Co to jest protogwiazda?
Protogwiazda (protostar) to wczesne stadium ewolucji gwiazdy, poprzedzające zapłon syntezy jądrowej wodoru w jądrze (które zachodzi w gwiazdach ciągu głównego). Protogwiazda powstaje, gdy fragment gęstego obłoku molekularnego (dense core) zapada sie grawitacyjnie – masa przekracza masę Janesa i grawitacja wygrywa z ciśnieniem i turbulencjami. Temperatura i ciśnienie w kurczącej sie proto-gwieździe rosną, lecz jeszcze nie wystarczają do fuzji jądrowej H w He (wymagana temperatura ok. 10 milionów K).
Fazy powstawania protogwiazdy: (1) Jądro wstępne (prestellar core, dense core) – zimny (ok. 10 K) i gęsty fragment obłoku, jeszcze optycznie cienki. (2) Klasa 0 (protogwiazda klasy 0) – zapadający sie obiekt dominowany przez obwiednie (envelope), bardzo jasny w submilimetrach, ukryty przed obserwacjami w paśmie optycznym (tau optyczne bardzo duże); wiek ok. 10 000-100 000 lat; JWST i Herschel obserwują je w podczerwieni. (3) Klasa I – protogwiazda z dyskiem i obwiednią, coraz jaśniejsza w NIR, widoczny jako YSO (Young Stellar Object); wiek ok. 100 000-1 mln lat; dysk akrecyjny, bipolarny outflow (wiatr gwiazdowy i odrzut materii – dżety Herbiga-Haro). (4) Klasa II (T Tauri dla gwiazd małej masy, Herbig Ae/Be dla średnich) – gwiazda przedgłówna z dyskiem protoplanetarnym; aktywność magnetyczna; wiek 1-10 mln lat; tu zachodzą procesy formowania planet. (5) Klasa III – gwiazda prawie bez dysku (debris disk), wkraczająca na ciąg główny. Czas spadania na ciąg główny (czas Kelvina-Helmholtza) zależy od masy: Słońce – ok. 50 mln lat, gwiazda 10 M_sol – ok. 100 000 lat, gwiazda 0,1 M_sol – ok. 1 miliard lat. Dżety Herbiga-Haro (HH objects) – bipolarny outflow z protogwiazdy zderzający sie z otaczającym gazem – widoczny w H-alfa jako jasne węzły (HH 46, HH 211, HH 34).
JWST zrewolucjonizował obserwacje protogwiazd: penetruje zasłony pyłu obwiednii w podczerwieni i ujawnia dyski protoplanetarne, dżety, gorące regiony akrecji. Zdjęcia L1527 (protogwiazda w Byku, Klasa 0/I) z 2022 roku – profil motyla z ciemnym dyskiem na tle rozbłyskującym – stały sie ikonami astrofizyki. Wewnętrzna struktura dysków protoplanetarnych (luki, pierscienie, spirale) widoczna przez ALMA (np. HL Tau, 2014 – zdjęcie młodego układu z wyraźnymi lukami akrecyjnymi) wskazuje na wczesne powstawanie planet.