Protostar
formation de goudron Un protostar est un objet ce des formes par contraction hors du gaz d'un nuage moléculaire géant dans le milieu interstellaire . La phase protostellar est une partie en cours de formation d'étoile. Une étoile de la solaire-masse elle dure environ 100. Elle commence par un noyau de densité accrue dans un nuage moléculaire et les extrémités avec la formation d'un T Tauri tiennent le premier rôle , qui développe alors en étoile de séquence principale . Ceci est annoncé par le vent , un type du T Tauri de vent solaire superbe qui marque le changement de la masse de accroissement d'étoile dans rayonner l'énergie. Les observations indiquent que les nuages moléculaires géants sont approximativement dans un état de &mdash virial de l'équilibre ; dans l'ensemble, l'énergie de liaison de la gravité du nuage est équilibrée par la pression thermique des molécules constitutives du du nuage et des particules de poussière. Bien que la pression thermique soit probable l'effet dominant en contrecarrant l'effondrement de la gravité des noyaux protostellar, la pression, la turbulence et la rotation magnétiques peuvent également jouer un rôle (Larson, 2003). N'importe quelle perturbation au nuage peut déranger son état d'équilibre. Les exemples des perturbations sont des ondes chocs des vagues de densité de spirale de des supernovas dans les galaxies et l'approche ou la collision étroite d'un autre nuage. Si la perturbation est suffisamment grande, elle peut mener à l'instabilité de la gravité et à l'effondrement suivant d'une région particulière du nuage.
Les jeans britanniques de James de de monsieur de physicien ont considéré le phénomène ci-dessus en détail. Il pouvait prouver que, dans des conditions appropriées, un nuage, ou une partie d'un, commencerait à se contracter comme décrit ci-dessus. Il a dérivé une formule pour calculer la masse et la taille qu'un nuage devrait atteindre en fonction de sa densité et de température avant que la contraction de la gravité commence. Cette masse critique est connue pendant que les jeans de amassent . Elle est donnée par la formule suivante : = de M_j de
là où le n est la densité de nombre de particules, le m est la masse de la particule « moyenne » de gaz dans le nuage et le T est la température de gaz.
Fragmentation
Des étoiles sont souvent trouvées dans les groupes connus sous le nom de faisceaux qui semblent avoir formé à environ le même temps. Ceci peut être expliqué si on le suppose que pendant qu'un nuage se contracte il ne fait pas tellement uniformément. En fait, comme d'abord précisé par le Richard Larson , on observe universellement les nuages moléculaires géants en lesquels des étoiles sont formées pour avoir des vitesses turbulentes du imposées à toutes les échelles dans le nuage. Ces vitesses turbulentes compriment le gaz dans les chocs qui produisent des filaments et des structures clumpy dans le nuage moléculaire géant sur un éventail de tailles et de densités. Ce processus désigné sous le nom de la fragmentation turbulente . Quelques structures clumpy dépasseront leurs jeans de masse de et deviendront gravitationellement instables, et peuvent encore réduire en fragments pour former un système d'étoile simple ou multiple.
Celui que la raison, le nuage divise vers le haut en plus petits, plus denses secteurs qui peuvent encore diviser en plus petits secteurs encore - les résultats étant un faisceau des protostars. Ceci est conforme certainement à l'observation que les faisceaux d'étoile sont communs.
Chauffage due à l'énergie de la gravité
Pendant que le nuage continue à se contracter il commence à augmenter dans la température. Ceci n'est pas provoqué par des réactions nucléaires mais par la conversion de l'énergie de la gravité en énergie cinétique thermique. Pendant qu'une particule (atome ou molécule) diminue sa distance du centre du fragment de adjudication ceci aura comme conséquence une diminution de son énergie de la gravité. Toute l'énergie de la particule doit demeurer constante ainsi la réduction de l'énergie de la gravité doit être accompagnée d'une augmentation de l'énergie cinétique des particules. Ceci peut être exprimé en tant qu'une augmentation de l'énergie cinétique thermique, ou température , du nuage. Plus le nuage contracte plus les augmentations de la température.
Les collisions entre les molécules les laissent souvent dans les états excited qui peuvent émettre le rayonnement pendant que ces états se délabrent. Le rayonnement est souvent d'une fréquence caractéristique. À ces températures (10 20 au Kelvins le rayonnement est dans la micro-onde ou la gamme infrarouge du du spectre. La majeure partie de ce rayonnement s'échappera par conséquent empêchant l'élévation rapide de la température du nuage.
Pendant que le nuage se contracte la densité de nombre des molécules augmente. Ceci le rendra par la suite plus difficile pour que le rayonnement émis s'échappe. En effet, le gaz devient opaque au rayonnement et la température dans le nuage commencera à s'élever plus rapidement.
Le fait que le nuage devient opaque au rayonnement dans l'infrarouge le rend difficile pour que nous observent directement ce qui se produit. Nous devons regarder au rayonnement de la radio de plus longue longueur d'onde qui échappe même aux nuages les plus denses. En outre, la théorie et la modélisation d'ordinateur sont nécessaires pour comprendre cette phase.
Tant que la matière environnante tombe sur la condensation centrale, on le considère à l'étape protostar. Quand l'enveloppe environnante de gaz/poussière disperse et procédé d'augmentation s'arrête, l'étoile est considérée en tant qu'étoile Pré-principale d'ordre de . Dans le diagramme d'heure de alors elle semble être sur le birthline stellaire .
Histoire
Le " de limite ; proto-star" ; semble avoir été d'abord employé dans la copie en 1889. " de ; Un protostar acquérant deux condensations deviendra une binaire et sera stable ensuite si des résultats binaires ou simples d'une étoile dépend en grande partie de tout le moment angulaire du protostar" ;.
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