Protostar
Nașterea stelelor
|
Mediu interstelar Nor molecular Moloculară globulă Bok Nebuloasă întunecată Protostar tip T stea variabilă Tauri Stea secvenței pre-principale Stea Herbig Ae / Be Herbig-Haro Obiect |
|
Funcția inițială de masă Instabilitate gravitațională Mecanismul Kelvin-Helmholtz Ipoteza nebuloasei Migrația planetară |
Un protostel sau protostel este o masă mare care se formează prin contracția gazelor dintr-un nor molecular gigant într- un mediu interstelar format în principal din hidrogen și heliu . Faza protostelară este o etapă timpurie în procesul de formare a stelelor. Pentru o stea de dimensiunea Soarelui , aceasta durează aproximativ 100.000 de ani. În materie se concentrează pe sine și swirls în jurul unui centru de gravitate , viitorul inima stelei . Căderea materiei către centrul său face ca protosteaua să devină din ce în ce mai strălucitoare până când praful pe care l-a atras împiedică trecerea luminii vizibile. Protostelul înconjurat de un cocon de praf devine apoi o globulă obscură (de confundat cu globul lui Bok ). Aceasta se încheie cu formarea unei stele de tip T Tauri , care apoi se dezvoltă într-o stea de secvență principală . Acest lucru este anunțat de vântul T Tauri, un tip de super- vânt solar care marchează trecerea unui protostel într-o stea. Protostelul devine o stea atunci când nu mai sunt șocurile materiei, ci reacțiile nucleare care o luminează.
Observațiile au arătat că norii moleculari gigantici se află aproximativ într-o stare de echilibru virial , energia de legare gravitațională a norului este echilibrată de presiunea termică a moleculelor și a particulelor de praf care constituie norul. Deși presiunea termică este probabil efectul dominant în combaterea prăbușirii gravitaționale a miezurilor protostelare, presiunea magnetică, turbulența și rotația pot juca, de asemenea, un rol (Larson, 2003). Orice perturbare din nor îi poate tulbura starea de echilibru. Exemple de perturbări sunt undele de șoc supernova , undele de densitate spirală din galaxii și apropierea apropiată sau coliziunea cu un alt nor. Dacă perturbarea este suficient de mare, aceasta poate duce la instabilitate gravitațională și poate provoca prăbușirea unei anumite regiuni a norului.
Fizicianul britanic Sir James Jeans a analizat în detaliu fenomenul de mai sus. El a reușit să arate că, în condiții adecvate, un nor sau o parte din el va începe să se contracte așa cum s-a descris mai sus. El a obținut o formulă pentru calcularea masei și a dimensiunii pe care norul ar trebui să o crească pe baza densității și temperaturii sale înainte de a începe contracția gravitațională. Această masă critică este cunoscută sub numele de masa Jeans . Acesta este dat de următoarea formulă:
unde n este densitatea numărului de particule, m este masa particulei „medii” a gazului din nor și T este temperatura gazului.
Fragmentare
Stelele se găsesc adesea în grupuri numite grupuri care s-au format în același timp. Acest lucru poate fi explicat prin presupunerea că atunci când un cloud se contractă, nu o face uniform. De fapt, așa cum a subliniat Richard Larson pentru prima dată , norii moleculari gigantici în care se formează stelele sunt universal observați că au viteze turbulente impuse pe toate scările din nor. Aceste viteze turbulente comprimă gazul cu unde de șoc , care generează filamente și structuri masive în norul molecular uriaș pe o gamă largă de dimensiuni și densități. Acest proces se numește fragmentare turbulentă . Unele structuri masive își vor depăși masa Jeans-ului și vor deveni gravitaționale instabile și se pot fragmenta din nou pentru a forma un sistem stelar unic sau multiplu.
Încălzirea datorată energiei gravitaționale
Pe măsură ce norul continuă să se contracte, începe să crească în temperatură. Acest lucru nu este cauzat de reacții nucleare, ci de conversia energiei gravitaționale în energie cinetică termică. Pe măsură ce o particulă (atom sau moleculă) își micșorează distanța față de centrul fragmentului contractat, aceasta va avea ca rezultat o scădere a energiei sale gravitaționale. Energia totală a particulei trebuie să rămână constantă, deci reducerea energiei gravitaționale trebuie să fie însoțită de o creștere a energiei cinetice a particulei. Aceasta poate fi exprimată ca o creștere a energiei cinetice termice sau a temperaturii norilor. Cu cât norul este contractat, cu atât crește temperatura acestuia.
Coliziunile dintre molecule le lasă mai des în stări de excitație care pot emite radiații decât în stări de degradare. Radiația are adesea o frecvență caracteristică. La aceste temperaturi (10-20 Kelvin ), radiația este inclusă în microunde sau în infraroșul spectrului. Majoritatea acestei radiații scapă, împiedicând temperatura norului să crească rapid.
Pe măsură ce norul se contractă, densitatea moleculelor crește. Acest lucru va face mai dificilă evacuarea radiației emise. Acest lucru se datorează faptului că norul de gaz devine opac la radiații și temperatura din nor începe să crească mai rapid.
Faptul că norul devine opac la radiațiile infraroșii ne face mai dificil să știm ce se întâmplă acolo, deoarece nu îl mai putem observa direct. Trebuie să urmărim cu o lungime de undă radio din care radiația poate scăpa chiar și în cei mai densi nori. În plus, teoria și modelarea computerizată sunt necesare pentru a înțelege această fază.
Atâta timp cât materia înconjurătoare se prăbușește pe condensul central, norul este considerat a fi în faza protostelară. Când învelișul de gaz / praf din jur se dispersează și procesele de acumulare se opresc, steaua este considerată apoi o stea secvență pre-principală . În diagrama HR, aceasta pare a fi pe linia nașterii stelare .
Exemple
Protostele cu o masă mai mică decât cea a Soarelui : Protostele de masă mai mare: Protostele de masă nelistate:Note și referințe
- ( fr ) Acest articol este preluat parțial sau în întregime din articolul Wikipedia din limba engleză intitulat „ Protostar ” ( vezi lista autorilor ) .
- Academia Franceză, „ Definiția protoétoile ” (accesat la 27 martie 2021 )
- Antidot software - ul indică faptul că acest cuvânt este scris fără cratimă, potrivit unor corecții de ortografie franceză în 1990 .
- „ Protostar, definiția Larousse ” (accesat la 8 martie 2019 )
- https://media4.obspm.fr/public/ressources_lu/pages_planetologie-formation/formation-etoile.html
- http://www.insu.cnrs.fr/node/6305
Vezi și tu
Bibliografie
- Larson, RB (2003), The physics of star formation , Reports on Progress in Physics, vol. 66, numărul 10, p. 1651–1697
Articole similare
- Nașterea stelelor
- Evoluția stelară
- Disc protoplanetar
- Stea secvență pre-principală
- Obiect Herbig-Haro
- NGC 7538 , nebuloasa cu cea mai mare protostelă descoperită, care este de aproximativ 300 de ori mai mare decât sistemul nostru solar