Rieth József: Anyagvilág - Háttérismeret
Protocsillag
Tartalomjegyzékhez < Világképem < Anyag-időszak
A protocsillag (angolul: protostar) születőben lévő csillag kialakulási fázisa. A csillagok óriási por- és gázfelhőkben születnek meg, ahol gravitációs összehúzódások hatására a felhő belsejében megnő a nyomás és a hőmérséklet. Ha a nyomás és hőmérséklet elegendően megemelkedik, beindul a magfúzió és kialakul az „első mag”. Egy nap tömegű csillag kb. 100 000 év alatt alakul ki.
A protocsillag fázis egy molekulafelhő gravitációs kontrakciója során akkor kezdődik, amikor már létezik egy, a környezetéről tökéletesen izolálódott mag, amely soha többé nem tud már a környező felhőbe visszatágulni. Ebben az értelemben ez az objektum még nem protocsillag (semmilyen csillagszerű nincsen benne), jobb elnevezés az "első mag". Fizikailag onnantól kezdve beszélünk első magról, amikor a felhő magja már nem izotermális. Ahogyan a sűrűség nő, a központi rész átlátszatlanná válik saját, összehúzódásból származó infravörös sugárzására. Ahogy a mag lassan összehúzódik, a hőméréséklet nő, ami a mag tágulásához kellene, hogy vezessen. Ezzel szemben a termikus nyomás nem elegendő ahhoz, hogy tágulást okozzon a gravitációval szemben, ezért a mag továbbra is összehúzódik. A mag tömege még igen kicsiny, kb. 5·10-2Mo, de a mag sugara igen nagy egy csillaghoz képest, kb. 5AU. Az, hogy a mag nagy része molekuláris hidrogénből áll önmagában is biztosítja az első mag összeomlását. A viriáltétel egyszerű formájában: 2T + 2U + W + M = 0. Az első mag megszületéséhez olyan környezetre volt szükség, ahol a mágneses tér és egyéb kinetikus energiák megfelelően kicsik voltak, ezért ezek az első magra elhanyagolhatóak. A sűrűséget és a hőmérsékletet mindenhol azonosnak tekintjük a magban
A belső hőmérséklet, bár nagyon alacsony a valódi csillagokhoz képest, jóval magasabb, mint a stabil molekulafelhőkben, ahogyan magasabb az átlagos sűrűség is, ami most kb. 10-10gcm-3. További tömeg hozzáadásával (a mag gravitációs hatása miatt a környezetből anyag áramlik a magba) és a mag további összehúzódásával könnyen elérhetjük a 2000K-es hőmérsékletet, ahol megindul a H2 ütközéses ionizációja. Emiatt a hőmérséklet növekedése jelentősen lelassul, további hőmérséklet növekedés helyett az összehúzódás a hidrogén molekulák nagyobb hányadának dissociációját okozza, s így kifelé terjed az a tartomány, ahol a hidrogén már atomos formában van jelen. Mivel a sűrűség, s ezzel együtt a gravitációs energia kis növekedése nem ellensúlyozható a hőmérséklet, s ezzel a nyomás emelésével (csak további molekulák disszociálódnak) a mag gravitációsan instabillá válik. A gravitációs instalbilitás megjelenése jelenti az első mag állapot végét.
