• Artykuły
  • Forum
  • Ciekawostki
  • Encyklopedia
  • Protogwiazda



    Podstrony: 1 [2] [3] [4]
    Przeczytaj także...
    Niestabilność Jeansa – proces, który prowadzi do zapadania grawitacyjnego obłoków materii i formowania się gromad galaktyk, galaktyk, gwiazd, itp. Niestabilność zachodzi w przypadku, kiedy obłok gazu nie jest w stanie zachować równowagi hydrostatycznej, którą określa wzór:Zapadanie grawitacyjne (kolaps) – zjawisko kurczenia się skupisk materii pod wpływem siły grawitacji. Jeden z najbardziej powszechnych procesów zachodzących we Wszechświecie w najróżniejszych skalach przestrzennych i czasowych, począwszy od formowania się gromad galaktyk, galaktyk, a skończywszy na narodzinach, ewolucji i śmierci gwiazd. Zapadanie obłoków gazu zachodzi, gdy nie jest możliwe zachowanie równowagi hydrostatycznej, tzn. kiedy ciśnienie całkowite gazu nie jest w stanie zrównoważyć oddziaływań grawitacyjnych. Stan taki osiągany jest przez dowolne skupisko materii, które przekroczy masę krytyczną, zwaną masą Jeansa.
    Wyobrażenie protogwiazdy ukrytej wewnątrz globuli Boka

    Protogwiazda – bardzo młoda gwiazda, zbierająca masę z obłoku molekularnego i zapadająca się na skutek grawitacji, zanim zacznie emitować światło. W jej wnętrzu nie zachodzą jeszcze reakcje termojądrowe. Emituje ona promieniowanie cieplne z zakresu mikrofal i podczerwieni na skutek kurczenia się.

    Cząsteczka (molekuła) – neutralna elektrycznie grupa dwóch lub więcej atomów utrzymywanych razem kowalencyjnym wiązaniem chemicznym. Cząsteczki różnią się od cząstek (np. jonów) brakiem ładunku elektrycznego. Jednakże, w fizyce kwantowej, chemii organicznej i biochemii pojęcie cząsteczka jest zwyczajowo używane do określania jonów wieloatomowych.Wielki Obłok Magellana – największa galaktyka satelitarna położona w pobliżu Drogi Mlecznej. Jest ona generalnie nieregularna, ale posiada elementy struktury spiralnej. Jest również jedną z najbliższych galaktyk, leży w odległości ok. 50 kiloparseków; bliżej położone są niektóre galaktyki karłowate, takie jak SagDEG i Karzeł Wielkiego Psa.

    Protogwiazda o masie Słońca gromadzi masę przez około 5·10 lat. Czas ten jest wyjątkowo krótki w porównaniu do czasu życia gwiazdy, jest to krótki czas nawet w porównaniu do czasu dojścia gwiazdy do ciągu głównego, kiedy gwiazda tworzy hel z wodoru, wynoszący dla gwiazdy o masie Słońca około 3·10 lat.

    Kurczeniu się protogwiazdy towarzyszy wzrost gęstości i temperatury w jej wnętrzu. Od pewnego momentu zaczynają zachodzić reakcje jądrowe i stopniowo kurczenie się protogwiazdy zostaje zatrzymane, a obiekt staje się gwiazdą ciągu głównego w diagramie Hertzsprunga-Russella. Dzieje się tak, gdy kurcząca się masa jest większa niż około 8% masy Słońca. Obiekt o mniejszej masie nigdy nie wytwarza warunków do efektywnego zachodzenia reakcji termojądrowych i kończy ewolucję jako brązowy karzeł.

    Akrecja – w astronomii terminem tym określa się opadanie rozproszonej materii na powierzchnię ciała niebieskiego w wyniku działania grawitacji. Zjawisku temu może towarzyszyć wydzielanie dużej ilości energii w postaci promieniowania elektromagnetycznego, gdy opadająca materia wyświeca część utraconej grawitacyjnej energii potencjalnej. Szczególnie widowiskowa jest akrecja na obiekty zwarte – białe karły, gwiazdy neutronowe czy czarne dziury. Uważa się, że mechanizmem „zasilającym” aktywne jądra galaktyk jest właśnie akrecja materii na supermasywną czarną dziurę.Jednostka astronomiczna, oznaczenie au (dawniej również AU, w języku polskim czasem stosowany jest skrót j.a.) – pozaukładowa jednostka odległości używana w astronomii równa dokładnie 149 597 870 700 m. Dystans ten odpowiada w przybliżeniu średniej odległości Ziemi od Słońca. Definicja i oznaczenie zostały przyjęte podczas posiedzenia Międzynarodowej Unii Astronomicznej w Pekinie w 2012 roku.

