Wikipedia

Protobintang

Protobintang (Jawi: ‏ڤروتوبينتڠ‎‎) atau protonajam (Jawi: ‏ڤروتونجم‎‎) ialah bintang yang sangat muda yang masih mengumpul jisim daripada awan molekul induknya. Fasa protobintang adalah yang paling awal dalam proses evolusi bintang.[1] Untuk bintang berjisim rendah (iaitu bintang Matahari atau lebih rendah), ia bertahan kira-kira 500,000 tahun.[2] Fasa bermula apabila serpihan awan molekul mula-mula runtuh di bawah daya graviti diri dan bentuk teras yang disokong tekanan yang legap di dalam serpihan yang runtuh. Ia berakhir apabila gas yang jatuh sudah tiada lagi, meninggalkan bintang pra-jujukan utama, yang mengecut kemudian menjadi bintang jujukan utama pada permulaan pelakuran hidrogen yang menghasilkan helium.

Sejarah sunting

Gambaran moden protobintang, yang diringkaskan di atas, pertama kali dicadangkan oleh Chushiro Hayashi pada tahun 1966.[3] Dalam model pertama, saiz protobintang dianggarkan secara berlebih-lebihan. Pengiraan berangka berikutnya[4][5][6] menjelaskan isu ini, dan menunjukkan bahawa protostar hanya lebih besar sedikit daripada bintang jujukan utama dengan jisim yang sama. Keputusan teori asas ini telah disahkan oleh pemerhatian, yang mendapati bahawa bintang pra-jujukan utama yang terbesar juga bersaiz sederhana.

Evolusi protonajam sunting

 
Bintang bayi CARMA-7 dan jetnya terletak kira-kira 1400 tahun cahaya dari Bumi dalam gugusan bintang Serpens Selatan.[7]

Pembentukan bintang bermula dalam awan molekul yang agak kecil yang dipanggil teras padat.[8] Setiap teras tumpat pada mulanya berada dalam keseimbangan antara gravitinya sendiri, yang cenderung untuk memampatkan objek, dan kedua-dua tekanan gas dan tekanan magnet, yang cenderung untuk mengembangnya. Apabila teras padat tertambah jisim daripada awan yang lebih besar di sekelilingnya, graviti diri mula mengatasi tekanan, dan runtuhan bermula. Pemodelan teori awan sfera ideal yang pada mulanya hanya disokong oleh tekanan gas menunjukkan bahawa proses keruntuhan merebak dari dalam ke arah luar.[9] Pemerhatian spektroskopi terhadap teras tumpat yang belum mengandungi bintang menunjukkan bahawa penguncupan memang berlaku. Walau bagaimanapun, setakat ini, ramalan penyebaran luar kawasan runtuh itu tidak dapat diperhatikan.[10]

 
Ilustrasi dinamik proplyd

Gas yang runtuh ke arah pusat teras tumpat mula-mula membina protostar jisim rendah, dan kemudian cakera protoplanet yang mengorbit objek. Apabila keruntuhan berterusan, peningkatan jumlah gas memberi kesan kepada cakera dan bukannya bintang, akibat daripada pemuliharaan momentum sudut. Tepat bagaimana bahan dalam cakera berputar ke dalam ke protostar masih belum difahami, walaupun terdapat banyak usaha teori. Masalah ini menggambarkan isu besar teori cakera tokokan, yang memainkan peranan dalam kebanyakan astrofizik.

 
HBC 1 ialah bintang pra-jujukan utama muda . [11]

Tanpa mengira perinciannya, permukaan luar protobintang terdiri sekurang-kurangnya sebahagian daripada gas renjatan yang telah jatuh dari pinggir dalam cakera. Oleh itu, permukaannya sangat berbeza daripada fotosfera yang agak senyap bagi bintang pra-jujukan utama atau bintang jujukan utama. Dalam bahagian dalamannya, protobintang mempunyai suhu yang lebih rendah daripada bintang biasa. Di tengahnya, hidrogen-1 belum terlakur dengan dirinya sendiri. Walau bagaimanapun, teori meramalkan bahawa isotop hidrogen deuterium (hidrogen-2) berlakur dengan hidrogen-1, menghasilkan helium-3. Haba daripada tindak balas pelakuran ini cenderung untuk mengembangkan protobintang, dan dengan itu membantu menentukan saiz bintang pra-jujukan utama termuda yang diperhatikan.[12]

Tenaga yang dijana daripada bintang biasa datang daripada pelakuran nuklear yang berlaku di pusat mereka. Protobintang juga menjana tenaga, tetapi ia datang daripada sinaran yang dibebaskan pada hentakan pada permukaannya dan pada permukaan cakera sekelilingnya. Sinaran yang dihasilkan oleh itu mesti melintasi debu antara bintang di teras tumpat di sekelilingnya. Debu menyerap semua foton yang melanggar dan memancarkannya semula pada panjang gelombang yang lebih panjang. Akibatnya, protostar tidak dapat dikesan pada panjang gelombang optik, dan tidak boleh diletakkan dalam gambar rajah Hertzsprung–Russell, tidak seperti bintang pra-jujukan utama yang lebih berkembang.

