Surdin, SA Lamzin: Protogwiazdy . Jak, skąd i skąd pochodzą gwiazdy? Barth, Heidelberg / Leipzig 1998, ISBN 3-335-00444-2 .

linki internetowe

Commons : Protostars  - zbiór zdjęć, filmów i plików audio

Indywidualne dowody

  1. ↑ Harald Lesch, Jörn Müller: Stars . Wydanie 2. Goldmann, Monachium 2011, ISBN 978-3-442-15643-6 , s. 94-102 .
  2. ↑ Harald Lesch, Jörn Müller: Stars . Wydanie 2. Goldmann, Monachium 2011, ISBN 978-3-442-15643-6 , s. 110-112 .
  3. ↑ VG Surdin, SA Lamzin: protogwiazdy . Barth, Heidelberg / Leipzig 1998, ISBN 3-335-00444-2 , s. 131-132 .
  4. ↑ VG Surdin, SA Lamzin: protogwiazdy . Barth, Heidelberg / Leipzig 1998, ISBN 3-335-00444-2 , s. 146 .
  5. ↑ Anna Frebel: W poszukiwaniu najstarszych gwiazd . Fischer, Frankfurt a. M. 2012, ISBN 978-3-596-19191-8 , s. 113 .
  6. ↑ Ludwig Bergmann, Clemens Schaefer: Podręcznik fizyki eksperymentalnej, tom 8: Gwiazdy i przestrzeń , wydanie 2. De Gruyter, Berlin 2002, ISBN 978-3110168662 , str. 252-253.
  7. ↑ Blogi studenckie Fizyka: formowanie się gwiazd . Strona internetowa Georg-August-Universität Göttingen. Źródło 18 sierpnia 2018 r.
  8. ↑ Stuart Clarke: Science: Najmłodsza gwiazda . W: New Scientist, 20 lutego 1993. Pobrano 18 sierpnia 2018.
  9. ↑ Deutschlandfunk , Forschungs aktuell : Astronomowie odkryli powstanie gigantycznego protogwiazdy w Drodze Mlecznej . Źródło 18 sierpnia 2018 r.
  10. ↑ ESO : ALMA Prenatal Scan ujawnia Embryonic Monster Star . Źródło 18 sierpnia 2018 r.
  11. ↑ C. Carrasco-González i wsp.: Obserwowanie początku kolimacji wypływu w masywnej protogwiazdy . W: Science 348, 2015, s. 114–117. ( Streszczenie )