    Ewolucja protogwiazdy[ | edytuj kod]

    Obłok molekularny[ | edytuj kod]

    Rejon gwiazdotwórczy N11B w Wielkim Obłoku Magellana

    Protogwiazda jest bezpośrednim produktem kolapsu grawitacyjnego zagęszczenia w obłoku molekularnym w ośrodku międzygwiazdowym. Większość obłoków molekularnych jest w stanie równowagi dynamicznej, w której grawitacja obłoku dążąca do jego zapadnięcia się jest równoważona przez ciśnienie atomów i cząsteczek, z których składa się obłok (jest to gaz o temperaturze około 10 K zawierający około 100 cząstek w cm³). Obłoki tego typu mogą być obserwowane, gdyż zawarty w nich pył kosmiczny jest rozgrzewany przez pobliskie gwiazdy i emituje w podczerwieni. Chociaż naddźwiękowe ruchy są obserwowane w obłokach molekularnych, to rozkład względnych prędkości w małym obszarze powinien być zbliżony do termicznego. Jeśli rdzeń chmury cząsteczkowej jest związany grawitacyjnie, a siłą przeciwdziałającą zapadaniu jest ciśnienie ruchu cieplnego cząstek, to by obłok molekularny o masie Słońca pozostawał w równowadze, musi mieć promień przynajmniej 0,1 parseka. Obserwacje potwierdzają te właściwości. Obłoki molekularne nie są stabilne przez długi czas, a gwiazdy powstają w nich w niedługim czasie po utworzeniu się obłoków, świadczy o tym obserwacja liczebności faz ewolucji obłoku oraz to, że gwiazdy powstałe z jednego obłoku mają rozpiętość wieku mniejszą niż 10 milionów lat. Załamanie tej równowagi może nastąpić spontanicznie, z powodu turbulencji wewnątrz obłoku lub, częściej, może być wywołane przez jakieś zewnętrzne zdarzenie, takie jak fala uderzeniowa pobliskiej eksplozji supernowej, zderzenie dwóch obłoków, siła pływowa zbliżenia do galaktyki czy też zderzenie galaktyk, jak i z innych powodów zaburzających stan gazu.

    Atom – podstawowy składnik materii. Składa się z małego dodatnio naładowanego jądra o dużej gęstości i otaczającej go chmury elektronowej o ujemnym ładunku elektrycznym.Wykładnik adiabaty w termodynamice – bezwymiarowa wielkość równa stosunkowi ciepła właściwego w przemianie izobarycznej do ciepła właściwego w przemianie izochorycznej. Występuje jako parametr w prawie Poissona opisującym przemianę adiabatyczną gazu doskonałego.

    Niezależnie od źródła zakłóceń może powstać w regionie obłoku obszar o zwiększonej gęstości, w którym siła grawitacji przewyższa siłę ciśnienia cieplnego, powodując zapadanie się obłoku. Etap protogwiazdy – czyli od rozpoczęcia kurczenia się obłoku aż do przejścia w stan gwiazdy ciągu głównego – dla gwiazdy o masie Słońca trwa zazwyczaj około 10 milionów lat; gwiazdy znacznie bardziej masywne przechodzą ten proces szybciej. Gwiazda o masie 15 M☉ osiągnie ciąg główny po około 100 tysiącach lat.

    Mikrofale – rodzaj promieniowania elektromagnetycznego o długości fali pomiędzy podczerwienią i falami ultrakrótkimi, zaliczane są do fal radiowych. W różnych opracowaniach spotyka się różne zakresy promieniowania uznawanego za promieniowanie mikrofalowe, przykładowo od 1 mm (częstotliwość 300 GHz) do 30 cm (1 GHz), częstotliwość = 3·10 ÷ 3·10 Hz, a długości λ = 10 ÷ 0,1 m . Ten zakres pokrywa również pasma UHF oraz EHF (fale milimetrowe).Grawitacja (ciążenie powszechne) – jedno z czterech oddziaływań podstawowych, będące zjawiskiem naturalnym polegającym na tym, że wszystkie obiekty posiadające masę oddziałują na siebie wzajemnie przyciągając się.

    Poszerzenie linii widmowych emitowanych (efekt Dopplera) przez obłoki molekularne świadczy, że lokalnie materia porusza się z prędkościami większymi od prędkości dźwięku, te turbulentne ruchy wpływają na stabilizację obłoków.

