Prožvaigždė

Straipsnis iš Vikipedijos, laisvosios enciklopedijos.
Peršokti į: navigaciją, paiešką
RCW 38 žvaigždžių spiečiaus dalis aplink jauną masyvią žvaigždę IRS2, kuri iš tiesų yra dvinarė žvaigždė, kurios abi komponentės vienodai masyvios. Nuotrauka daryta su VLT (Very Large Telescope) NACO adaptyvine optika. Šiame regione taip pat daug prožvaigždžių.

Prožvaigždė – masyvus dujų debesis, esantis gravitacinio traukimosi būsenoje, skendintis tankiame dujų ir dulkių apvalkale, pradinė žvaigždės formavimosi stadija.

Prožvaigždės susidaro dideliuose molekuliniuose debesyse, esančiuose tarpžvaigždinėje terpėje. Iš pradžių debesyje atsiranda sutankėjimų, kurie tampa būsimų prožvaigždžių branduoliais, aplink juos kaupiasi medžiaga ir susiformuoja prožvaigždė. Kai tankus apvalkalas praretėja tiek, kad galima stebėti pakankamai spinduliuotės optiniame diapazone, sakoma kad ji tapo žvaigžde, esančia iki pagrindinės sekos. Šį pasikeitimą žymi stiprūs žvaigždžių vėjai. Vėliau ši žvaigždė evoliucionuoja į pagrindinės sekos objektą - centre prasideda vandenilio virtimo heliu branduolių sąlajos reakcijos.

Stebėjimais nustatyta, kad molekuliniai debesys visada būna pusiausvyros būsenoje - juos sudarančių molekulių šiluminė kinetinė energija atsveria gravitacijos energiją ir debesys nesitraukia. Tačiau ši pusiausvyra yra labai nestabili. Ją sutrikdyti gali, pavyzdžiui, netoliese sprogusios supernovos žybsnio energija, netolygus tankio pasiskirstymas galaktikoje arba prasilenkimas ar susidūrimas su kitu molekuliniu debesiu. Jei sutrikdymas pakankamai didelis, debesyje suardoma pusiausvyra ir jis ima trauktis.

Pirmas šį reiškinį detaliai aprašė britų fizikas Džeimsas Džinsas (James Jeans). Jis įrodė, kad, esant tinkamoms salygoms, debesis arba jo dalis ima trauktis. Taip pat Džinsas išvedė formulę debesies kritinės masės ir dydžio, kaip funkcijos nuo tankio ir temperatūros prieš pradedant trauktis, apskaičiavimui. Mažiausia masė, kurią turėdamas debesis jau gali trauktis, vadinama Džinso mase ir apskaičiuojama pagal tokią formulę:

 M_j = \frac{9}{4} \times \left( \frac{1}{2 \pi n} \right) ^ \frac{1}{2} \times \frac{1}{m ^ 2} \times \left( \frac{kT}{G} \right) ^ \frac{3}{2}

n - dalelių koncentracija, m - vidutinė dalelės masė, T - temperatūra.

Fragmentacija[taisyti | redaguoti kodą]

Žvaigždės dažniausiai formuojasi ne po vieną, o grupėmis - spiečiais. Taip yra dėl to, kad debesis traukiasi netolygiai. Molekuliniai debesys, kuriuose formuojasi žvaigždės, yra nehomogeniški, juose dalelės juda skirtingais greičiais. Turbulentiniai judėjimai debesyje sukelia smūgines bangas, dėl kurių susidaro didesnio tankio gumulai. Šis procesas vadinamas turbulentine fragmentacija arba tiesiog fragmentacija. Kai kurių gumulų masės viršija Džinso masę ir jie ima trauktis arba toliau fragmentuotis, suformuodami daugianares žvaigždes. Pradėjęs fragmentuotis, debesis skyla į vis daugiau gumulų, taip ir susiformuoja spiečiai su šimtais tūkstančių arba milijonais žvaigždžių.

Traukimosi sukeltas temperatūros augimas[taisyti | redaguoti kodą]

Kai debesis traukiasi, jo temperatūra auga. Taip yra ne dėl branduolinių reakcijų, nes jos dar nevyksta. Temperatūros augimą sukelia gravitacinės sąveikos energijos virsmas šilumine kinetine energija. Kuo labiau debesis traukiasi, tuo labiau išauga jo temperatūra.

Po susidūrimo viena su kita dalelės dažnai lieka sužadintose būsenose, dėl ko jos spinduliuoja mikro ir infraraudonųjų bangų spinduliuotę (10 - 20 K temperatūroje). Didžioji dalis spinduliuotės palieka debesį, išsinešdama šiluminę energiją ir neleisdama temperatūrai pakilti per greitai.

Gumului traukiantis, jame didėja dalelių koncentracija ir spinduliuotei tampa vis sunkiau palikti debesį. Galiausiai jis tampa pernelyg tankus ir spinduliuotė nebegali ištrūkti. Tada temperatūra kyla daug greičiau.

Kai gumulas tampa toks tankus, kad infraraudonoji spinduliuotė nebegali iš jo ištrūkti, labai apsunkėja jo stebėjimas. Tada galima atlikti stebėjimus tik radijo bangų diapazone. Todėl šioje stadijoje žvaigždžių formavimose tyrimams reikalingi teoriniai ir kompiuteriniai modeliai.

Prožvaigždė tampa žvaigžde, kai baigiasi akrecijos procesas ir išsisklaido ją supantis medžiagos apvalkalas. Tada ji vadinama iki pagrindinės sekos žvaigžde ir jau turi savo vietą HR diagramoje ant žvaigždžių "gimimo" linijos. Galiausiai žvaigždėje ima vykti termobranduolinės reakcijos ir ji pasiekia pagrindinę seką.

Šaltiniai[taisyti | redaguoti kodą]

  • Larson, R.B. (2003), The physics of star formation, Reports on Progress in Physics, vol. 66, issue 10, pp. 1651–1697

Išorinės nuorodos[taisyti | redaguoti kodą]