Source: http://abyss.uoregon.edu/~js/ast122/lectures/lec13.html
Zvezde formiraju unutar relativno guste koncentracije međuzvezdanog gasa i prašine poznat kao molekularnih oblaka. Ove regije su izuzetno hladne (temperatura oko 10 do 20K, samo iznad apsolutne nule). Na ovim temperaturama, plinovi postati molekularne što znači da atomi vežu zajedno. CO i H2 su najčešći molekula u međuzvezdane oblaci gasa. Duboke hladne uzrokuje plin zgušnjavanje na visoke gustoće. Kada je gustoća dostigne određenu tačku, zvijezde obliku.
Jer regije su gusti, oni su neprozirne za vidljive svetlosti i poznati su kao tamna maglina. S obzirom da ne sija optičkim svjetlo, moramo koristiti IR i radio teleskope da ih istraže.
Star formiranje počinje kada je gušća dijelovima oblaka jezgra kolaps pod sopstvenom težinom / gravitacije. Ova jezgra obično imaju masu oko 104 solarnih masa u obliku plina i prašine. Žile su gušća od vanjskog oblak, tako da su kolaps prvi. Kao što je kolaps jezgra oni fragmentirati u grudve oko 0,1 parseka veličine i 10 do 50 solarnih masa u masi. Ovi pramenovi zatim formiraju u protostars a cijeli proces traje oko 10 miliona godina.
Kako znamo da se ovo događa, ako je potrebno toliko dugo i skrivena od pogleda u tamnim oblacima? Većina tih oblaka jezgara imaju IR izvora, dokaza energije iz urušavanja protostars (potencijalnu energiju pretvara u kinetičku energiju). Također, gdje mi pronaći mlade zvezde (vidi dolje) nalazimo ih okružen oblacima plina, preostali mraku molekularnog oblaka. I oni se pojavljuju u klastere, grupe zvijezda koje čine iz istog oblaka jezgru.
Protozvijezde:
Jednom grumen je oslobodio iz drugih dijelova oblaka jezgra, ona ima svoju jedinstvenu gravitacije i identitet, a mi to zovemo Protostar. Kao oblika Protostar, labave gas padne u sredini. U infalling gas tisak kinetičku energiju u obliku topline i temperature i pritisak u centru Protostar ide gore. Kao što je njegova temperatura približava hiljade stepeni, ona postaje izvor IR.
Nekoliko protostars kandidat je pronašao Hubble svemirski teleskop u Orion Nebula.
Tokom početne kolaps, skupina je transparentan za zračenje i kolaps odvija prilično brzo. Kao grumen postaje gušći, postaje neprozirna. Bježeći IR zračenja je zarobljen, a temperatura i pritisak u centru početi da raste. U jednom trenutku, pritisak zaustavlja infall više plina u jezgru i objekta postaje stabilna kao protozvijezde.
U protozvijezd, na prvi pogled, ima samo oko 1% svoje konačne mase. Ali kovertu zvezde i dalje raste kao infalling materijal accreted. Nakon nekoliko miliona godina, termonuklearni fuzije počinje u svojoj srži, a zatim jak zvjezdani vjetar se proizvodi koji zaustavlja infall novih mase. Je Protostar se sada smatra mlade zvezde od njegove mase je fiksna, i njegov budući razvoj je sada podešen.
T-tauri zvijezda:
Jednom protozvijezde je postao zvijezda vodonik-gori, jak zvjezdani oblike vjetar, obično duž osi rotacije. Dakle, mnoge mlade zvezde imaju bipolarni odliv, protok plina kroz pola zvezde. Ovo je opcija koja se lako vide radio teleskopa. Ovo ranoj fazi u životu zvezda se zove faza T-Tauri.
Jedna od posljedica ovog kolapsa je da se mladi T Tauri zvijezde su obično okružen masivnim, neprozirna, Circumstellar diskova. Ovi diskovi postupno srasti na Stellar površinu, a time i zrači energiju kako iz diska (infracrvene talasne dužine), i sa pozicije gdje materijal pada na zvijezdu na (optički i ultraljubičastih talasa). Nekako djelić materijala accreted na zvezdice je izbačen okomito na ravan disk u visoko koliminisanim zvjezdani avion. U Circumstellar disk na kraju rasipa, vjerovatno kada planete počinju da se formiraju. Young zvijezde također imaju tamne mrlje na njihovim površinama koje su analogne Sunspots ali pokrivaju mnogo veći dio površine zvijezde.
Faza T-Tauri je kada zvezda ima:
- snažan površina aktivnosti (rakete, erupcija)
- snažan zvjezdani vjetrovi
- varijabla i nepravilne svjetlo krive
Zvezda u fazi T-Tauri može izgubiti i do 50% njegove mase prije nego što se skrasio kao zvijezda glavnog niza, tako ih zovemo prije glavnog niza zvijezde. Njihovu lokaciju na dijagramu HR je prikazano u nastavku:
Strelice pokazuju kako će se T-Tauri zvezdica razvijaju na glavnog niza. Počnu svoje živote kao nešto cool zvijezde, zatim zagrijati i postati plavlja i malo slabije, u zavisnosti od njihove početne mase. Vrlo masivnih mlade zvezde rađaju se tako brzo da oni samo pojaviti na glavnog niza sa tako kratkom faza T-Tauri da se nikada ne posmatra.
T-Tauri zvijezde su uvijek naći ugrađeni u oblacima plina iz kojeg su rođeni. Jedan od primjera je Trapezium jato zvezda u Orion Nebula.
