Prototähti
 |
Tähän artikkeliin tai osioon ei ole merkitty lähteitä, joten tiedot kannattaa tarkistaa muista tietolähteistä. Voit lisätä artikkeliin tarkistettavissa olevia lähteitä ja merkitä ne ohjeen mukaan. |
Prototähti on syntyvä tähti. Sitä ympäröi tähtienvälisen aineen pilvi, josta tähti on tiivistymässä. Prototähtiä voidaan havaita vain pitkäaaltoisen säteilyn alueella: radio- tai infrapunasäteilyllä.[1]
Tähdet syntyvät kaasupilvistä kutistumalla, jonka kitka vapauttaa lämpöä, mikä lopulta käynnistää ydinreaktiot. Tähti on kaasupilvi, joka tuottaa energiaa ydinreaktioilla. Prototähtivaihe kestää tähtienvälisen kaasupilven kutistumisesta ydinreaktioiden alkamiseen tähden keskustassa. Prototähden tyypillinen läpimitta on 100 AU. Prototähdelle syntyy varsin varhaisessa vaiheessa kaasukiekko, johon putoaa ympäröivästä kaasuvaipasta kaasua. Toisaalta syntynyt, valoa loistava tähti suihkuttaa navoiltaan ainetta valtavalla nopeudella.
Tyypillinen rakenneMuokkaa
Juuri syntynyt, luokan 0 prototähti on rakenteeltaan punertava tähti, jota ympäröi litteä kaasukiekko. Kiekko paksunee voimakkaasti 100-200 AU:n päässä keskustähdestä. Sivulta virtaa tähän paksunemaan kaasua. Tähden ympäristöstä sinkoutuu kaasua nopeina suihkuina kauas avaruuteen. Kaasun kiihdyttää kiekon kuuman sisäosan ja tähden ympäristön välinen magneettinen vuorovaikutus.
KehitysMuokkaa
Jos prototähti havaitaan, se nähdään infrapuna-alueella IR-lähteenä kaasu- ja pölypilven sisässä. Prototähtivaihe kestää Auringon kaltaisella tähdellä tyypillisesti 10 miljoonaa vuotta, ja 15 Auringon massaisella tähdellä "vain" 50 000–100 000 vuotta. Esimerkkejä varsinaisista prototähdistä ovat CE (1996) ja M(2000), jotka pyörivät hyvin nopealla, noin 300 kilometrin sekuntivauhdilla. Prototähti alkaa tasapainotilassa olevan jättiläismolekyylipilven kutistumisella, joka johtuu Linnunradan tiheysaallosta, supernovaräjähdyksen aiheuttamasta shokkiaallosta tai pilvien keskinäisestä törmäyksestä. Kutistuva pilven alue useimmiten pirstoutuu eli fragmentoituu osiin, jotka taas hajoavat osiin, jotka hajoavat osiin. Lopputulos on tähtijoukko. Auringon massaisen tiheän pilven eli Bokin globulin säde on tyypillisesti 0,1 parsekia eli 20 000 AU:ta tai 4,3 miljoonaa Auringon sädettä. Lämpötila pilven sisuksissa on 10 kelviniä.
Alussa pilven tiheysjakauma noudattaa lakia p=r-3/2 ja ulompana yli 5000 AU:n päässä p=r-2. Pilvistä tehdyt mittaukset ovat hyvin epätarkkoja tämän suhteen. Pilven tiheys kasvaa keskustaa kohden. Kutistuvan pilven lämpötila kasvaa jatkuvasti kaasuosasten putoamisliikkeen synnyttävän kitkan vaikutuksesta. Ensin vetymolekyylit hajoavat eli dissosioituvat noin 2000 asteen lämpötilassa. Sitten vetyatomit ionisoituvat suunnilleen 10 000 asteen lämpötilassa. Tähti alkaa säteillä näkyvää valoa kun sen pinta on noin 2500 asteen lämpöinen. Helium ionisoituu 100 000 asteessa. Viriaaliteoreeman mukaan puolet syntyneestä gravitaatioenergiasta joka on luokkaa 7*1041 joulea lämmittää tähteä ja puolet säteilee pois. Viriaaliteoreemassahan 2*lämpöliike+gravitaatio=0. Lopuksi syntyvän tähden keskustassa alkaa ydinreaktio. Kutistuvan pilven tiheä keskusosa ehtii romahtaa kasaan ennen kuin harva laitaosa. Koska prototähti pyörii noin, sen tiiviin ytimen ympärille muodostuu laaja kaasukiekko, josta tulee myöhemmin planeettakunta. Kaasukiekko on kertymäkiekko, koska siihen putoaa jatkuvasti kaasua. Tähden lämpötila nousee ja se säteilee säteilylakien mukaan yhä lyhytaaltoisempaa sähkömagneettista säteilyä. Aluksi syntyvä 40 km/s prototähti säteilee radioalueella, mikroaaltoalueella ja alimillimetrialueella. Sitten säteilyn maksimi siirtyy kaukoinfrapunaan ja lähi-infrapunaan. Lopulta tähti säteilee näkyvää valoa, joka ei monesti näy tiheän pilven läpi. Auringon massaisen tähden kiekon minimisäde on 2–5 Auringon sädettä. Auringon pitäisi kutistuttuaan pyöriä 200–300 km/s.