    Swobodne zapadanie się obłoku[ | edytuj kod]

    Kolejne fazy zapadania się obłoku aż do utworzenia protogwiazdy.
    Zapadanie izotermiczne albo faza swobodnego spadku

    Gaz o bardzo małej gęstości z pewną ilością pyłu zapada się początkowo izotermicznie. Pył zapewnia efektywną emisję w dalekiej podczerwieni, cząsteczki wodoru, zderzając się z pyłem, są w nim w równowadze termicznej. Na tym etapie i w następnych ważną rolę odgrywa pole magnetyczne, które zagęszcza się wraz z zagęszczaniem materii, odpowiadają za to jony i elektrony znajdujące się w obłoku. Ciśnienie pola magnetycznego spowalnia zapadanie, ale w wyniku dyfuzji ambipolarnej jonów i elektronów pole magnetyczne powoli wycieka z zagęszczenia, pozwalając na dalsze zagęszczanie. Materia odpływa z regionów obłoku o najmniejszej gęstości do obszarów o większej gęstości, zaczynają tworzyć się obszary o zwiększonej gęstości, zwane gęstymi rdzeniami.

    Fala uderzeniowa – cienka warstwa, w której następuje gwałtowny wzrost ciśnienia gazu, rozchodząca się szybciej niż dźwięk. Fale uderzeniowe powstają podczas silnego wybuchu, ruchu ciała z prędkością ponaddźwiękową (np. samolot).Diagram Hertzsprunga-Russella (H-R) – wykres klasyfikujący gwiazdy. Został skonstruowany w 1911 r. przez E. Hertzsprunga, a w 1913 r. udoskonalony przez H.N. Russella.

    Obłok międzygwiazdowy pozostaje w stanie równowagi hydrostatycznej, jak długo energia kinetyczna gazu, który wytwarza nacisk na zewnątrz, jest równoważona przez energię potencjalną grawitacji, która dąży do ściśnięcia obłoku. O równowadze decyduje też turbulencja. Jednakże gdy masa obłoku jest taka, że ciśnienie gazu nie jest wystarczające, aby zrównoważyć ciężar, to obłok zaczyna wykazywać niestabilność, która powoduje zapadanie grawitacyjne. Graniczna masa, poza którą obłok zmierza ku zapadnięciu, nazywa się masą Jeansa. Obłoki nie spełniające kryterium Jeansa mogą ulegać fragmentacji. Parametry obłoku o krytycznej masie wyrażane są przez prędkość dźwięku w ośrodku, zależną od masy cząsteczkowej gazu i temperatury oraz gęstości obłoku , albo wyrażone poprzez gęstość i temperaturę:

    Wodór (H, łac. hydrogenium) – pierwiastek chemiczny o liczbie atomowej 1, niemetal z bloku s układu okresowego. Jego izotop, prot, jest najprostszym możliwym atomem, zbudowanym z jednego protonu i jednego elektronu.Protosłońce – początkowy etap ewolucji Słońca zapoczątkowany około 4,6 miliarda lat temu. Obiekt astronomiczny powstały wskutek kurczenia się obłoku materii międzygwiazdowej spowodowanego działaniem sił grawitacji. Pierwotny obłok składał się przede wszystkim z atomów wodoru (około 77% masy) i helu (około 21% masy), ale występowały w nim też niewielkie ilości atomów cięższych pierwiastków (poniżej 2% – głównie w postaci ziaren pyłu), pozostałość po rozproszonej materii gwiazd supernowych.

    gdzie:

    Jon – atom lub grupa atomów połączonych wiązaniami chemicznymi, która ma niedomiar lub nadmiar elektronów w stosunku do protonów. Obojętne elektrycznie atomy i cząsteczki związków chemicznych posiadają równą liczbę elektronów i protonów, jony zaś są elektrycznie naładowane dodatnio lub ujemnie.Obiekt Herbiga-Haro (HH) – mały, mgławicopodobny, aktywny obszar w kosmosie, powiązany z regionem gwiazdotwórczym. Obiekty Herbiga-Haro posiadają charakterystyczne widma, które umożliwiają odróżnienie ich od innych zjonizowanych światłem rejonów. Obiekty HH są wszechobecne w obszarach gwiazdotwórczych i wokół jednej gwiazdy można ich zaobserwować nawet kilka, ustawionych wokół osi obrotu.
    stała Boltzmanna, stała grawitacji.

    W początkowej fazie zapadanie gazu jest zbliżone do spadku swobodnego na centralne zagęszczenie, dlatego ten etap powstawania gwiazdy nazywa się fazą swobodnego spadku (free-fall). Przyjmując symetrię kulistą oraz stałą gęstość zapadającego się obłoku czas spadania określa wzór:

    Masa Słońca M ⊙ {displaystyle M_{odot }} – pozaukładowa jednostka używana w astronomii do określania mas obiektów astronomicznych (gwiazd, gromad, galaktyk itp.).Dysk protoplanetarny – zagęszczenie pyłów i gazów wokół młodej gwiazdy w kształcie dysku. Zaczyna powstawać jeszcze przed rozpoczęciem reakcji jądrowej w centrum układu (protogwiazdy). Materia, z której się składa, pochodzi z obłoku wokół gwiazdy.

