Protozvezda
Protozvezda je velika masa koja se formira sažimanjem gasa velikog molekularnog oblaka u međuzvezdanom medijumu. Protozvezdana faza je najranija u procesu zvezdane evolucije.[2] Protozvezdana faza je rani stadijum u procesu formiranja zvezde. Za zvezdu mase Sunca traje oko 500.000 godina.[3] Započinje jezgrom povećane gustine u molekularnom oblaku, a završava se formiranjem T Tauri zvezde, koja se zatim razvija u zvezdu glavnog niza. Ovo je obeleženo T Tauri vetrom, tipom super solarnog vetra koji označava promenu od akrecije mase u zračenje energije.
Istorija uredi
Modernu sliku protozvezda, sažetu gore, prvi je predložio Čuširo Hajaši 1966. godine.[4] U prvim modelima, veličina protozvezda je bila veoma precenjena. Naknadni numerički proračuni[5][6][7] razjasnili su problem i pokazali da su protozvezde samo skromno veće od zvezda glavnog niza iste mase. Ovaj osnovni teorijski rezultat potvrđen je opservacijama, koje otkrivaju da su najveće zvezde pre glavne sekvence takođe skromne veličine.
Protozvezdana evolucija uredi
Formiranje zvezda počinje u relativno malim molekularnim oblacima koji se nazivaju gusta jezgra.[8] Svako gusto jezgro je u početku u ravnoteži između samogravitacije, koja teži da komprimuje objekat, i pritiska gasa i magnetnog pritiska, koji ga naduvaju. Kako gusto jezgro skuplja masu iz svog većeg okolnog oblaka, samogravitacija počinje da nadvladava pritisak i počinje kolaps. Teorijsko modelovanje idealizovanog sfernog oblaka koji je u početku podržan samo pritiskom gasa ukazuje na to da se proces kolapsa širi iznutra prema spolja.[9] Spektroskopska posmatranja gustih jezgara koja još ne sadrže zvezde ukazuju na to da se kontrakcija zaista dešava. Do sada, međutim, nije primećeno predviđeno širenje regiona kolapsa prema spolja.[10]
Gas koji kolapsira prema centru gustog jezgra prvo gradi protozvezdu male mase, a zatim protoplanetarni disk koji kruži oko objekta. Kako se kolaps nastavlja, sve veća količina gasa utiče na disk, a ne na zvezdu, što je posledica očuvanja ugaonog momenta. Kako se tačno materijal na disku spiralno kreće ka protozvezdi, još uvek nije shvaćeno, uprkos velikom teorijskom trudu. Ovaj problem je ilustrovan za šire pitanje teorije akrecionog diska, koja igra ulogu u velikom delu astrofizike.
Bez obzira na detalje, spoljna površina protozvezde se bar delimično sastoji od gasa koji je pao sa unutrašnje ivice diska. Površina se stoga veoma razlikuje od relativno mirne fotosfere preglavne sekvence ili zvezde glavne sekvence. U svojoj dubokoj unutrašnjosti, protozvezda ima nižu temperaturu od obične zvezde. U svom centru, vodonik-1 se još ne spaja sa samim sobom. Teorija predviđa, međutim, da se izotop vodonika deuterijum (vodonik-2) spaja sa vodonikom-1, stvarajući helijum-3. Toplota ove reakcije fuzije ima tendenciju da naduva protozvezdu, i na taj način pomaže u određivanju veličine najmlađih posmatranih zvezda pre glavne sekvence.[12]
Energija proizvedena od običnih zvezda dolazi od nuklearne fuzije koja se dešava u njihovim centrima. Protozvezde takođe generišu energiju, ali ona dolazi od zračenja koje se oslobađa pri udarima na njihovoj površini i na površini okolnog diska. Tako stvoreno zračenje mora proći kroz međuzvezdanu prašinu u okolnom gustom jezgru. Prašina apsorbuje sve fotone koji napadaju i ponovo ih zrači na dužim talasnim dužinama. Shodno tome, protozvezda se ne može detektovati na optičkim talasnim dužinama i ne može se postaviti u Hercšprung—Raselov dijagram, za razliku od razvijenijih zvezda preglavne sekvence.
Predviđa se da će stvarno zračenje koje izlazi iz protozvezde biti u infracrvenom i milimetarskom režimu. Tačkasti izvori takvog dugotalasnog zračenja se obično vide u regionima koji su zaklonjeni molekularnim oblacima. Uobičajeno se veruje da su oni koji su konvencionalno označeni kao izvori klase 0 ili klase I protozvezde.[13][14] Međutim, još uvek nema definitivnih dokaza za ovu identifikaciju.
Posmatrane klase mladih zvezda uredi
| Klasa | vršna emisija | trajanje (godina) |
|---|---|---|
| 0 | submilimetar | 104 |
| I | daleko infracrveno | 105 |
| II | blisko infracrveno | 106 |
| III | vidljivo | 107[15] |
Galerija uredi
Vidi još uredi
- Herbig-Haro objekat
- Protoplanetarni disk
- NGC 7538, dom najveće otkrivene protozvezde koja ima veličinu oko 300 puta veću od našeg Sunčevog sistema.
