Versio 17. huhtikuuta 2019 kello 22.56 muokkaa Wgn (keskustelu \| muokkaukset) seulojat 8 905 muokkausta p kh ← Vanhempi muutos		Versio 12. elokuuta 2020 kello 13.52 muokkaa kumoa Velma (keskustelu \| muokkaukset) seulojat 66 024 muokkausta tyngitys (korjaamo 2012 -projekti) Merkkaus: Sisältö korvattu Uudempi muutos →
Rivi 1: ~~{{Korjattavat 2012\|1130}}~~ ~~{{lähteetön}}~~ [[Image:Protostar Herbig-Haro 46 47.jpg\|thumb\|350px\|Prototähti Herbig-Haro 46/47.]] '''Prototähti''' on syntyvä [[tähti]]. Sitä ympäröi tähtienvälisen aineen pilvi, josta tähti on tiivistymässä. Prototähtiä voidaan havaita vain pitkäaaltoisen säteilyn alueella: radio- tai infrapunasäteilyllä.<ref>{{Verkkoviite \| Osoite = http://www.astro.utu.fi/zubi/star/proto.htm \| Nimeke = Prototähti \| Tekijä = \| Tiedostomuoto = \| Selite = \| Julkaisu = Zubenelgenubi \| Ajankohta = \| Julkaisupaikka = \| Julkaisija = \| Viitattu = 20.1.2013 \| Kieli = }}</ref> '''Prototähti''' on syntyvä [[tähti]]. Sitä ympäröi tähtienvälisen aineen pilvi, josta tähti on tiivistymässä. Prototähtiä voidaan havaita vain pitkäaaltoisen säteilyn alueella: radio- tai infrapunasäteilyllä.<ref>{{Verkkoviite \| Osoite = http://www.astro.utu.fi/zubi/star/proto.htm \| Nimeke = Prototähti \| Tekijä = \| Selite = \| Julkaisu = Zubenelgenubi \| Ajankohta = \| Julkaisupaikka = \| Julkaisija = \| Viitattu = 20.1.2013 \| Kieli = {{en}} }}</ref> Tähdet syntyvät kaasupilvistä kutistumalla, jonka kitka vapauttaa lämpöä, mikä lopulta käynnistää [[ydinreaktio]]t. Tähti on kaasupilvi, joka tuottaa energiaa ydinreaktioilla. Prototähtivaihe kestää tähtienvälisen kaasupilven kutistumisesta ydinreaktioiden alkamiseen tähden keskustassa. Prototähden tyypillinen läpimitta on 100 [[astronominen yksikkö\|AU]]. Prototähdelle syntyy varsin varhaisessa vaiheessa kaasukiekko, johon putoaa ympäröivästä kaasuvaipasta kaasua. Toisaalta syntynyt, valoa loistava tähti suihkuttaa navoiltaan ainetta valtavalla nopeudella. ~~== Tyypillinen rakenne==~~ 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. ~~== Kehitys ==~~ Jos prototähti havaitaan, se nähdään [[infrapuna]]-alueella [[IR]]-lähteenä kaasu- ja pölypilven sisässä. Prototähtivaihe kestää [[Aurinko\|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 [[molekyylipilvi\|jättiläismolekyylipilven]] kutistumisella, joka johtuu [[Linnunrata\|Linnunradan]] [[tiheysaalto\|tiheysaallosta]], [[supernova]]räjähdyksen aiheuttamasta [[shokkiaalto\|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 [[parsek]]ia eli 20 000 [[Astronominen yksikkö\|AU]]:ta tai 4,3 miljoonaa Auringon sädettä. Lämpötila pilven sisuksissa on 10 kelviniä. Alussa pilven tiheysjakauma noudattaa lakia p=r<sup>-3/2</sup> ja ulompana yli 5000 AU:n päässä p=r<sup>-2</sup>. 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. [[Viriaaliteoreema]]n mukaan puolet syntyneestä gravitaatioenergiasta joka on luokkaa 710<sup>41</sup> joulea lämmittää tähteä ja puolet säteilee pois. Viriaaliteoreemassahan 2lämpöliike+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 [[sähkömagneettinen säteily\|sähkömagneettista säteilyä]]. Aluksi syntyvä 40 km/s prototähti säteilee [[radio]]alueella, [[mikroaaltoalue]]ella ja [[alimillimetrialue]]ella. Sitten säteilyn maksimi siirtyy [[kaukoinfrapuna]]an ja [[lähi-infrapuna]]an. Lopulta tähti säteilee näkyvää [[valo]]a, 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 [[infrapuna]]lle, 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 