    Z wzoru tego wynika, że czas zapadania w fazie swobodnego spadku zależy jedynie od gęstości, a nie zależy od wielkości obłoku. Przykładowo większa szybkość zapadania przy większej gęstości prowadzi do tego, że zagęszczenie najszybciej następuje wokół gęstego rdzenia. Przykładowo obłok o gęstości takiej, jaką ma globula Boka, zapadałby się izotermicznie w czasie około 500 000 lat. Przyjęte założenia są przybliżeniem, ciśnienie wewnętrzne sprawia, że materia zapada się wolniej, niż wskazuje to czas wolnego spadku.

    Dżet, inaczej struga – skolimowany strumień plazmowej materii wyrzucany z relatywistycznymi prędkościami z biegunów jądra galaktyki lub gwiazdy. Pierwszy dżet został zaobserwowany przez H. Curtisa w roku 1918 w galaktyce eliptycznej M87 w gromadzie Panny, jako jasny promień świetlny połączony z jądrem galaktyki. W latach 1960 obserwacje radiowe wielu galaktyk pokazały istnienie rozciągłych struktur radiowych, w skład których wchodzi zwarte jądro, radioobłoki oraz łączące je dżety.Supernowa – w astronomii termin określający kilka rodzajów kosmicznych eksplozji, które powodują powstanie na niebie niezwykle jasnego obiektu, który już po kilku tygodniach bądź miesiącach staje się niemal niewidoczny. Istnieją dwie możliwe drogi prowadzące do takiego wybuchu: w jądrze masywnej gwiazdy przestały zachodzić reakcje termojądrowe i pozbawiona ciśnienia promieniowania gwiazda zaczyna zapadać się pod własnym ciężarem, lub też biały karzeł tak długo pobierał masę z sąsiedniej gwiazdy, aż przekroczył masę Chandrasekhara, co spowodowało eksplozję termojądrową. W obydwu przypadkach, następująca eksplozja supernowej z ogromną siłą wyrzuca w przestrzeń większość lub całą materię gwiazdy. Utworzona w ten sposób mgławica jest bardzo nietrwała i ulega całkowitemu zniszczeniu już po okresie kilkudziesięciu tysięcy lat, znikając zupełnie bez śladu. Z tego powodu w Drodze Mlecznej znamy obecnie zaledwie 265 pozostałości po supernowych, choć szacunkowa liczba tego rodzaju wybuchów w ciągu ostatnich kilku miliardów lat jest rzędu wielu milionów.

    Zapadanie adiabatyczne – pierwsze stabilne jądro[ | edytuj kod]

    Zagęszczanie się obłoku prowadzi do zmniejszenia jego przeźroczystości i wzrostu jego temperatury. Zmętnienie obłoku, zwiększane także przez wzrost temperatury, sprawia, że energia uwalniająca się w wyniku zapadania w gęstych rdzeniach nie może być z nich wypromieniowana, przemiana gazowa zmienia się w adiabatyczną. Cząsteczki wodoru mają 5 stopni swobody, dlatego wykładnik adiabaty jest równy 7/5, a temperatura jest proporcjonalna do gęstości w potędze (5+2)/5−1 = 0,4, te właściwości wodoru cząsteczkowego sprawiają, że jądro kondensacji przeciwstawia się dość skutecznie zagęszczaniu. Gdy gęstość osiągnie 10–10 cząstek na cm³, wówczas temperatura osiąga 100–200 K, warunki te zmniejszają szybkość zapadania, w wyniku tego powstaje układ zwany pierwszym stabilnym jądrem. Orientacyjne parametry jądra, z którego utworzy się gwiazda o masie Słońca, wynoszą: średnica – 5 AU, masa – 5% końcowej masy, a gęstość – 1·10 g cm.

    Siła pływowa – siła działająca na ciało rozciągłe znajdujące się w polu sił o różnej wartości lub kierunku w różnych punktach ciała. Najczęściej kojarzona z polem grawitacyjnym.Stała grawitacji (oznaczenie: G lub γ) – stała fizyczna służąca do opisu pola grawitacyjnego. Jako pierwszy wyznaczył ją Henry Cavendish. Obecnie używana wartość została opublikowana w 2002 roku przez Komitet Danych dla Nauki i Techniki (CODATA) i wynosi:

    Przemiany gazowe – załamanie się pierwszej stabilności[ | edytuj kod]

    Związek taki zachodzi do temperatury 2000 K, powyżej tej temperatury rozpoczynają się przemiany materii pochłaniające energię. Ważniejsze z nich to rozpad cząsteczek wodoru na atomy, rozpad atomów wodoru na jon wodorowy i elektron, jonizacja helu. Wszystkie te procesy pochłaniają energię, umożliwiając zwiększenie gęstości, czyli szybsze zapadanie, przy niewielkim wzroście temperatury. Przemiany gazowe wywołują znaczną zmianę własności materii budującej protogwiazdę. W temperaturze powyżej 7000 K główny składnik materii protogwiazdy (wodór) jest plazmą składającą się z jąder atomowych i elektronów. Ośrodek ten jest niemal nieprzeźroczysty dla promieniowania elektromagnetycznego. Jądra atomowe i elektrony mają 3 stopnie swobody, dlatego współczynnik adiabaty jest równy 5/3, a temperatura jest proporcjonalna do gęstości w potędze 2/3, co zmniejsza pojemność cieplną ośrodka, a tym samym zmniejsza szybkość zapadania się materii.