Reference uredi
- ^ „Infant Star's First Steps”. Pristupljeno 10. 11. 2015.
- ^ Stahler, S. W.; Palla, F. (2004). The Formation of Stars. Weinheim: Wiley-VCH. ISBN 3-527-40559-3.
- ^ Dunham, M. M.; et al. (2014). The Evolution of Protostars in Protostars and Planets VI. University of Arizona Press. ISBN 9780816598762. S2CID 89604015. arXiv:1401.1809
. doi:10.2458/azu_uapress_9780816531240-ch009.
- ^ Hayashi, Chushiro (1966). „The Evolution of Protostars”. Annual Review of Astronomy and Astrophysics. 4: 171—192. Bibcode:1966ARA&A...4..171H. doi:10.1146/annurev.aa.04.090166.001131.
- ^ Larson, R. B. (1969). „Numerical Calculations of the Dynamics of a Collapsing Protostar”. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 145 (3): 271—295. Bibcode:1969MNRAS.145..271L. doi:10.1093/mnras/145.3.271 .
- ^ Winkler, K.-H. A.; Newman, M. J. (1980). „Formation of Solar-Type Stars in Spherical Symmetry: I. The Key Role of the Accretion Shock”. Astrophysical Journal. 236: 201. Bibcode:1980ApJ...236..201W. doi:10.1086/157734.
- ^ Stahler, S. W., Shu, F. H., and Taam, R. E. (1980). „The Evolution of Protostars: I. Global Formulation and Results”. Astrophysical Journal. 241: 637. Bibcode:1980ApJ...241..637S. doi:10.1086/158377.
- ^ Myers, P. C.; Benson, P. J. (1983). „Dense Cores in Dark Clouds: II. NH3 Observation and Star Formation”. Astrophysical Journal. 266: 309. Bibcode:1983ApJ...266..309M. doi:10.1086/160780.
- ^ Shu, F. H. (1977). „Self-Similar Collapse of Isothermal Spheres and Star Formation”. Astrophysical Journal. 214: 488. Bibcode:1977ApJ...214..488S. doi:10.1086/155274.
- ^ Evans, N. J., Lee, J.-E., Rawlings, J. M. C., and Choi, M. (2005). „B335 - A Laboratory for Astrochemistry in a Collapsing Cloud”. Astrophysical Journal. 626 (2): 919—932. Bibcode:2005ApJ...626..919E. S2CID 16270619. arXiv:astro-ph/0503459 . doi:10.1086/430295.
- ^ „A diamond in the dust”. Pristupljeno 16. 2. 2016.
- ^ Stahler, S. W. (1988). „Deuterium and the Stellar Birthline”. Astrophysical Journal. 332: 804. Bibcode:1988ApJ...332..804S. doi:10.1086/166694.
- ^ Adams, F. C., Lada, C. J., and Shu, F. H. (1987). „The Spectral Evolution of Young Stellar Objects”. Astrophysical Journal. 312: 788. Bibcode:1987ApJ...312..788A. doi:10.1086/164924. hdl:2060/19870005633 .
- ^ Andre, P, Ward-Thompson, D. and Barsony, M. (1993). „Submillimeter Continuum Observations of rho Ophiuchi A: The Candidate Protostar VLA 1623 and Prestellar Clumps”. Astrophysical Journal. 406: 122. Bibcode:1993ApJ...406..122A. doi:10.1086/172425.
- ^ „IMPRS” (PDF). www.solar-system-school.de.
Literatura uredi
- Larson, R.B. (2003), The physics of star formation, Reports on Progress in Physics, vol. 66, issue 10, pp. 1651–1697
- Stahler, S. W.; Palla, F. (2004). The Formation of Stars. Weinheim: Wiley-VCH. ISBN 3-527-40559-3.
- Lada, Charles J.; Lada, Elizabeth A. (2003-09-01). „Embedded Clusters in Molecular Clouds”. Annual Review of Astronomy and Astrophysics. 41 (1): 57—115. Bibcode:2003ARA&A..41...57L. ISSN 0066-4146. S2CID 16752089. arXiv:astro-ph/0301540 . doi:10.1146/annurev.astro.41.011802.094844.
- O'Dell, C. R. „Nebula”. World Book at NASA. World Book, Inc. Arhivirano iz originala 2005-04-29. g. Pristupljeno 2009-05-18.
- Prialnik, Dina (2000). An Introduction to the Theory of Stellar Structure and Evolution. Cambridge University Press. 195—212. ISBN 0-521-65065-8.
- Dupraz, C.; Casoli, F. (4—9. 6. 1990). „The Fate of the Molecular Gas from Mergers to Ellipticals”. Dynamics of Galaxies and Their Molecular Cloud Distributions: Proceedings of the 146th Symposium of the International Astronomical Union. Paris, France: Kluwer Academic Publishers. Bibcode:1991IAUS..146..373D.