Sinaran sebenar yang terpancar daripada protobintang diramalkan berada dalam julat inframerah dan milimeter. Sumber sinaran panjang gelombang panjang seperti titik biasanya dilihat di kawasan yang dikaburkan oleh awan molekul. Ia lazimnya dipercayai bahawa sumber yang dilabel secara konvensional sebagai sumber Kelas 0 atau Kelas I adalah protobintang.[13][14] Walau bagaimanapun, masih tiada bukti muktamad untuk pengenalan ini.

Kelas-kelas bintang muda yang diperhatikan sunting

Kelas puncak spektrum pancaran tempoh (tahun)
0 submilimeter 10 4
I inframerah jauh 10 5
II inframerah dekat 10 6
III tampak 10 7 [15]

Galeri sunting

Video tentang protobintang V1647 Orionis dan pelepasan sinar-Xnya (2004).
 
Ledakan protobintang - HOPS 383 (2015).
 
Protostar dalam Herbig-Haro 46/47.

Lihat juga sunting

Catatan sunting

  1. ^ Stahler, S. W. & Palla, F. (2004). The Formation of Stars. Weinheim: Wiley-VCH. ISBN 3-527-40559-3.
  2. ^ Dunham, M. M.; dll. (2014). The Evolution of Protostars in Protostars and Planets VI. University of Arizona Press. arXiv:1401.1809. doi:10.2458/azu_uapress_9780816531240-ch009. ISBN 9780816598762.
  3. ^ Hayashi, Chushiro (1966). "The Evolution of Protostars". Annual Review of Astronomy and Astrophysics. 4: 171–192. Bibcode:1966ARA&A...4..171H. doi:10.1146/annurev.aa.04.090166.001131.
  4. ^ Larson, R. B. (1969). "Numerical Calculations of the Dynamics of a Collapsing Protostar". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 145 (3): 271–295. Bibcode:1969MNRAS.145..271L. doi:10.1093/mnras/145.3.271.
  5. ^ Winkler, K.-H. A.; Newman, M. J. (1980). "Formation of Solar-Type Stars in Spherical Symmetry: I. The Key Role of the Accretion Shock". Astrophysical Journal. 236: 201. Bibcode:1980ApJ...236..201W. doi:10.1086/157734.
  6. ^ Stahler, S. W., Shu, F. H., and Taam, R. E. (1980). "The Evolution of Protostars: I. Global Formulation and Results". Astrophysical Journal. 241: 637. Bibcode:1980ApJ...241..637S. doi:10.1086/158377.CS1 maint: multiple names: authors list (link)
  7. ^ "Infant Star's First Steps". Dicapai pada 10 November 2015.
  8. ^ Myers, P. C.; Benson, P. J. (1983). "Dense Cores in Dark Clouds: II. NH3 Observation and Star Formation". Astrophysical Journal. 266: 309. Bibcode:1983ApJ...266..309M. doi:10.1086/160780.
  9. ^ Shu, F. H. (1977). "Self-Similar Collapse of Isothermal Spheres and Star Formation". Astrophysical Journal. 214: 488. Bibcode:1977ApJ...214..488S. doi:10.1086/155274.
  10. ^ Evans, N. J., Lee, J.-E., Rawlings, J. M. C., and Choi, M. (2005). "B335 - A Laboratory for Astrochemistry in a Collapsing Cloud". Astrophysical Journal. 626 (2): 919–932. arXiv:astro-ph/0503459. Bibcode:2005ApJ...626..919E. doi:10.1086/430295.CS1 maint: multiple names: authors list (link)
  11. ^ "A diamond in the dust". Dicapai pada 16 February 2016.
  12. ^ Stahler, S. W. (1988). "Deuterium and the Stellar Birthline". Astrophysical Journal. 332: 804. Bibcode:1988ApJ...332..804S. doi:10.1086/166694.
  13. ^ Adams, F. C., Lada, C. J., and Shu, F. H. (1987). "The Spectral Evolution of Young Stellar Objects". Astrophysical Journal. 312: 788. Bibcode:1987ApJ...312..788A. doi:10.1086/164924. |hdl-access= requires |hdl= (bantuan)CS1 maint: multiple names: authors list (link)
  14. ^ Andre, P, Ward-Thompson, D. and Barsony, M. (1993). "Submillimeter Continuum Observations of rho Ophiuchi A: The Candidate Protostar VLA 1623 and Prestellar Clumps". Astrophysical Journal. 406: 122. Bibcode:1993ApJ...406..122A. doi:10.1086/172425.CS1 maint: multiple names: authors list (link)
  15. ^ "IMPRS" (PDF). www.solar-system-school.de.

Rujukan sunting

Pautan luar sunting

Diambil daripada "https://ms.wikipedia.org/w/index.php?title=Protobintang&oldid=5843128"