    Energia potencjalna – energia jaką ma układ ciał umieszczony w polu sił zachowawczych, wynikająca z rozmieszczenia tych ciał. Równa jest pracy, jaką trzeba wykonać, aby uzyskać daną konfigurację ciał, wychodząc od innego rozmieszczenia, dla którego umownie przyjmuje się jej wartość równą zero. Konfigurację odniesienia dla danego układu fizycznego dobiera się zazwyczaj w ten sposób, aby układ miał w tej konfiguracji minimum energii potencjalnej. Podobnie jak pracę, energię potencjalną mierzy się w dżulach [J].Dysk akrecyjny – wirująca struktura uformowana przez pył i gaz, opadający (poprzez zjawisko akrecji) na silne źródło grawitacji. Obiektem centralnym przyciągającym grawitacyjnie wirującą materię jest najczęściej czarna dziura, gwiazda neutronowa, biały karzeł bądź młoda gwiazda. Dyski akrecyjne różnią się od struktury typu pierścieni Saturna opadaniem materii ku centrum grawitacyjnemu w wyniku działania lepkości. Siły lepkie są niezbędne, aby materia obdarzona momentem pędu i znajdująca się na orbicie w przybliżeniu kołowej mogła zacieśnić orbitę.
    Protogwiazda w fazie akrecji z obłoku:
    1. opadający obłok,
    2. podczerwona fotosfera (false photosphere),
    3. powłoka pyłowa (optycznie nieprzezroczysta),
    4. sfera sublimacji pyłu,
    5. hydrostatyczny rdzeń protogwiazdy.
    Zapadanie przez akrecję

    Wynikiem pierwszego zapadania jest hydrostatyczne jądro o niewielkiej masie, które musi następnie przejść fazę akrecji. Hydrostatyczne jądro złożone z plazmy uznawane jest za protogwiazdę. Protogwiazda gromadzi masę, powoli rośnie temperatura w jej centrum. Zapadanie obłoku jest najszybsze tuż nad powierzchnią protogwiazdy, w wyniku czego wokół gwiazdy występuje niemal pusta powłoka (o małym zmętnieniu), otoczona sferą o dużej zawartości pyłu i gazu, którą otacza sfera chłodnego gazu. Na powierzchnię niemal statycznego jądra opada z dużą prędkością materia tworząc szok akrecyjny, to z powierzchni jądra w wyniku zderzania się z nim opadającej materii generowana jest większość promieniowania. Promieniowanie to z zakresu optycznego nie jest w stanie przebić się przez zewnętrzną warstwę pyłu, jest przez nią pochłaniane i emitowane w postaci promieniowania podczerwonego, tworząc pyłową fotosferę protogwiazdy o promieniu około 70 au. Protogwiazda nie jest widoczna w zakresie optycznym. Otoczka pyłowa ma wewnętrzną średnicę kilku jednostek astronomicznych, jest ona od wewnątrz rozgrzewana promieniowaniem protogwiazdy, silnie ogrzane ziarna pyłu sublimują w temperaturze około 1500 K, przestając pochłaniać promieniowanie. W temperaturze poniżej 2000 K cząsteczkowy wodór też nie pochłania promieniowania, w miarę wyparowywania pyłu promieniowanie widzialne dochodzi coraz dalej, aż w końcu przebije się przez pył.

    Obłok międzygwiazdowy – lokalne zagęszczenia gazu i pyłu w ośrodku międzygwiazdowym, głównym budulcem obłoków jest wodór. W zależności od gęstości i temperatury obłoku wodór może występować w stanie podstawowym (wodór atomowy H), zjonizowanym (jony H.) lub cząsteczkowym (H2.). Obłok o małej gęstości nazywany jest pyłem międzygwiazdowym lub po prostu pyłem. Termin "pył" w astronomii ma inne znaczenie, niż w języku potocznym.Brązowy karzeł – obiekt gwiazdopodobny o masie zbyt małej (poniżej ok. 8% masy Słońca – 80 mas Jowisza), by mogły zachodzić w nim reakcje przemiany wodoru w hel, które są głównym źródłem energii gwiazd ciągu głównego. Od planet-olbrzymów odróżnia je to, że są zdolne do syntezy deuteru przynajmniej na początku swojego istnienia. Brązowe karły często występują samotnie w przestrzeni. Określa się je czasem (potocznie) mianem "niewypałów", "superplanet", bądź "nieudanych gwiazd".
    HH 30. Otoczenie gwiazdy w trakcie jej narodzin.