A részlegesen disszociált gáz összeomlása a központi részben jelentős sűrűség és hőmérséklet növekedéshez vezet, ez a hőmérséklet elegendő ahhoz, hogy teljesen ionizálja a hidrogént. A protocsillag sugara most néhány Rθ, tömege kb. 0.1Mθ, a sűrűség ρ≈10-2gcm-3, és a középponti hőmérséklet Tkp≈105K, azaz az objektum most már joggal nevezhető protocsillagnak. A protocsillag felszínét megközelítő anyag gyakorlatilag a szabadesés sebességével érkezik, ami jóval nagyobb, mint a helyi hangsebesség. A protocsillag tömegének növekedése gyorsan elhasználja ezt a szuperszónikus behullási területet. Ez a protocsillag fő tömeggyűjtési fázisa. Az M* tömegű és R* sugarú protocsillag egy hideg és statikus felhőből jött létre, ami méretben sokkal nagyobb, mint R*. Ebben a felhőben a mechanikus és termikus energia összege kb. nulla. Ugyanakkor a csillag maga gravitációsan kötött, negatív teljes energiával. Az összehúzódás/összeomlás alatt az energia bizonyos része elsugárzódott, a maradék a H2 disszociációjára, valamint a H és He ionizációjára fordítódott. Legyen ΔEb a disszociációra és ionizációra fordítódott energia. A viriáltétel szerint a protocsillagban U = -W/2, amiből kiszámítható az Lr a t keletezési idő alatti átlagos luminozitás (a protocsillag által kibocsátott teljes energia). Ha a fenti egyenletben Lr-t teljesen elhanyagoljuk, akkor kapunk egy Rmax sugarat, ami szerint ekkora lenne a csillag sugara, ha minden energia csak disszociációra és ionizációra fordítódott volna, és a protocsillag nem sugárzott volna ki energiát. Azonban Rmax nagyon nagy, ennél a méretnél minden csillag jóval kisebb, legalább egy nagyságrenddel. Ezért azt mondhatjuk, hogy a domináns tag nem ΔEb, hanem Lr·t. = M*·t-t bevezetve azt mondhatjuk, hogy Lr közel van a Lt tömeggyűjtési luminozitáshoz, ahol Lt az az időegység alatti energia, ami a behulló gázból származik, feltéve, hogy a gáz az összes kinetikus energiáját sugárzásba konvertálta, amint elérte a csillag felszínét. A fő tömeggyűjtési fázisban tehát Lr≈t, akkor is, ha a behulló anyag egy agyagbefogási korongon keresztül jut el a protocsillag "felszínére", ahonnan a sugárzás túlnyomó része származik. Bár a teljes luminozitáshoz más források is hozzájárulhatnak (pl. korai magreakciók), azt túlnyomórészt Lt adja, ezért gyakran a protocsillagot úgy is szokták definiálni, mint egy anyaggyűjtő objektumot, aminek a luminozitása főleg az anyag behullásából származik.
A protocsillagból származó sugárzás a nagy oszlopsűrűségek miatt csak úgy tud megszökni a protocsillag körüli burokból, ha infravörös fotonokká transzformálódik, bármilyen is volt az eredeti hullámhossz. Megfigyelési szempontból tehát a protocsillagok az optikai tartományban láthatatlan objektumok, amelyek kompakt forrásként kell, hogy megjelenjenek hosszabb infravörös hullámhosszakon.
A protocsillag a fő tömeggyűjtési fázisban
A
protocsillag és környezetének vázlatos felépítése fő tömeggyűjtési fázis
alatt.
A ábrán az egyes rétegek vastagságai és méretei nem méretarányosak, a közelítők értékek megtalálhatók a szövegben. A fő akkréciós fázisban a protocsillag körül kialakul egy porburok (l. ábra), amit belülről egy ún. por-romboló felület, kívülről pedig a por-fotoszféra határol. A por-fotoszférán belül a hőmérséklet gyorsan emelkedik (Rfot≈1014cm). Az Rfot felület a protocsillag effektív sugárzó felszíne, amelyet a külső megfigyelő lát. A Nap fotoszférájához (felszínéhez) hasonlóan az Rfot-on belüli térrész átlátszatlan a protocsillag sugárzására. Amikor a hőmérséklet befelé haladva eléri a ~1500K hőmérsékletet (a pontos érték a por összetételétől függ) a porszemcsék elpárolognak. Ez a por-romboló felület kb. 1013cm sugarú, és ezen belül az opacitás jelentősen lecsökken. A behulló gáz, ami ütközéssel ionizált és hőmérséklete kb. 2000K, majdnem tökéletesen átlátszó a protocsillag sugárzási terére, ezért az elpárolgott porszemcsék tartományát "opacitás kapu"-nak is szokták nevezni.
Még beljebb haladva az ütközéses ionizáció és az opacitás növekedése folytatódik, ez az ütközési előfutár réteg. A behulló anyag ugyanis a protocsillagot egy akkréciós lökéshullámon keresztül éri el, ami felett az ütközési előfutár rétegben, a protocsillag és az akkréciós lökéshullám sugárzásának hatására, már ionizált anyagot találunk (az akkréciós lökéshullám egy tipikus J-típusú lökéshullám).
A behulló gáz R*-ot a szabadesés sebességével éri el. A lökéshullám egyenletekből kiszámolható, hogy a lökéshullám utáni hőmérséklet >106K. Az ilyen magas hőmérsékletű gáz az extrém ultraibolyában és a röntgen-tartományban sugároz, az emisszió nagy része magas ionizáltsági fokú fémektől származik. Az anyag átlátszatlan ezekre a fotonokra, a fotonok csak lassan, többszörös szóródásal jutnak el az opacitás kapuig, s emiatt az opacitás kapu sugárzása jó közelítéssel feketetest-sugárzásnak tekinthető. A felület effektív hőmérséklete megkapható egy összefüggésből (σB a Stefan-Boltzmann állandó). Ebből az effektív hőmérséklet, vagyis a tipikus "felszíni" hőmérséklet 10000K körül van.
