|
1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 13 14 15 16 17 18 > 6. Nastanak zvezda Sunčeve mase Unutar molekularnog oblaka nalazi se više stotina gustih grupisanih oblaka čestica koje će evoluirati u zvezdu. Prvo će spoljni slojevi jezgra jednog takvog oblaka biti razređeni i dozvoliće radijaciji sa obližnjih zvezda da prodre i zagreje unutrašnje slojeve grupisanih čestica. Gravitaciono sabijanje počinje od unutra ka spolja i dok se gustina povećava, centralni delovi postaju mračni i neprozirni i gravitacija nemilosrdno sabija materiju dok ne nastane protozvezda. Gas i prašina će se tako sabijati narednih nekoliko stotina hiljada godina. Po modelu naučnika Stahlera i njegovih saradnika, materija se velikim brzinama i pod velikim pritiscima približava površini protozvezde, stvarajući udarni front koji zagreva pristižući gas do temperature od milion kelvina. Visoke temperature se snižavaju dok se fotoni iz udarnog fronta izračuju, i utiču na isparavanje pristižućeg gasa iznad protozvezde. U ovom stadijumu protozvezda ulazi u novu fazu evolucije gde se sva energija ne troši na zagrevanje jezgra, već i na rastavljanje molekula vodonika na atome. Ovaj proces neposredno utiče na sniženje toplotnog pritiska. Kada se snizi unutrašnji pritisak, gravitacija će odgovoriti povećanjem sabijanja. Brza imlozija počinje i materija pada na zvezdu u nastajanju sve dok toplotni pritisak ne postane dovoljno visok da izbalansira privlačnu snagu gravitacije. Kada se ove evolucione promene skiciraju na H-R dijagramu, grafik je skoro vertikalna linija nazvana Hajašijeva linija. Neprozračna prašina oko protozvezde isparava omogucujuci svetlosti da prvi put dopre do spoljnog omotača. Pomeranje materijala iz jezgra i u jezgro izaziva varijacije u sjaju koje su primećene kod T Tauri zvezda. Tokom 1940-ih , A. Džoj je posmatrao u sazvežđu Bika zvezde relativno slabog sjaja, ali sa jakim emisionim linijama. Njihov spektralni tip ukazivao je na nisku površinsku temperaturu(3000-5000K)1.Međutim, prema tadašnjim saznanjima samo su vrele zvezde (uz još neke izuzetke) pokazivale takve linije. Tako je otkriven novi tip zvezda poznat pod imenom zvezde T Tauri – po svom najsjajnijem predstavniku u sazvežđu Bika (Taurus). Pedesetih godina, V. Ambartsumijan izneo je pretpostavku da se radio o veoma mladim zvezdama, zasnovanu na tome što se one nalaze blizu tamnih oblaka. Nakon toga, otkriveno je da te zvezde pokazuju i velika odstupanja (u odnosu na običnu zvezdu sa niskom površinskom temperaturom) u infracrvenoj i ultraljubičastoj oblasti, koja su korelisana međusobno, kao i sa intenzitetom emisionih linija.Pretpostavljalo se da je odstupanje u infracrvenoj oblasti povezano sa prisustvom cirkumstelarne materije (prašine čija je temperatura oko 1000K), ali ni emisione linije ni odstupanje u ultraljubičastoj oblasti nisu dali odgovarajuća objašnjenja. Teorijski radovi koje su S. Hajaši i njegovi saradnici vodili o kvazistatičnom sabijanju zvezda male mase omogućili su prvi korak ka razumevanju prirode tih neobičnih zvezda i određivanje ključnih osobina faza evolucije zvezda pre glavnog niza. Posmatranja pokazuju da se zvezde T Tauri tipa nalaze u oblasti H-R dijagrama koju je Hajaši predvideo za zvezde male mase (0,5-1,4 masa Sunca) pre glavnog niza (obuhvaćena starost između 105 i 107 godina).Takvo određivanje je danas aproksimativno, iz više razloga.Posmatrački gledano, optički spektar jedne T Tauri zvezde je složen,te je određivanje njenog spektralnog tipa ponekad višeznačno.Slično je stanje i sa teorijskog stanovišta, jer modeli evolucije ne uzimaju u obzir dva važna i suprotstavljena činioca: akreciju (nagomilavanje mase) i bipolarne flotove. 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 13 14 15 16 17 18 > (novembar 2003.)
|
