Wersja z 18:10, 25 lut 2016 edytuj Mpn (dyskusja \| edycje) Członkowie Komitetu Arbitrażowego, Redaktorzy, Rewizorzy, Administratorzy 117 806 edycji m →‎Zapadanie adiabatyczne - pierwsze stabilne jądro: – ← poprzednia edycja		Wersja z 16:43, 26 lut 2016 edytuj anuluj edycję Mpn (dyskusja \| edycje) Członkowie Komitetu Arbitrażowego, Redaktorzy, Rewizorzy, Administratorzy 117 806 edycji m drb następna edycja →
Linia 37: Zagęszczanie się obłoku prowadzi do zmniejszenia przeźroczystości obłoku i wzrostu jego temperatury. Wzrost temperatury i gęstości zmniejsza przeźroczystość obłoku. ''Zmętnienie'' obłoku sprawia, że energia uwalniająca się w wyniku zapadania w gęstych rdzeniach nie może być z nich wypromieniowana, przemiana gazowa zmienia się w [[przemiana adiabatyczna\|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<sup>13</sup> – 10<sup>14</sup> cząstek na cm<sup>3</sup>, wówczas temperatura osiąga 100 – 200 K, warunki te zmniejszają szybkość zapadania, w wyniku tego powstaje układ zwany '''[[pierwsze stabilne jądro\|pierwszym stabilnym jądrem]]'''<ref name = file3/>. Orientacyjne parametry jądra, z którego utworzy się gwiazda o masie Słońca, wynoszą: średnica – 5 [[Jednostka astronomiczna\|AU]], masa – 5% końcowej masy, a gęstość – 1* 10<sup>-10</sup> g cm<sup>-3</sup>{{odn\|Tan (12)\|s=2}}. === Przemiany gazowe -– załamanie się pierwszej stabilności === 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 [[plazma\|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{{odn\|Stahler\|2008\|s=296}}. [[plik:Protostar structure.svg\|thumb\|Protogwiazda w fazie akrecji z obłoku:<br />1. opadający obłok,<br />2. podczerwona fotosfera (false photosphere),<br />3. powłoka [[Pył kosmiczny\|pyłowa]] (optycznie nieprzezroczysta),<br />4. sfera sublimacji pyłu,<br />5. hydrostatyczny rdzeń protogwiazdy.]] Linia 46: [[plik:HH30-animated.gif\|left\|framed\|100px\|[[Obiekt Herbiga-Haro\|HH 30]]. Otoczenie gwiazdy w trakcie jej narodzin.]] Średnia energia termiczna cząsteczki H<sub>2</sub> w temperaturze 2000 K jest równa 0,74 eV, podczas gdy proces dysocjacji cząsteczki wodoru pochłania 4,48 eV, jonizacja atomu wodoru to– 13,6 eV, a jonizacja helu to– 75 eV. Zgodnie z [[Twierdzenie o wiriale\|twierdzeniem o wiriale]] energia cieplna stanowi połowę utraconej [[energia grawitacyjna\|energii grawitacyjnej]], z zasady zachowania energii od początku zapadania do stanu plazmy wynika: :: <math>-\frac 1 2 \frac 3 5 \frac {GM} {R} + E_i + L t = 0 </math> Linia 52: :: <math> R_{max} = \frac 3 {10} \frac {GM^2} {E_i} = 36 R_s \left( \frac M {M_s} \right)</math> 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{{odn\|Carsten (05)\|s=54}}. === Obrót obłoku === Model zapadania się nieobracającego się obłoku nie może wyjaśnić szeregu zjawisk, które towarzyszą powstawaniu gwiazd. Przykładem są występujące wokół młodych gwiazd [[Dysk akrecyjny\|dyski akrecyjne]], [[dysk protoplanetarny\|dyski protoplanetarne]], [[Dżet (astronomia)\|dżety]] i [[Obiekt Herbiga-Haro\|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<ref name = Pater />. 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. <!-- tu dopisać --> [[plik:PMS evolution tracks.svg\|thumb\|Ścieżki ewolucji gwiazd (niebieskie) na diagramie H-R, od narodzin gwiazdy (górna czarna linia) do wejścia na ciąg główny (ZAMS dolna czarna linia){{odn\|Stahler\|2008\|s=22}}.]]

Protogwiazda: Różnice pomiędzy wersjami