Gyökeresen más a helyzet a por-romboló felület felett. A behulló anyag átlátszatlan az optikai tartománybeli sugárzásra, és a domináns foton-frekvenciák csökkennek a többszörös elnyelődés és újra-kibocsátás miatt. Kifelé haladva a hőmérséklet lassan csökken, egészen addig, amíg a gáz átlátszó nem lesz az infravörös sugárzásra. Ez kb. akkor következik be, amikor a fotonok szabad úthossza összemérhetővé válik a csillagtól való távolsággal. Ebben a pontban a teljes porburok úgy sugároz, mintha egy Rfot sugarú és Tfot hőmérsékletű feketetest lenne. Egy 1M csillagra Rfot≈2·1014 és Tfot≈300K. Szigorúan véve nincsen jól definiált fotoszféra, mert az anyag különböző sugaraknál válik átlátszóvá a különböző hullámhosszakon (csillagfotoszférákban ugyanez a helyzet, de ott az egyes hullámhosszakhoz tartozó sugarak közötti különbségek jóval kisebbek). Ezért Rfot-ot azzal a távolsággal szokták szimbolizálni, ahol az átlagos energiát hordozó foton megszökik a burokból, így a fotoszféra mérete kb. 50μm hullámhosszú fotonokra vonatkozik, azaz az átlagos energiát hordozó foton a távoli infravörös tartományba esik.
A protocsillag fejlődése: deutérium égés
Ahogy nő a protocsillag tömege, rohamosan nőni kezd a belső hőmérséklet, mert R* csökkenése nem tud a tömegnövekedéssel lépést tartani. 106K környékén beindulnak a protocsillag magjában a fúziós reakciók, ezek közül messze a legfontosabb a deutérium égése (égés alatt a továbbiakban magfúziós reakciót értünk). A reakció rátája nagyon érzékeny a hőmérsékletre. A deutérium égés konvekcióhoz vezet, mert túl sok energiát termel ahhoz, hogy azt a sugárzás elszállítsa az átlátszatlan belsőn keresztül. A konvekció kiterjed a teljes protocsillagra (tehát nem csak a felszín közeli rétegekre, mint pl. a Napon), s ez meg is marad, végig a protocsillag fázis során, és a teljes konvekció majd csak a fősorozatra lépéssel tűnik el, megfelelően nagy tömegű csillagok esetében. A teljes konvekció következménye, hogy a behulló friss anyag el tudja érni a protocsillag belsejét, ahol a magfúzió zajlik; ez állandó utánpótlást jelent a deutérium-égéshez. M*/R* növekedése a Tc középponti hőmérséklet emelkedéséhet vezet. De mivel εD nagyon gyorsan nő a hőmérséklettel, Tc kis emelkedése is elegendő hőt termel ahhoz, hogy R* megnőjön, s így Tc újra csökkenjen. Ilyen módon a deutérium égés kb. 106K körül stabilizálja a hőmérsékletet (ezt a jelenséget deutérium-termosztátnak szokták nevezni).
A csillag tömege nem tud akármeddig nőni, mert egyrészt véges annak a buroknak a tömege, ahonnan a csillag tömeget nyer, másrészt a csillag a deutérium-égető fázisban már jelentős luminizitással rendelkezhet, ami képes az anyagbehullás megállítására. Bár a csillag még nyerhet anyagot a körülötte kialakult akkréciós korongról, de a későbbi fejlődése szempontjából fontos tömege nagy részét ekkorra már megszerezte. A deutérium égés után a csillag további sorsa attól függ, hogy mekkora a tömege. Megfelelően nagy tömegű csillag esetében a mag hőmérséklete elég nagyra nő ahhoz, hogy a csillag belépjen hidrogén-égető fázisba, azaz felkerüljön a fősorozatra. Nagyon kis tömegek esetében ez soha nem következik be, és a csillagból ún. barna törpe lesz.
Tartalomjegyzékhez < Világképem < Anyag-időszak
-----------------
http://hu.wikipedia.org/wiki/Protocsillag
http://www.konkoly.hu/~kovari/CSILLAGASZAT/tananyag/CSILLAGASZAT/06_01.html