    Średnia energia termiczna cząsteczki H2 w temperaturze 2000 K jest równa 0,74 eV, podczas gdy proces dysocjacji cząsteczki wodoru pochłania 4,48 eV, jonizacja atomu wodoru – 13,6 eV, a jonizacja helu – 75 eV. Zgodnie z twierdzeniem o wiriale energia cieplna stanowi połowę utraconej energii grawitacyjnej, z zasady zachowania energii od początku zapadania do stanu plazmy wynika:

    Równowaga dynamiczna jest rodzajem stanu równowagi pomiędzy siłami, zjawiskami lub procesami (fizycznymi, chemicznymi, społecznymi, biologicznymi, doboru naturalnego itp.), w której:Plazma – zjonizowana materia o stanie skupienia przypominającym gaz, w którym znaczna część cząstek jest naładowana elektrycznie. Mimo że plazma zawiera swobodne cząstki naładowane, to w skali makroskopowej jest elektrycznie obojętna.

    Kolejne składniki wzoru to energia grawitacji, energia jonizacji energia wypromieniowana przez obłok ( – jasność, – czas). Z powyższej zależności, pomijając energię wypromieniowaną przez protogwiazdę, można oszacować maksymalny promień protogwiazdy po jonizacji gazów:

    Ciśnienie – wielkość skalarna określona jako wartość siły działającej prostopadle do powierzchni podzielona przez powierzchnię na jaką ona działa, co przedstawia zależność:Gwiazda – kuliste ciało niebieskie stanowiące skupisko powiązanej grawitacyjnie materii w stanie plazmy bądź zdegenerowanej. Przynajmniej przez część swojego istnienia gwiazda w sposób stabilny emituje powstającą w jej jądrze w wyniku procesów syntezy jądrowej atomów wodoru energię w postaci promieniowania elektromagnetycznego, w szczególności światło widzialne. Gwiazdy zbudowane są głównie z wodoru i helu, prawie wszystkie atomy innych cięższych pierwiastków znajdujące się we Wszechświecie powstały w efekcie zachodzących w nich przemian jądrowych lub podczas wieńczących ich istnienie wybuchów.

    Z zależności tej wynika, że Słońce w tej fazie miało promień co najwyżej 36 razy większy niż obecny oraz że promień protogwiazdy jest proporcjonalny do jej masy.

    Efekt Dopplera – zjawisko obserwowane dla fal, polegające na powstawaniu różnicy częstotliwości wysyłanej przez źródło fali oraz zarejestrowanej przez obserwatora, który porusza się względem źródła fali. Dla fal rozprzestrzeniających się w ośrodku, takich jak na przykład fale dźwiękowe, efekt zależy od prędkości obserwatora oraz źródła względem ośrodka, w którym te fale się rozchodzą. W przypadku fal propagujących się bez udziału ośrodka materialnego, jak na przykład światło w próżni (w ogólności fale elektromagnetyczne), znaczenie ma jedynie różnica prędkości źródła oraz obserwatora.Ewolucja gwiazdy – w astronomii sekwencje zmian, które gwiazda przechodzi podczas całego swojego życia, w ciągu milionów czy miliardów lat, emitując przy tym promieniowanie.

    Obrót obłoku[ | edytuj kod]

    Model zapadania się nieobracającego się obłoku nie może wyjaśnić szeregu zjawisk, które towarzyszą powstawaniu gwiazd. Przykładem są występujące wokół młodych gwiazd dyski akrecyjne, dyski protoplanetarne, dżety i odpływy binarne.

    Obrót staje się ważnym czynnikiem, gdy siła odśrodkowa jest porównywalna z siłą grawitacji. Jeżeli rdzeń obraca się szybko, to rozpada się na dwa lub więcej obłoków, część momentu pędu pobiera krążenie fragmentów wokół wspólnego środka masy, tworząc układ gwiazd podwójnych. Obłoki z mniejszym momentem pędu mogą tworzyć tylko jedną gwiazdę. Tworząc gwiazdę, nawet początkowo bardzo powoli obracający się obłok zawiera znacznie więcej momentu pędu niż ostateczna gwiazda, moment pędu musi być zabrany bez rozbijania obłoku. Zatem praktycznie wszystkie pojedyncze gwiazdy – i zapewne wiele systemów podwójnych – są otoczone dyskiem na wczesnym etapie ich powstawania. Choć gwiazda może zawierać większą część początkowej masy, większość momentu pędu jest na dysku i przechodzi do powstałych z niego planet. W Układzie Słonecznym 99,8% masy znajduje się w Słońcu, a zawiera ono tylko 2% momentu pędu układu.

