نجم أولي
النجم الأولي هو كتلة كبيرة تشكلت نتيجة تقلض غاز سحابة جزيئة عملاقة في الوسط بين التجمي, يعتبر طور النجم الأولي مرحلة مبكرة من تشكل النجوم. تستمر هذه المرحلة من أجل نجم في نفس كتلة الشمس حوالي 100000 سنة. تبدأ بزيادة الكثافة في نواة السحابة الجزيئية، وتنتهي بتشكيل نجم تي الثور. الذي سيتطور فيما بعد إلى نجم نسق أساسي.
كشف الرصد أن السحابة الجزئية العملاقة تكون في حالة توازن فيريال (حيث تكون طاقة ربط الجاذبية في توازن مع الضغط الحراري للمكونات الجزيئية للسحابة و جزيئات الغبار ). على الرغم من أن الضغط الحراري له تأثير محوري في مقاومة انهيار الجاذبية في نوى النجوم الأولية. كما يلعب الضغط المغناطيسي و الاضطراب و الدواران دورا في ذلك. أي اضطراب في السحابة يمكن أن تخلخل حالة التوازن. وكمثال على الاضطرابات حدوث صدمات ناتجة عن انفجارات مستعر أعظم أو أمواج حلزونية كثيفة ضمن المجرة أو اقتراب أو اصطدام مع سحابة أخرى. فإذا كان الاضطراب كافي سيؤدي إلى عدم استقرار الجاذبية وتوالي انهيار مناطق الجزيئات في السحابة.
التشكل
غالبا ما توجد نجوم في مجموعات تعرف باسم عناقيد التي يبدو أنها اشكلت في الوقت نفسه تقريبا. ويمكن تفسير ذلك إذا يفترض أنه تقلص السحابة لم يكن بشكل موحد. في الواقع ، وكما أشار لأول من قبل ريتشارد لارسون ، السحب الجزيئية العملاقة التي تتشكل منها نجوم يلاحظ أن سرعات الجريان مضطربة متواجدة في جميع المستويات داخل السحابة. هذه السرعات المضطربة اضغط الغاز بسبب الصدمات ، والتي تولد بنية شعيرية و ملتفة داخل سحابة الجزيئية العملاقة في مجال واسع من حيث الكثافة و الحجم. ويشار إلى هذه العملية بالتجزئة المضطربة . وبعض الهياكل ملتف تزيد كتلتها عن كتلة جينز لتصبح الجاذبية غير مستقرة ، وربما جزء منها يشكل نظام نجمة واحدة أو متعددة.
وأيا كان السبب ، فإن السحابة تتكسر إلى مناطق أصغر وأكثر كثافة والتي قد تتكسر مرة أخرى إلى مناطق أصغر حجما وسينتج عن ذلك عناقيد من النجوم الأولية وهذا يتوافق مع المشاهدات الرصدية للعناقيد النجمية.
التسخين بسبب طاقة الجاذبية
كلما ازداد تقلص السحابة كلما ازدادت درجة حرارتها. وهذه الزيادة الحرارية غير ناتجة بسبب التفاعلات النووية إنما بسبب تحول طاقة الجاذبية غلى طاقة حركية حرارية. فكل جزيء تتناقص مسافته عن مركز الجزء المتقلص سينتج عنه انخفاض في طاقة الجاذبية. ولتبقى مجموع الطاقة ثابت حسب قانون مصونية الطاقة فإن تناقص طاقة الجاذبية سيقابله ازدياد في الطاقة الحركية للجزيئات، والذي سيؤدي إلى زيادة حرارة السحابة, وكلما ازداد تقلص السحابة كلما ازدادت درجة الحرارة.
يؤدي التصادم بين الجزيئات إلى تركهم في حالة متهيجة التي ممكن أن تؤدي إلى إصدارهم لإشعاعات. وأهم مميزات الإشعاع هو تردده، فعند درجة حرارة (10-20 كلفن) فإن الإشعاعات الصادرة على شكل أشعة صغرية وأشعة تحت الحمراء تتسرب إلى الفضاء مانعة الزيادة السريعة لدرجة الحرارة.
كلما ازداد التقلص تزداد كثافة الجزيئات وفي النهاية سيصبح من الصعب إصدار الإشعاعات إلى الفضاء في الحقيقة تصبح السحابة عتامة للأشعة تحت الحمراء مما يجعل من الصعب بالنسبة لنا أن نلاحظ مباشرة ما يحدث. ويجب أن ننظر للإشعاعات ذات الطول الموجي الكبير مثل الراديو الذي يستطيع من الإقلات من أكثف الغيوم. وبالإضافة إلى ذلك ، استخدام النظريات ونماذج الكمبيوتر التي تكون ضرورية لفهم هذه المرحلة.
المراجع
- Larson, R.B. (2003), The physics of star formation, Reports on Progress in Physics, vol. 66, issue 10, pp. 1651–1697
bg:Протозвезда ca:Protoestrella cs:Protohvězda de:Protostern Protostar]] eo:Proto-stelo es:Protoestrella fa:پیشستاره fi:Prototähti fr:Proto-étoile gl:Protoestrela hr:Protozvijezda hu:Protocsillag id:Protobintang it:Protostella ja:原始星 ko:원시별 lt:Prožvaigždė mk:Протоѕвезда nl:Protoster no:Protostjerne pl:Protogwiazda pt:Protoestrela ro:Protostea ru:Протозвезда sk:Protohviezda sv:Protostjärna th:ดาวฤกษ์ก่อนเกิด tr:Önyıldız uk:Протозоря zh:原恆星