Eräässä vaiheessa pilvi tulee läpinäkymättömäksi infrapunalle, joka vaikeuttaa suoria havaintoja. Prototähden muodostumisen lopputulos on pääsarjan tähti, jolla on ympärillään kaasusta ja pölystä muodostunut kiekko, jossa alkanut planeettakunnan syntyprosessi jatkuu. Juuri syntynyt pääsarjan tähti voi arvion mukaan pyöriä 50–150 km/s tai nopeamminkin tai alle 10 km/s. Havainnot viittaavat siihen, että syntyneet tähdet saattavat pyöriä hyvin erilaisilla nopeudella. Esipääsarjan tähdet pyörivät ehkä 20–60 km/s. pyörimisnopeus riippuu edeltävän prototähden massasta.
Tunnettu prototähti on IRAS 4 sumussa NGC 1333, joka on esikaksoistähti. Kun prototähti on kutistunut noin 70–1000 Auringon säteiseksi, siitä tulee ensin FU Orionis -tähti, sitten T Tauri-tähti. Globulia B335 epäillään alkuvaiheessa olevaksi prototähdeksi.
Kehityksen kuusi vaihettaMuokkaa
1) Noin 400 000 AU:n (2 parsekia) läpimittaisen tiheä molekyylipilvi jolla on tiheä ydin, esitähti kutistuu. Vain 10% suurista 100 000 Auringon massaisista molekyylipilvistä muodostuu tähdiksi.
2) Noin 10 000 AU:n säteinen pilven ydin alkaa kutistua. Lopulta tähti alkaa säteillä valoa. Juuri kutistuneen suunnilleen auringon massaisen tähden ikä on 100 000 vuotta. Esimerkki esitähtiytimestä Oph D eli L 1696A.
3) Prototähti noin 500 AU:n säteisen molekyylipilven sisässä. Prototähti on kaasukiekon ympäröimä valoa loistava tähti, jonka navoilta lähtevät suihkut, jotka syntyvät esitähden ja sitä ympäröivän ionisoituneen kaasukiekon magneettisesta kytkennästä. Vaihe kestää 10 000–100 000 vuotta. Nuorten tähtien luokka 0. Pilven lämpötila 20–35 K. Tähden pintalämpötila 3500–4500 astetta. Kiekkoon virtaa epäsäännöllisesti kaasua, niin että se repeytyy välillä kappaleiksi. Suihkut purkautuvat ajoittain voimakkaasti. Monet prototähdet pyörivät noin 40 km/s tai 25 km/s.
4) Kaasukiekon ja tähden ympärillä oleva molekyylipilvi hävinnyt. Kaasukiekon läpimitta 100 AU. Tämä vaihe kestää 0,1–3 miljoonaa vuotta. Sitä kutsutaan T Tauri-vaiheeksi. Nuorten tähtien luokka I/II.
5) Noin 3–50 miljoonaa kestävä vaihe, jossa planeetat osin muotoutuneet ja pölykiekko hävinnyt. Planeettojen välissä vielä runsaasti muodostumisesta jäänyttä romua. Keskustähti ei vielä täysin vakaassa pääsarjavaiheessa. Tämä on esipääsarjavaihe eli PMS.
6) Pääsarjavaihe, jolloin Auringon massaisen tähden pintalämpötila 6000 astetta. Tähti vakautunut, ydinreaktiot alkaneet.
Klassinen teoria prototähden alkuvaiheistaMuokkaa
| Luokka | Vaihe | Läpimitta | Keskipiste tiheys g cm-3 |
Lämpötila |
|---|---|---|---|---|
| A | Vapaa putoaminen | 0,1 pc | 10-13 | <2000 kelviniä |
| B | Ensimmäinen ydin muutaman AU:n
|
10 000 AU | 10-2 | < 2000 kelviniä |
| C | Läpinäkymätön vaihe Molekyylien dissosiaatio alkaa , sisustan lämpötila yli 2000 K |
< 10 AU | 100 | < 2000 kelviniä |
| D | Kasautumisvaihe ydin saapuu pääkasautumisvaiheeseen, ytimestä tulee optisesti paksu, "tähden ikä 0", kertymäkiekko syntyy jossain vaiheessa tälle tähdelle |
< 10 RO | ~100 | > 100 000 kelviniä |
Prototähtien lajitMuokkaa
| Luokka | Kuvaus,vaihe | Vaipan/kiekon koko | Kasautumis vauhti |
Kiekon/ vaipan massa |
Ikä |
|---|---|---|---|---|---|
| Luokka 0 | Adiabaattinen, kiekko ja ulosvirtaukset muodostuvat. |
<10000 | 10-4 | 0,14 -- 2,8 MO | 104 -- 105 |
| Luokka I | Kasautuminen, deuterium palaa, kaasun konvektio alkaa, jonkin verran kaasun putoamista, suihkut hallitsevat massavirtaa. |
<1000 AU | 10-5 | 0,015 -- 0,15 MO | 105 |
| Luokka II | Hidas massan sisään putoaminen, konvektiivinen, radiatiivinen. |
< 400 AU | 10-6 -- 10-7 | x | 106 -- 107 |
| Luokka III | Konvektiivinen, radiatiivinen, ydinpolttoaine alkaa palaa. |
~ 100 AU | ? | ? | 106 -- 107 |
| ZAMS | Konvektiivinen, radiatiivinen , täysi ydinpolttoaineen palaminen. |
? | ? | ? | ? |
Katso myösMuokkaa
O · B · A · F · G · K · M
Bariumtähti · Hiilitähti · Teknetiumtähti
LähteetMuokkaa
- ↑ Prototähti Zubenelgenubi. Viitattu 20.1.2013.
Aiheesta muuallaMuokkaa
- Nuclear Fusion in Protostars (englanniksi)
- Protostars (englanniksi)