    Zderzenie galaktyk – zjawisko astronomiczne, które zachodzi, gdy dwie lub więcej galaktyk nachodzi na siebie, zaburzając nawzajem swoje pola grawitacyjne. Proces taki trwa zwykle setki milionów lat i często prowadzi do połączenia się galaktyk w jedną.Podczerwień (promieniowanie podczerwone) (ang. infrared, IR) – promieniowanie elektromagnetyczne o długości fal pomiędzy światłem widzialnym a falami radiowymi. Oznacza to zakres od 780 nm do 1 mm.

    Dla obracającej się protogwiazdy w fazie akrecji warstwy nie mają kształtu kuli, a są spłaszczone i cieńsze na biegunach niż na równiku, spłaszczenie narasta, a wypływy przebijają się przez powłokę pyłowo-gazową w pobliżu biegunów, tworząc wypływy binarne. Wypływowi wzdłuż osi wirowania protogwiazdy sprzyja też bipolarne pole magnetyczne.

    Cykl protonowy (cykl proton-proton, łańcuch pp) – cykl reakcji jądrowych, w których z czterech jąder wodoru powstaje stabilne jądro helu. Ponadto podczas przemian uwalniana jest energia jądrowa, która jest głównym źródłem energii Słońca i innych niezbyt masywnych gwiazd. Cykl pp zachodzi w jądrach gwiazd o temperaturze od kilku do kilkunastu milionów kelwinów. Został zaproponowany przez Hansa Bethe i Charlesa Critchfielda.Pole wmrożone – pojęcie używane w fizyce plazmy, szczególnie w astrofizyce, opisujące zjawisko polegające na tym, że jeżeli w plazmie istnieje pole magnetyczne a plazma porusza się, to pole magnetyczne porusza się razem z plazmą.
    Ścieżki ewolucji gwiazd (niebieskie) na diagramie H-R, od narodzin gwiazdy (górna czarna linia) do wejścia na ciąg główny (ZAMS dolna czarna linia).

    Konsekwencje zapadania[ | edytuj kod]

    Ilość materiału, jaki jest w stanie zgromadzić powstająca gwiazda, nieodwracalnie wpływa na jej późniejsze losy. Protogwiazda zapada się w dalszym ciągu, temperatura w jej centrum rośnie. Jeśli protogwiazda zgromadzi mniej masy niż 0,08 M☉, nie uzyska w centrum temperatury wystarczającej do reakcji termojądrowych, będzie powoli zapadała się, wypromieniowując energię zapadania. Gdy temperatura w plazmie osiągnie milion kelwinów, rozpoczyna się synteza, w wyniku której z deuteru z wodorem powstaje Hel-3. Deuteru w pierwotnej materii jest niewiele, 30–50 jąder deuteru przypada na milion jąder protu, jednak energia spalania deuteru jest porównywalna z energią zapadania protogwiazdy o masie zbliżonej do masy Słońca. Protogwiazda w pobliżu dolnej granicy zużywa deuter bardzo wolno, temperatura w jej centrum nie wzrośnie już i pozostanie na tym etapie ewolucji do końca będąc brązowym karłem. Gwiazda o masie poniżej masy Słońca pali deuter dość wolno, konwekcja nadąża dostarczać deuter do centrum gwiazdy. Dla gwiazd o masie 2 Słońc deuter w centrum wypala się dość szybko, następnie pali się w powłoce ponad jądrem. Energia dostarczana przez fuzję deuteru podgrzewa plazmę, zmniejszając jej gęstość, co zmniejsza szybkość fuzji. Zjawisko to utrzymuje gwiazdę na tym etapie ewolucji, dopóki wystarczy deuteru. Po wypaleniu deuteru w temperaturze około 2,5 mln K dochodzi do rozpadu litu z udziałem wodoru na hel (Li +H = 2 He). Dopiero temperatura 10 mln K jest wystarczająca do tego, by przeprowadzać syntezę wodoru w hel w cyklu protonowym i stać się pełnoprawną gwiazdą. Od narodzin gwiazdy aż do przejścia jej do ciągu głównego, który osiąga na linii zwanej ciągiem głównym wieku zero (ZAMS), gwiazda przechodzi przez cykl zmian określany jako cykl przed ciągiem głównym. Gwiazdy o masie ponad 8 mas Słońca mają w centrum tak dużą gęstość i ciśnienie, że warunki do spalania wodoru uzyskują niemal jednocześnie z rozpoczęciem spalania deuteru. Gwiazda taka od razu przechodzi do ciągu głównego.

