Протожұлдыз

Уикипедия — ашық энциклопедиясынан алынған мәлімет
Мұнда ауысу: шарлау, іздеу
Үлкен Магеллан тұмандығындағы LH 95 протожұлдыз бесігі
Протожұлдыздың құрылымы: 1.Газдар; 2.инфрақызыл сәулелі фотосфера; 3. шаң-тозаңдар; 4. Сублимациялық ұнтақ; 5. Гидростатикалық негіздер.

Протожұлдызжұлдызара материялар (ISM) ішіндегі молекулярлық алып тұмандықтың топтасуынан қалыптасқан аспан денесі болып, ол әдетте жұлдыз пайда болуының алғашқы сатысы есептеледі. Күн массасындай тұрақты жұлдыз үшін аталған алғашқы саты шамамен 100 000 жылдарға созылады. Ол молекулярлық тұмандық өзегінің тығыздығы үздіксіз артуынан басталып, Торпақ Т жұлдызы секілді жұлдыздың қалыптасуына дейін созылады да, біртіндеп негізгі тізбек жұлдызы түріне қосылады. Бұл үрдіс материяны өзіне сорудан энергиялық радиацияны сыртына шашуға дейінгі күрделі барысты қамтиды.

Өлшеулер бойынша, алып молекулярлық тұмандықтар Вириаль балансы күйінде болып, тұмандықтардағы тартылыс күштің шектеуі тұмандық молеулясының қозғалыс тепе-теңдігін сақтатады. Ондағы әрқандай сыртқы және ішкі әсердің ауытқытуы тепе-теңдіктің бұзылуына соқтырып, ғаламатжұлдыз жарқырауын туғызады. Әсіресе басқа тұмандықтарға жақындау, немесе соқтығу жағдайында тұмандықтың мәлім аймағында кинетикалық энергияның гравитациялық өзгерісі туылады.

Англия физигі Жеймс Хопвуд Жинс(Sir James Hopwood Jeans) бұл құбылысты жан-жақтылы талдап берген болатын. Оның көрсетуінше, жеткілікті шарт-жағдайда тұмандықта және оның мәлім өңірінде осындай шұғыл өзгеріс тууы мүмкін. Ол тұмандыққа қажетті үлкендік және масса және гравитациясылық топталу алдындағы тепература мен тығыздық ортасындағы формуланы тауып шыққан болатын. Бұл шекаралық масса жұртқа белгілі Жинс массасы есептеледі, оны былай өрнектеуге болады:

Мұнда n тұмандықтың мәлім өңірінің тығыздығын, m тұмандық ішіндегі газдардың орташа массасын, T тұмандық газының температурасын көрсетеді.

Бөлшектену[өңдеу]

Протожұлдыздардың тұмандықтар коллапсында пайда болу моделі

Жұлдыздар негізінен үйірімен, тобымен болады және олар бір уақытта қалыптасқан болып келеді. Яғни жұлдыздар көбінесе үйіржұлдыз күйінде протожұлдыз болып қалыптасады. Мұның себебі, әдетте тұмандық газы топтасқанда олардың тығыздығы түрлі аймақта біркелкі болмайды. Содан әртүрлі тығыздық әртүрлі протожұлдыз қалыптастыруға негіз болады. Бұл мәселені алғаш көтерген Ричард Ларсен болатын. Жұлдыз алып молекулярлық тұмандықта пайда болғанда тұмандық ішіндегі газ ағыны тездеп кетеді екен. Газ ағыны тұмандықта дүмпу туғызып, алып молекулярлық тұмандықтың тығыздығы жоғары ауқымды өңірлері бойынша талшықтанған және түйдектелген құрылым қалыптастырады. Бұл түйдек кесектердің гравитациялық тұрақсыздығы (Джинс тұрақсыздығы деп те аталады, Jeans instability) артып кеткенде көптеген жұлдыздардан құралған үйіржұлдыз жүйесін өмірге әкеледі.

Джинс тұрақсыздығы талабы бойынша шар пішінді тұмандықтың тепе-теңдік шарты:


https://en.wikipedia.org/wiki/Jeans_instability

HH 30 -дағы анимациялық нысан

Бірақ молекулярлық тұмандықтың жылу қысымы гравитациялық қысымға төтеп бере алмағанда тұмандықта коллапс (жемірілу, күйреу) туылады. Мұны Джинс тұрақсыздығы, немесе гравитациялық тұрақсыздық деп атайды.

Мейлі қандай себеп болса да, алғашқы тұмандық бөлшектену арқылы кішірейіп, тығыздығы жоғары өңірлер тіпті де қусырылып алғашқы протожұлдыздар тобын қалыптастырады.

Тұмандық қусырылғанда оның температурасы артады. Мұны термоядролық реакция емес, ауырлық энергиясы туғызады. Бөлшектер (атом, молекула) қусырылған бөліктерде массалық орталықтан қашықтығы азайғанда ауырлық энергиясы азаяды. Бірақ бірбүтін энергияның бұрынғыдай сақталуына орай бөлшектердің кинетикалық қозғалысы артады. Жылудың кинетикалық энергиясы артуы тұмандық температурасының жоғарлауынан көрінеді. Тұмандық қаншалық қусырылса, температураның артуы да соншылық жоғары болады.[1][2][3]

Тарихы[өңдеу]

Прото-жұлдыз ("proto-stars") сөзін ең алғаш кеңестік армиян ғалымы Виктор Амбарцумян (Viktor Ambartsumian) қолданған.[4]"Протожұлдыз" сөзі 1889 жылы тұңғыш рет баспасөзде қолданылған екен. Онда былай жазылыпты:

" protostar acquiring two condensations will become a binary and be stable thereafter [..] Whether a binary or a single star results depends largely on the total angular momentum of the protostar"[4]
""Протожұлдыз екі ұйынды арқылы үйіржұлдызға айналады және тұрақтылығын сақтайды [..] нәтижеде үйіржұлдыз, не жеке жұлдыз болуы жалпы бұрыштық импульсқа байланысты.""[5]

Галерея[өңдеу]

Дереккөздер[өңдеу]

  1. Froebrich, D.; Scholz, A.; Raftery, C. L. (2007). A systematic survey for infrared star clusters with |b| <20° using 2MASS, MNRAS, 347, 2
  2. Majaess, D. (2013). Discovering protostars and their host clusters via WISE, ApSS, 344, 1
  3. Camargo et al. (2015). Towards a census of the Galactic anticentre star clusters - III. Tracing the spiral structure in the outer disc, MNRAS, 432, 4
  4. a b Abstract. SpringerLink. Тексерілді, 12 қаңтар 2011.
  5. Astronomical Society of the Pacific (1889) page 388

Сыртқы сілтемелер[өңдеу]

  1. Ғарыштағы жұлдыз жұмыртқасы
  2. Протожұлдыз: анықтамасы, қалыптасуы, шындығы
  3. Протожұлдыз әуені
  4. Протожұлдыз әуені