Protohvězda
From Wikipedia, the free encyclopedia
Protohvězda, prahvězda nebo globule je velmi mladý objekt, který stále nabírá hmotu ze svého mateřského molekulárního mračna. Protohvězdná fáze je nejranější fází v procesu vývoje hvězd,[1] která u hvězdy s nízkou hmotností (tj. do hmotnosti Slunce) trvá asi 500 000 let.[2] Fáze protohvězdy začíná, když se fragment molekulárního mračna působením gravitace zhroutí a uvnitř se vytvoří neprůhledné jádro. V okamžiku, kdy protohvězda ukončí akumulaci materiálu z okolí, přechází do fáze hvězdy před hlavní posloupností, která se dále smršťuje, až dojde k zažehnutí fúze vodíku na helium a objekt se stane hvězdou hlavní posloupnosti.
Protohvězdy se v HR-diagramu nacházejí napravo od Hajašiho limitu, hvězdy před hlavní posloupností nalevo.
Protohvězdám o hmotnosti Slunce typicky trvá vývin z kondenzujícího se mračna do hvězdy hlavní posloupnosti asi 10 miliónů let. Protohvězda o hmotnosti 15 Sluncí se vyvíjí mnohem rychleji, dosáhnout hlavní posloupnosti se jí obvykle podaří už za 100 000 let. Protohvězdy se formují kontrakcí jader obřích molekulových mračen mezihvězdné hmoty. Pozorování odhalilo, že se obří molekulová mračna nacházejí přibližně ve stavu virální rovnováhy – celková gravitační vazebná energie mračna je vyrovnána s kinetickou energií jeho molekul.
Jakákoliv porucha v mračně však může stav rovnováhy narušit. Příkladem takové poruchy jsou rázové vlny ze supernovy, změny hustoty poblíž spirálních ramen galaxie nebo těsné setkání či kolize s jiným mračnem. Nezávisí na zdroji poruchy, pokud je dostatečně rozsáhlá, může způsobit, že v části mračna převládne gravitační síla nad tepelnou kinetickou energií.
Britský fyzik Sir James Jeans se zabýval detaily tohoto jevu. Prokázal, že při jistých podmínkách by se mračno nebo jeho část vskutku mělo začít smršťovat podle tohoto scénáře. Odvodil vzorce pro výpočet hmotnosti a velikosti, jichž by mračno mělo v závislosti na své hustotě a teplotě dosáhnout, aby mohlo gravitační smršťování začít. Tato kritická hmotnost je známa jako Jeansova hmotnost. Je dána následujícím vztahem:
kde n je koncentrace částic (počet částic v jednotce objemu), m je hmotnost 'průměrné' plynové částice v mračnu a T je teplota plynu.