    NGC 1763 (również ESO 85-EN20) – mgławica emisyjna, znajdująca się w gwiazdozbiorze Złotej Ryby. Należy do Wielkiego Obłoku Magellana. Wchodzi w skład dużego rejonu gwiazdotwórczego LMC-N11 (N11). Odkrył ją James Dunlop 6 listopada 1826 roku, 2 listopada 1834 roku zaobserwował ją też John Herschel.Ośrodek międzygwiazdowy (interstellar medium, ISM) – ośrodek składający się z materii międzygwiazdowej (materii nieskupionej w gwiazdach, składającej się głównie z gazu i pyłu), ale także z innych form energii takich jak neutrina i promieniowanie elektromagnetyczne (międzygwiazdowe pole promieniowania, interstellar radiation field), zawartych w przestrzeni pomiędzy gwiazdami w galaktyce. Ośrodek międzygwiazdowy nie jest jednorodny; obserwowane są zagęszczenia materii zwane obłokami międzygwiazdowymi.

    Narodziny gwiazdy[ | edytuj kod]

    Protogwiazda zmienia się w gwiazdę, gdy może być obserwowana w optycznym zakresie promieniowania elektromagnetycznego. Dzieje się tak, gdy większość pyłu i gazu otaczającego protogwiazdę opadnie na nią lub zostanie wywiana. W fazie tej protogwiazda akumuluje jeszcze 10 masy Słońca na rok. Zbiór miejsc na diagramie Hertzsprunga-Russella, gdzie znajdują się nowo widoczne gwiazdy, nazywa się linią narodzin gwiazd (birthline), znajduje się ona powyżej ciągu głównego.

    Słońce (łac. Sol, Helius, gr. Ἥλιος Hḗlios) – gwiazda centralna Układu Słonecznego, wokół której krąży Ziemia, inne planety tego układu, planety karłowate oraz małe ciała Układu Słonecznego. Słońce to najjaśniejszy obiekt na niebie i główne źródło energii docierającej do Ziemi.Parsek – jednostka odległości używana w astronomii. Jest to odległość, dla której paralaksa roczna położenia Ziemi widzianej prostopadle do płaszczyzny orbity wynosi 1 sekundę łuku. Parsek można równoważnie opisać jako odległość, z jakiej połowa wielkiej osi orbity ziemskiej (czyli 1 j.a.) jest widoczna jako łuk (na firmamencie obserwującego) o długości 1 sekundy kątowej.


    Podstrony: 1 [2] [3] [4]




    Warto wiedzieć że... beta

    Stała Boltzmanna – stała fizyczna pojawiająca się w równaniach określających rozkłady energii cząsteczek. Oznaczana jest symbolem k lub kB i związana jest równaniem
    Pył kosmiczny - materia wypełniająca przestrzeń kosmiczną złożona z cząstek o wielkości od kilku atomów do 0,1 mm średnicy.
    Równowaga hydrostatyczna (równowaga dynamiczna) – stan równowagi materii, kiedy siła grawitacji jest zrównoważona przez siłę gradientu ciśnienia, działającą w odwrotnym kierunku.
    Ciąg główny na diagramie Hertzsprunga-Russella przedstawia krzywą, wzdłuż której zgrupowana jest większość gwiazd z okolic Słońca. Gwiazdy na niej położone nazywa się gwiazdami ciągu głównego lub karłami. Najzimniejsze z nich to czerwone karły.
    Reakcja termojądrowa, synteza jądrowa lub fuzja jądrowa – zjawisko polegające na złączeniu się dwóch lżejszych jąder w jedno cięższe. W wyniku fuzji mogą powstawać obok nowych jąder też wolne neutrony, protony, cząstki elementarne i cząstki alfa.
    Nature – jedno z najstarszych i najbardziej prestiżowych czasopism naukowych. Ukazuje się jako ilustrowany tygodnik. Zostało założone przez Normana Lockyera. Pierwszy numer ukazał się 4 listopada 1869 roku – poruszone w nim tematy obejmowały m.in. zapylanie kwiatów kwitnących w zimie, spotkanie niemieckich przyrodników i lekarzy w Innsbrucku, stan podróżnika Davida Livingstone’a czy otwarcie Kanału Sueskiego. Aktualnie wydawcą „Nature” jest firma Nature Publishing Group, należąca do brytyjskiego wydawnictwa Macmillan Publishers. Oprócz „Nature” wydaje ona także miesięczniki naukowe, prowadzi serwis internetowy [email protected] oraz serwis rekrutacyjny Nature Jobs.
    Przemiana adiabatyczna (Proces adiabatyczny) – proces termodynamiczny, podczas którego izolowany układ nie nawiązuje wymiany ciepła, lecz całość energii jest dostarczana lub odbierana z niego jako praca. Przemianę tę można zrealizować dzięki użyciu osłon adiabatycznych lub wówczas, gdy proces zachodzi na tyle szybko, że przepływ ciepła nie zdąży nastąpić.

    Reklama

    Czas generowania strony: 0.05 sek.