PROTOSTAR by MagikUnicorn
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Description
Apo Art
A protostar is a large mass that forms by contraction out of the gas of a giant molecular cloud in the interstellar medium. The protostellar phase is an early stage in the process of star formation. For a one solar-mass star it lasts about 100,000 years. It starts with a core of increased density in a molecular cloud and ends with the formation of a T Tauri star, which then develops into a main sequence star.
This is heralded by the T Tauri wind, a type of super solar wind that marks the change from the star accreting mass into radiating energy.
Observations have revealed that giant molecular clouds are approximately in a state of virial equilibrium—on the whole, the gravitational binding energy of the cloud is balanced by the thermal pressure of the cloud's constituent molecules and dust particles.
Although thermal pressure is likely the dominant effect in counteracting gravitational collapse of protostellar cores, magnetic pressure, turbulence and rotation can also play a role (Larson, 2003). Any disturbance to the cloud may upset its state of equilibrium. Examples of disturbances are shock waves from supernovae; spiral density waves within galaxies and the close approach or collision of another cloud. If the disturbance is sufficiently large, it may lead to gravitational instability and subsequent collapse of a particular region of the cloud.
The British physicist Sir James Jeans considered the above phenomenon in detail. He was able to show that, under appropriate conditions, a cloud, or part of one, would start to contract very swiftly as described above. He derived a formula for calculating the mass and size that a cloud would have to reach as a function of its density and temperature before gravitational contraction would begin. This critical mass is known as the Jeans mass.
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Magik
Comments (48)
MagikUnicorn
PROTO-ÉTOILE Une proto-étoile (ou protoétoile) est une grande masse qui se forme par la contraction des gaz d'un nuage moléculaire géant en milieu interstellaire principalement constitué d'hydrogène et d'hélium. La phase protostellaire est un stade précoce dans le processus de formation d'une étoile. Pour une étoile de la taille du Soleil, elle dure environ 100 000 ans. La matière se concentre sur elle-même et tourbillonne autour d'un centre de gravité, futur cœur de l'étoile. La chute de la matière vers son centre rend la protoétoile de plus en plus lumineuse jusqu'à ce que la poussière qu'elle a attirée empêche la lumière visible de passer. La protoétoile entourée d'un cocon de poussière devient alors un globule obscur (à ne pas confondre avec le globule de Bok). Cela se termine par la formation d'une étoile T Tauri, qui se développe ensuite en étoile de la séquence principale. Ceci est annoncé par le vent de T Tauri, un type de super vent solaire qui marque le passage d'une proto-étoile en étoile. La protoétoile devient une étoile lorsque ce ne sont plus les chocs de la matière mais des réactions nucléaires qui l'illuminent. Les observations ont révélé que les nuages moléculaires géants sont à peu près dans un état d'équilibre viriel, l'énergie de liaison gravitationnelle du nuage est équilibrée par la pression thermique des molécules et des particules de poussière constituant le nuage. Bien que la pression thermique soit probablement l'effet dominant dans la lutte contre l'effondrement gravitationnel des cœurs protostellaires, la pression magnétique, des turbulences et la rotation peuvent également jouer un rôle (Larson, 2003). Toute perturbation dans le nuage peut boulverser son état d'équilibre. Les ondes de choc de supernovae, les ondes de densité spirales des galaxies et l'approche étroite ou la collision avec un autre nuage sont des exemples de perturbations. Si la perturbation est suffisamment grande, il peut conduire à une instabilité gravitationnelle et causer l'effondrement d'une région particulière du nuage. Le physicien britannique Sir James Jeans considérait le phénomène ci-dessus en détail. Il a pu montrer que, dans des conditions appropriées, un nuage, ou une partie commencerait à se contrater comme décrit plus haut. Il a dérivé une formule de calcul de la masse et de la taille que le nuage devrait atteindre en fonction de sa densité et de sa température avant que la contraction gravitationnelle n'ait commencé. Cette masse critique est connue comme la masse de Jeans.
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