- Zhang, Guo-Yin; André, Ph; Men'shchikov, A.; Wang, Ke (oktobar 2020). „Fragmentation of star-forming filaments in the X-shaped nebula of the California molecular cloud”. Astronomy and Astrophysics (na jeziku: engleski). 642: A76. Bibcode:2020A&A...642A..76Z. ISSN 0004-6361. S2CID 211126855. arXiv:2002.05984 . doi:10.1051/0004-6361/202037721.
- Lequeux, James (2013). Birth, Evolution and Death of Stars. World Scientific. ISBN 978-981-4508-77-3.
- Williams, J. P.; Blitz, L.; McKee, C. F. (2000). „The Structure and Evolution of Molecular Clouds: from Clumps to Cores to the IMF”. Protostars and Planets IV. str. 97. Bibcode:2000prpl.conf...97W. arXiv:astro-ph/9902246 .
- Alves, J.; Lada, C.; Lada, E. (2001). „Tracing H2 Via Infrared Dust Extinction”. Molecular hydrogen in space. Cambridge University Press. str. 217. ISBN 0-521-78224-4.
- Sanders, D. B.; Scoville, N. Z.; Solomon, P. M. (1985-02-01). „Giant molecular clouds in the Galaxy. II – Characteristics of discrete features”. Astrophysical Journal, Part 1. 289: 373—387. Bibcode:1985ApJ...289..373S. doi:10.1086/162897.
- Sandstrom, Karin M.; Peek, J. E. G.; Bower, Geoffrey C.; Bolatto, Alberto D.; Plambeck, Richard L. (2007). „A Parallactic Distance of Parsecs to the Orion Nebula Cluster from Very Long Baseline Array Observations”. The Astrophysical Journal. 667 (2): 1161. Bibcode:2007ApJ...667.1161S. S2CID 18192326. arXiv:0706.2361 . doi:10.1086/520922.
- Wilking, B. A.; Gagné, M.; Allen, L. E. (2008). „Star Formation in the ρ Ophiuchi Molecular Cloud”. Ur.: Bo Reipurth. Handbook of Star Forming Regions, Volume II: The Southern Sky ASP Monograph Publications. Bibcode:2008hsf2.book..351W. arXiv:0811.0005 .
- Khanzadyan, T.; Smith, M. D.; Gredel, R.; Stanke, T.; Davis, C. J. (februar 2002). „Active star formation in the large Bok globule CB 34”. Astronomy and Astrophysics. 383 (2): 502—518. Bibcode:2002A&A...383..502K. doi:10.1051/0004-6361:20011531 .
- Hartmann, Lee (2000). Accretion Processes in Star Formation. Cambridge University Press. str. 4. ISBN 0-521-78520-0.
- Smith, Michael David (2004). The Origin of Stars. Imperial College Press. str. 43–44. ISBN 1-86094-501-5.
- „ALMA Witnesses Assembly of Galaxies in the Early Universe for the First Time”. Pristupljeno 23. 7. 2015.
- Kwok, Sun (2006). Physics and chemistry of the interstellar medium
. University Science Books. str. 435–437. ISBN 1-891389-46-7. - Battaner, E. (1996). Astrophysical Fluid Dynamics. Cambridge University Press. str. 166—167. ISBN 0-521-43747-4.
- „ALMA Captures Dramatic Stellar Fireworks”. www.eso.org. Pristupljeno 10. 4. 2017.
- Jog, C. J. (26—30. 8. 1997). „Starbursts Triggered by Cloud Compression in Interacting Galaxies”. Ur.: Barnes, J. E.; Sanders, D. B. Proceedings of IAU Symposium #186, Galaxy Interactions at Low and High Redshift. Kyoto, Japan. Bibcode:1999IAUS..186..235J.
- Keto, Eric; Ho, Luis C.; Lo, K.-Y. (decembar 2005). „M82, Starbursts, Star Clusters, and the Formation of Globular Clusters”. The Astrophysical Journal. 635 (2): 1062—1076. Bibcode:2005ApJ...635.1062K. S2CID 119359557. arXiv:astro-ph/0508519 . doi:10.1086/497575.
- Gralla, Meg; et al. (29. 9. 2014). „A measurement of the millimetre emission and the Sunyaev–Zel'dovich effect associated with low-frequency radio sources”. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. Oxford University Press. 445 (1): 460—478. Bibcode:2014MNRAS.445..460G. S2CID 8171745. arXiv:1310.8281 . doi:10.1093/mnras/stu1592.
- van Breugel, Wil; et al. (novembar 2004). T. Storchi-Bergmann; L.C. Ho; Henrique R. Schmitt, ur. The Interplay among Black Holes, Stars and ISM in Galactic Nuclei. Cambridge University Press. str. 485—488. Bibcode:2004IAUS..222..485V. arXiv:astro-ph/0406668 . doi:10.1017/S1743921304002996.
Spoljašnje veze uredi
- Planet-Forming Disks Might Put Brakes On Stars (SpaceDaily) Jul 25, 2006
- Planets could put the brakes on young stars Lucy Sherriff (The Register) Thursday 27 July 2006 13:02 GMT
- Why Fast-Spinning Young Stars Don't Fly Apart (SPACE.com) 24 July 2006 03:10 pm ET