vaihetta ===~~ 1) Noin 400 000 AU:n (2 parsekia) ''läpimittaisen'' tiheä molekyylipilvi jolla on tiheä ydin, esitähti kutistuu. Vain 10% suurista 100 000 Auringon massaisista [[molekyylipilvi]]stä 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. [[esiplanetaarinen kiekko\|Kaasukiekon]] läpimitta 100 [[Astronominen yksikkö\|AU]]. Tämä vaihe kestää 0,1–3 miljoonaa vuotta. Sitä kutsutaan [[T Tauri-tähti\|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 [[pääsarja]]vaiheessa. Tämä on esipääsarjavaihe eli PMS. ~~6) Pääsarjavaihe, jolloin Auringon massaisen tähden pintalämpötila 6000 astetta. Tähti vakautunut, ydinreaktiot alkaneet.~~ ~~===Klassinen teoria prototähden alkuvaiheista===~~ ~~{\| border=1 cellpadding=3 cellspacing=0~~ ~~\|- bgcolor=#F9F9F9~~ ~~! Luokka~~ ~~! Vaihe~~ ~~! Läpimitta~~ ~~! Keskipiste<br>tiheys g cm<sup>-3</sup>~~ ~~! Lämpötila~~ \|- ~~\| A \|\| [[Tähtien kehityksen aikaskaalat\|Vapaa putoaminen]]~~ ~~\|\| 0,1 [[parsek\|pc]]~~ ~~\|\| 10<sup>-13</sup>~~ ~~\|\| <2000 kelviniä~~ \|- ~~\| B \|\| Ensimmäinen ydin <br> muutaman AU:n~~ ~~<br>vakaa ydin, koska kutistuvan pilven sisäinen lämpötila ja paine kasvavat.<br>~~ ~~Vakaa ydin hyvin pieni ja optisesti paksu (läpinäkymätön)~~ ~~<br> Useimmat pölyhituset haihtuvat 1000 [[kelvin]]issä.~~ ~~\|\| 10 000 [[Astronominen yksikkö\|AU]]~~ ~~\|\| 10<sup>-2</sup>~~ ~~\|\| < 2000 kelviniä~~ \|- ~~\| C \|\| Läpinäkymätön vaihe <br>~~ ~~Molekyylien [[dissosiaatio (kemia)\|dissosiaatio]] alkaa , sisustan lämpötila yli 2000 K<br> [[adiabaattinen]] [[eksponentti]] <br> putoaa alle 4/3~~ ~~<br> Pilven keskusta romahtaa toisen kerran [[vapaan putoamisen aikaskaala]]ssa~~ ~~\|\| < 10 [[Astronominen yksikkö\|AU]]~~ ~~\|\| 10<sup>0</sup>~~ ~~\|\| < 2000 kelviniä~~ \|- ~~\| D \|\| Kasautumisvaihe <br> ydin saapuu pääkasautumisvaiheeseen, ytimestä tulee optisesti paksu,<br> "tähden ikä 0",<br> kertymäkiekko syntyy <br> jossain vaiheessa tälle tähdelle~~ ~~\|\| < 10 R<sub>O</sub>~~ ~~\|\| ~10<sup>0</sup>~~ ~~\|\| > 100 000 kelviniä~~ \|} ~~== Prototähtien lajit ==~~ ~~{\| border=1 cellpadding=3 cellspacing=0~~ ~~\|- bgcolor=#F9F9F9~~ ~~! Luokka~~ ~~! Kuvaus,vaihe~~ ~~! Vaipan/kiekon koko~~ ~~! Kasautumis<br>vauhti~~ ~~! Kiekon/<br>vaipan massa~~ ~~! Ikä~~ \|- ~~\| '''Luokka 0''' \|\| [[Adiabaattinen]], <br>kiekko ja ulosvirtaukset muodostuvat.~~ ~~\|\| <10000~~ ~~\|\| 10<sup>-4</sup>~~ ~~\|\| 0,14 -- 2,8 M<sub>O</sub>~~ ~~\|\| 10<sup>4</sup> -- 10<sup>5</sup>~~ \|- ~~\| '''Luokka I''' \|\| Kasautuminen, [[deuterium]] palaa,<br> kaasun [[konvektio]] alkaa, jonkin verran kaasun putoamista, <br>suihkut hallitsevat massavirtaa.~~ ~~\|\| <1000 AU~~ ~~\|\| 10<sup>-5</sup>~~ ~~\|\| 0,015 -- 0,15 M<sub>O</sub>~~ ~~\|\| 10<sup>5</sup>~~ \|- ~~\| '''Luokka II''' \|\| Hidas massan sisään putoaminen,<br> [[konvektiivinen]], [[radiatiivinen]]. \|\| < 400 AU~~ ~~\|\| 10<sup>-6</sup> -- 10<sup>-7</sup>~~ ~~\|\| x~~ ~~\|\| 10<sup>6</sup> -- 10<sup>7</sup>~~ \|- ~~\| '''Luokka III''' \|\| Konvektiivinen, radiatiivinen,<br> ydinpolttoaine alkaa palaa. \|\| ~ 100 AU~~ ~~\|\| ?~~ ~~\|\| ?~~ ~~\|\| 10<sup>6</sup> -- 10<sup>7</sup>~~ \|- ~~\| '''[[ZAMS]]''' \|\| Konvektiivinen, radiatiivinen ,<br> täysi ydinpolttoaineen palaminen. \|\| ?~~ ~~\|\| ?~~ ~~\|\| ?~~ ~~\|\| ?~~ \|} ==Katso myös== Rivi 122 ⟶ 17: * [http://www.astrophysicsspectator.com/topics/stars/Protostars.html Protostars] {{en}} {{Tynkä/Tähtitiede}} [[Luokka:Tähden kehitys]]

Ero sivun ”Prototähti” versioiden välillä