Protogwiazda: Różnice pomiędzy wersjami
[wersja przejrzana] | [wersja przejrzana] |
Usunięta treść Dodana treść
o |
→Obłok molekularny: i popr |
||
Linia 9:
=== Obłok molekularny ===
[[Plik:Heic0411a.jpg|thumb|left|Rejon gwiazdotwórczy [[NGC 1763|N11B]] w [[Wielki Obłok Magellana|Wielkim Obłoku Magellana]]]]
Protogwiazda jest bezpośrednim produktem kolapsu grawitacyjnego zagęszczenia w [[Obłok molekularny|obłoku molekularnym]] w [[Ośrodek międzygwiazdowy|ośrodku międzygwiazdowym]]. Większość obłoków molekularnych jest w stanie [[Równowaga dynamiczna|równowagi dynamicznej]], w której [[grawitacja]] obłoku dążąca do jego zapadnięcia się jest równoważona [[ciśnienie]] [[atom]]ów i [[cząsteczka|cząsteczek]], z których składa się obłok (jest to gaz o temperaturze około 10 K zawierający około 100 cząstek w cm<sup>3</sup>). Obłoki tego typu mogą być obserwowane, gdyż zawarty w nich [[pył kosmiczny]] jest rozgrzewany przez pobliskie gwiazdy i emituje w podczerwieni{{r|Dasi}}. 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 [[parsek]]a. Obserwacje potwierdzają te właściwości{{odn|Hartmann|2000|s=16}}. 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
Niezależnie od źródła zakłóceń może powstać w regionie obłoku obszar o zwiększonej [[gęstość|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 [[masa (fizyka)|masie]] [[Słońce|Słońca]] trwa zazwyczaj około 10 milionów lat; gwiazdy znacznie bardziej masywne przechodzą ten proces szybciej. Gwiazda o masie 15 [[masa Słońca|M<sub>☉</sub>]] osiągnie ciąg główny po około 100 tysiącach lat<ref name = "stelle mass" />.
|