Протозвезда

Протозвезда је велика маса која се формира сажимањем гаса великог молекуларног облака у међузвезданом медијуму. Протозвездана фаза је најранија у процесу звездане еволуције.^[2] Протозвездана фаза је рани стадијум у процесу формирања звезде. За звезду масе Сунца траје око 500.000 година.^[3] Започиње језгром повећане густине у молекуларном облаку, а завршава се формирањем T Tauri звезде, која се затим развија у звезду главног низа. Ово је обележено T Tauri ветром, типом супер соларног ветра који означава промену од акреције масе у зрачење енергије.

Историја

Модерну слику протозвезда, сажету горе, први је предложио Чуширо Хајаши 1966. године.^[4] У првим моделима, величина протозвезда је била веома прецењена. Накнадни нумерички прорачуни^[5]^[6]^[7] разјаснили су проблем и показали да су протозвезде само скромно веће од звезда главног низа исте масе. Овај основни теоријски резултат потврђен је опсервацијама, које откривају да су највеће звезде пре главне секвенце такође скромне величине.

Протозвездана еволуција

Формирање звезда почиње у релативно малим молекуларним облацима који се називају густа језгра.^[8] Свако густо језгро је у почетку у равнотежи између самогравитације, која тежи да компримује објекат, и притиска гаса и магнетног притиска, који га надувају. Како густо језгро скупља масу из свог већег околног облака, самогравитација почиње да надвладава притисак и почиње колапс. Теоријско моделовање идеализованог сферног облака који је у почетку подржан само притиском гаса указује на то да се процес колапса шири изнутра према споља.^[9] Спектроскопска посматрања густих језгара која још не садрже звезде указују на то да се контракција заиста дешава. До сада, међутим, није примећено предвиђено ширење региона колапса према споља.^[10]

Гас који колапсира према центру густог језгра прво гради протозвезду мале масе, а затим протопланетарни диск који кружи око објекта. Како се колапс наставља, све већа количина гаса утиче на диск, а не на звезду, што је последица очувања угаоног момента. Како се тачно материјал на диску спирално креће ка протозвезди, још увек није схваћено, упркос великом теоријском труду. Овај проблем је илустрован за шире питање теорије акреционог диска, која игра улогу у великом делу астрофизике.

Без обзира на детаље, спољна површина протозвезде се бар делимично састоји од гаса који је пао са унутрашње ивице диска. Површина се стога веома разликује од релативно мирне фотосфере преглавне секвенце или звезде главне секвенце. У својој дубокој унутрашњости, протозвезда има нижу температуру од обичне звезде. У свом центру, водоник-1 се још не спаја са самим собом. Теорија предвиђа, међутим, да се изотоп водоника деутеријум (водоник-2) спаја са водоником-1, стварајући хелијум-3. Топлота ове реакције фузије има тенденцију да надува протозвезду, и на тај начин помаже у одређивању величине најмлађих посматраних звезда пре главне секвенце.^[12]

Енергија произведена од обичних звезда долази од нуклеарне фузије која се дешава у њиховим центрима. Протозвезде такође генеришу енергију, али она долази од зрачења које се ослобађа при ударима на њиховој површини и на површини околног диска. Тако створено зрачење мора проћи кроз међузвездану прашину у околном густом језгру. Прашина апсорбује све фотоне који нападају и поново их зрачи на дужим таласним дужинама. Сходно томе, протозвезда се не може детектовати на оптичким таласним дужинама и не може се поставити у Херцшпрунг—Раселов дијаграм, за разлику од развијенијих звезда преглавне секвенце.

Предвиђа се да ће стварно зрачење које излази из протозвезде бити у инфрацрвеном и милиметарском режиму. Тачкасти извори таквог дуготаласног зрачења се обично виде у регионима који су заклоњени молекуларним облацима. Уобичајено се верује да су они који су конвенционално означени као извори класе 0 или класе I протозвезде.^[13]^[14] Међутим, још увек нема дефинитивних доказа за ову идентификацију.

Посматране класе младих звезда

Класа	вршна емисија	трајање (година)
0	субмилиметар	10⁴
I	далеко инфрацрвено	10⁵
II	блиско инфрацрвено	10⁶
III	видљиво	10⁷^[15]

Галерија

Видео протозвезде V1647 Орионис и њена рендгенска емисија (2004).

Протозвездани излив - HOPS 383 (2015).

Протозвезда у Хербиг-Хару 46/47.

Протозвезда унутар Бокове глобуле (уметнички приказ).

Звездано јато RCW 38, око младе звезде IRS2, систем две масивне звезде и протозвезде.

Види још

Хербиг-Харо објекат
Протопланетарни диск
NGC 7538, дом највеће откривене протозвезде која има величину око 300 пута већу од нашег Сунчевог система.

Референце

^ „Infant Star's First Steps”. Приступљено 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”. Приступљено 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.

Литература

Larson, R.B. (2003), Larson, Richard B. (2003). „The physics of star formation”. Reports on Progress in Physics. 66 (10): 1651—1697. Bibcode:2003RPPh...66.1651L. arXiv:astro-ph/0306595 . doi:10.1088/0034-4885/66/10/R03. .
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. Архивирано из оригинала 2005-04-29. г. Приступљено 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 (октобар 2020). „Fragmentation of star-forming filaments in the X-shaped nebula of the California molecular cloud”. Astronomy and Astrophysics (на језику: енглески). 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. стр. 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. стр. 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 $389_{-21}^{+24|doi=10.1086/520922}$ 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”. Ур.: 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. (фебруар 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. стр. 4. ISBN 0-521-78520-0.
Smith, Michael David (2004). The Origin of Stars. Imperial College Press. стр. 43–44. ISBN 1-86094-501-5.
„ALMA Witnesses Assembly of Galaxies in the Early Universe for the First Time”. Приступљено 23. 7. 2015.
Kwok, Sun (2006). Physics and chemistry of the interstellar medium. University Science Books. стр. 435–437. ISBN 1-891389-46-7.
Battaner, E. (1996). Astrophysical Fluid Dynamics. Cambridge University Press. стр. 166–167. ISBN 0-521-43747-4.
„ALMA Captures Dramatic Stellar Fireworks”. www.eso.org. Приступљено 10. 4. 2017.
Jog, C. J. (26—30. 8. 1997). „Starbursts Triggered by Cloud Compression in Interacting Galaxies”. Ур.: 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. (децембар 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. (новембар 2004). T. Storchi-Bergmann; L.C. Ho; Henrique R. Schmitt, ур. The Interplay among Black Holes, Stars and ISM in Galactic Nuclei. Cambridge University Press. стр. 485—488. Bibcode:2004IAUS..222..485V. arXiv:astro-ph/0406668 . doi:10.1017/S1743921304002996.