Protosterne und Akkretion

Ein Protostern ist der heiße, wachsende Kern im Zentrum einer kollabierenden Wolke; er gewinnt den Großteil seiner Masse durch Akkretion, bevor er entlang eines prä-Hauptreihen-Pfades kontrahiert, um die Wasserstofffusion zu zünden.

Definition

Ein Protostern ist ein entstehender Stern, der noch den Großteil seiner Masse durch Akkretion aus seiner umgebenden Hülle und Scheibe gewinnt, bevor er sich auf der Hauptreihe niederlässt und mit der stetigen Wasserstoffverbrennung beginnt.

Scope

Das Thema umfasst die protostellare Phase von der Bildung eines hydrostatischen Kerns über die Hauptakkretionsphase, die beobachtende Klassifizierung junger stellarer Objekte anhand ihrer infraroten spektralen Energieverteilungen, die Akkretionsleuchtkraft, die eingebettete Protosterne antreibt, und die anschließende Prä-Hauptreihen-Kontraktion entlang der Hayashi- und Henyey-Spuren.

Core questions

• Wie bildet sich ein Protostern und wächst?
• Woher bezieht ein junger Protostern seine Leuchtkraft?
• Wie werden junge stellare Objekte klassifiziert?
• Welchen Weg nimmt ein Prä-Hauptreihen-Stern zur Hauptreihe?

Key concepts

• protostellarer Kern
• Akkretionsleuchtkraft
• Klassen junger stellarer Objekte
• T-Tauri-Stern
• Hayashi-Spur
• Henyey-Spur
• Deuteriumverbrennung

Key theories

Akkretionsgetriebenes protostellares Wachstum

Nachdem ein kollabierender Kern einen kleinen hydrostatischen Protostern gebildet hat, wächst das Objekt durch Akkretion von einfallendem Material; die freigesetzte Gravitationsenergie, wenn Gas auf den Protostern trifft, liefert seine Akkretionsleuchtkraft, die den Output tief eingebetteter junger Sterne dominiert.

Prä-Hauptreihen-Kontraktion

Sobald die Akkretion endet, kontrahiert der Prä-Hauptreihen-Stern und folgt einer nahezu vertikalen Hayashi-Spur, während er vollständig konvektiv ist, bewegt sich dann entlang der Henyey-Spur, wenn sich ein Strahlungskern entwickelt, bis die zentralen Temperaturen ausreichend ansteigen, um Wasserstoff auf der Hauptreihe zu zünden.

Mechanisms

Einstürzendes Wolkenmaterial sammelt sich auf einem zentralen hydrostatischen Kern an und setzt dabei Gravitationsenergie als Akkretionsleuchtkraft frei, die den umgebenden Staub erhitzt und im Infrarotbereich emittiert. Wenn die Akkretion nachlässt, kontrahiert und erwärmt sich der freigelegte Prä-Hauptreihen-Stern, der durch langsame Gravitationskontraktion und kurze Deuteriumverbrennung gestützt wird, bis die Wasserstofffusion beginnt.

Clinical relevance

Die protostellaren und prä-Hauptreihen-Phasen bestimmen die endgültigen Massen von Sternen, die Zeitskalen, über die planetenbildende Scheiben existieren, und die beobachtbaren Signaturen, einschließlich Infrarot-Exzessen und Akkretionsaktivität, die zur Identifizierung und Datierung der jüngsten Sterne in Sternentstehungsgebieten verwendet werden.

History

Hayashi zeigte 1961, dass vollständig konvektive, kontrahierende Sterne nahezu vertikale Spuren verfolgen, die Henyey-Spur beschrieb die spätere Strahlungsphase, und das Standard-Akkretionsbild des protostellaren Wachstums wurde in den 1980er Jahren entwickelt und mit Beobachtungen junger stellarer Objekte synthetisiert.

Key figures

• Chushiro Hayashi
• Frank Shu
• Louis Henyey
• Steven Stahler

Seminal works

• shu1987
• hayashi1961

Frequently asked questions

Warum sind Protosterne so schwer direkt zu beobachten?

Junge Protosterne sind tief in staubigen, kollabierenden Hüllen verborgen, die ihr sichtbares und ultraviolettes Licht absorbieren und im Infrarotbereich wieder emittieren, sodass sie hauptsächlich bei Infrarot- und Millimeterwellenlängen untersucht werden, die den umgebenden Staub durchdringen können.

Ist ein Protostern bereits ein echter Stern?

Nicht ganz: Ein Protostern wird durch Gravitationskontraktion und Akkretionsenergie gestützt und nicht durch anhaltende Wasserstofffusion in seinem Kern; er wird erst dann zu einem echten Hauptreihenstern, wenn er im Inneren heiß genug ist, um Wasserstoff stetig zu fusionieren.