Czym jest protogwiazda?

Protogwiazda to nic innego, jak wczesny etap tworzenia gwiazdy, która wciąż zbiera masę z obłoku pyłowo-gazowego i stopniowo zapada się pod wpływem grawitacji i zagęszczania materii. Nie emituje przy tym światła widzialnego ani nie zachodzą w niej reakcje termojądrowe, dlatego nie jest to jeszcze pełnoprawna gwiazda. Emituje jedynie promieniowanie cieplne z zakresu podczerwieni i mikrofal.

Pełny okres życia protogwiazdy równej masie Słońca, czyli od momentu rozpoczęcia kolapsu (zapadania grawitacyjnego) z obłoku do momentu przejścia w gwiazdę ciągu głównego (rozpoczęcie reakcji termojądrowej) trwa około 10 milionów lat. Czas ten jest jednak uzależniony od masy: obiekt osiągający 15-krotność masy Słońca osiągnie ciąg główny już po 100 tysiącach lat, co z perspektywy Wszechświata jest dosłownie chwilą.

Jak powstaje protogwiazda?

Protogwiazdy powstają z obłoków pyłowo-gazowych, jednakże muszą do tego zajść pewne określone warunki. Obłoki same w sobie mogą trwać we względnym bezruchu przez miliony lat, a nawet miliardy lat i żeby coś zaczęło się dziać – coś innego musi ten proces pobudzić. Zwykle są to wybuchy supernowych, które są tak potężne, że wytwarzają falę uderzeniową zdolną do destabilizacji obłoku molekularnego i zagęszczenia jego materii. Powodem mogą być również zderzenia galaktyk powodujące zmianę struktury obłoków, zagęszczenie jej i – w konsekwencji – pojawienie się niestabilności grawitacyjnej. Do tego typu zdarzeń dochodzi we Wszechświecie dość często.

Dopiero w momencie, gdy obłok osiągnie określoną gęstość rozpoczyna się kolaps, czyli zapadanie grawitacyjne. Na tym etapie obiekt gromadzi coraz więcej materii, kurcząc się, w wyniku czego rośnie jego masa i temperatura. Proces ten może wystąpić jednocześnie w wielu miejscach obłoku powodując jego rozpadanie na mniejsze obłoki, kurczące się niezależnie od siebie (nazywane globulami), w wyniku czego w końcowej fazie powstają gromady gwiazd. Nie wszystkie globule muszą jednak doprowadzić do wytworzenia gwiazdy ciągu głównego.

Takowa powstaje w momencie, gdy rozpoczynają się reakcje termojądrowe a to z kolei zależne jest od masy protogwiazdy. 1/12 masy naszego Słońca, to minimalna wartość, jaką musi osiągnąć protogwiazda, żeby mogły pojawić się wspomniane reakcje i mogła się z niej wytworzyć gwiazda. Jeśli warunek ten nie zostanie spełniony, to obiekt zamieni się w Brązowego Karła, który wytwarza pewną ilość energii, ale zbyt mało żeby promieniował. Nazywamy go obiektem gwiazdopodobnym a jego masa wynosi 8% masy Słońca lub 80 mas Jowisza.

Jeśli jednak protogwiazda osiągnie odpowiednią masę i w jej centrum temperatura osiągnie 10 milionów Kelwinów, to rozpoczyna się synteza wodoru w hel. Im większą masę osiągnie na etapie tworzenia, tym więcej gwiazda wysyła promieniowania i jaśniej świeci (większe świecą światłem białym lub niebieskawym a mniejsze czerwonym). Po rozpoczęciu reakcji termojądrowej protogwiazda przechodzi w gwiazdę ciągu głównego i może być obserwowana w optycznym zakresie promieniowania elektromagnetycznego.

Jest to najdłuższy etap życia (licząc od momentu rozpoczęcia tworzenia do śmierci) trwający od 70 do 90% jej istnienia. Czas ten uzależniony jest z kolei od masy gwiazdy wedle zasady: im cięższa, tym żyje krócej. Dla przykładu, gwiazda masy naszego Słońca żyje średnio 9 miliardów lat, ale dziesięciokrotnie mniejsza może żyć nawet 20 bilionów lat.

W tym czasie ilość wodoru stale się zmniejsza, gdyż on jest paliwem gwiazdy. Etap ten trwa aż do wypalenia zasobów, kiedy gwiazda zamienia się w Czerwonego Olbrzyma lub Nadolbrzyma.

Jak możliwa jest obserwacja protogwiazd? 

Proces tworzenia protogwiazd stwarza wiele problemów natury obserwacyjnej, ponieważ powstają one w obłokach gazowo-pyłowych, które stają się na tyle gęste, że nie przepuszczają światła widzialnego. Trzeba je obserwować w dłuższych falach elektromagnetycznych, tj. w dalekiej podczerwieni, gdzie znajduje się maksimum jasności pyłu. Tu powstaje drugi problem, ponieważ większość pasm podczerwieni jest blokowana przez atmosferę ziemską, dlatego do obserwacji wykorzystuje się teleskopy kosmiczne. Im bardziej obłok się kurczy tym staje się bardziej nieprzepuszczalny dla światła, jednak jednocześnie na tyle rośnie jego gęstość i temperatura, aby świecić. Możemy zatem zaobserwować obłok.

Protogwiazdy: ciekawostki

Znamy wiele we Wszechświecie rejonów gwiazdotwórczych, które znajdują się w naszej galaktyce lub poza nią. Do najciekawszych na pewno należą Obłoki Magellana będące dwiema, nieregularnymi karłowatymi galaktykami orbitującymi wokół naszej Drogi Mlecznej. Są one dobrze widoczne na niebie południowej półkuli. W Wielkim Obłoku Magellana znajduje się Mgławica Tarantula, która jest najbardziej aktywnych rejonem narodzin gwiazd w Grupie Lokalnej.

Jej masa równa się 3000 mas Słońca, rozciąga na 1000 lat świetlnych, zawiera liczne gromady gwiazd a gaz został podgrzany do tak wysokich temperatur, rzędu milionów stopni, że jest źródłem silnego promieniowania rentgenowskiego. Prawdopodobnie gdyby Tarantula znajdowała się w tej samej odległości od Ziemi, co Mgławica Oriona (1700 lat świetlnych), to w nocy byłaby w stanie dawać wystarczająco dużo światła, żeby rzucać cień. 

Co się jednak dzieje z pozostałą częścią obłoku pyłowo-gazowego, który nie zostanie wchłonięty przez protogwiazdę? Prawdopodobnie powstają z nich mniejsze skupiska materii, które zaczynają okrążać nowonarodzoną gwiazdę. W kolejnych etapach tworzą się z nich planety, prowadząc do powstania układu słonecznego. Teorię tę potwierdzają badania geologiczne na Ziemi, które wykazały, że najstarsze skały są niewiele młodsze niż nasze Słońce.