Razvoj mladih zvezda je iz klaster protostars duboko u molekularnih oblaka jezgru, u klaster T-Tauri zvezdica čiji vruću površinu i zvezdanih vjetrovi grijati okolne gas da se formira ZZO regiji (ZZO, izgovara H-dva, sredstva jonizovanog vodika). Kasnije klastera izbija, plin je raznesen, a zvijezde evoluira kao što je prikazano u nastavku.
Često u galaksijama nalazimo skupine mladih zvijezda u blizini druge mlade zvijezde. Ovaj fenomen se zove supernova inducirana formiranje zvezda. Vrlo masivnih zvijezda čine prvi i eksplodira u supernovu. To čini udarni talasi u molekularnog oblaka, uzrokujući blizu gasa stisnuti i formiraju više zvjezdica. Ovo omogućava tip Stellar koherentnosti (mlade zvezde se nalaze u blizini druge mlade zvjezdice) da se izgradi, a odgovoran je za obrasce pinwheel vidimo u galaksijama.
Braon patuljaka:
Ako je protozvijezde forme sa masu manju od 0,08 solarne mase, njegova unutrašnja temperatura nikada ne dostiže vrijednost dovoljno visoka za termonuklearne fuzije da počne. Ovo nije zvijezda se zove smeđi patuljak, na pola puta između planeta (kao Jupiter) i zvezda. Zvezda sija zbog termonuklearne reakcije u svojoj srži, koje oslobađaju ogromne količine energije fuzijom vodika u helij. Da bi došlo do fuzije reakcije, iako je temperatura u zvezde jezgra mora dostići najmanje od tri miliona kelvina. I zato core temperatura raste sa gravitacionog pritiska, zvijezda mora imati minimalna masa: oko 75 puta veća od mase Jupitera, ili oko 8 posto mase našeg Sunca. A smeđeg patuljka samo nedostaje da mark-to je teži od gas-gigant planeta, ali ne i dovoljno masivan biti zvezda.
Decenijama, smeđe patuljci bili “karika koja nedostaje” nebeskih tijela: Smatra se da postoji, ali nikad nije primetio. Godine 1963. University of Virginia astronom Shiv Kumar teoriju da isti proces gravitacionog kontrakcije koja stvara zvijezde iz ogromnog oblaka plina i prašine također će često proizvesti manjih objekata. Ove hipotezu tijela su se zvali crne zvezde ili infracrvene zvezdica ispred naziva “smeđeg patuljka” Predloženo je 1975. godine ime je malo zabludu; braon patuljak zapravo pojavljuje crveno, a ne smeđe.
Sredinom 1980-ih astronomi počela intenzivnu potragu za smeđe patuljci, ali njihov rani napori bili neuspješni. To nije bilo sve do 1995. godine da su pronašli prve nesporni dokazi o njihovom postojanju. To otkriće otvorilo ustave; Od tada, istraživači su otkrili desetine objekata. Sada posmatrača i teoretičari su rješavanju niz intrigantnih pitanja: Koliko smeđa patuljaka ima? Koji je njihov opseg mase? Da li postoji kontinuum objekata skroz do mase Jupitera? I jesu li svi potiču na isti način?
Zaustavljanje kolapsa smeđeg patuljka tokom svog formiranja dolazi zato što jezgra postaje degenerisane prije početka fuzije. Sa početkom degeneracije, pritisak ne može povećati do tačke paljenja fuzije.
Smeđe patuljci i dalje emituju energiju, uglavnom u IR, zbog potencijalne energije kolapsa pretvara u kinetičku energiju. Ne postoji dovoljno energije od kolapsa da izazove smeđeg patuljka da sija za više od 15 miliona godina (tzv vremena Kelvin-Helmholtz). Smeđe patuljci su važni za astronomiju jer oni mogu biti najčešći tip zvijezda tamo i riješiti nedostajuće mase problem (vidi kosmologija naravno narednom mandatu). Smeđe patuljci eventualne fade i cool da postanu crne patuljaka.
Relativne veličine i efikasan površinske temperature od dva nedavno otkrivena smeđa patuljaka – Teide 1 i Gliese 229b – u odnosu na žuti patuljak (naše Sunce), crveni patuljak (Gliese 229A) i Jupitera, otkrivaju prijelaznom kvaliteti ovih objektima. Smeđe patuljci nemaju dovoljno mase (oko 80 Jupiteri) traži da zapali fuziju vodika u jezgri, i na taj način nikada ne postanu pravi zvijezde. Najmanji pravi zvezdica (crveni patuljci) može imati cool atmosferske temperature (manje od 4.000 Kelvina) što otežava astronomima da bi se razlikovali od smeđe patuljaka. Džinovskih planeta (kao što je Jupiter) može biti mnogo manje masivniji od smeđe patuljci, ali su otprilike isti promjer, a može sadržavati mnogo istih molekula u atmosferi. Izazov za astronome u potrazi za smeđe patuljke je napraviti razliku između tih objekata na međuzvjezdanog udaljenostima.
Ni planeta, ni zvezde, smeđa patuljci dijele osobine s obje vrste objekata: Oni su formirani u molekularnih oblaka koliko zvijezde su, ali njihova atmosfere podsjećaju na giganta plinovitih planeta. Astronomi su počele da se okarakteriše razlike među smeđe patuljaka s ciljem utvrđivanja njihove važnosti među Galaxy sastojaka. Na ovoj slici mladi smeđi patuljak je u senci jednog od svojih orbiti planeta kao što se vidi iz površine Meseca planete.