Protogwiazda

Wyobrażenie protogwiazdy ukrytej wewnątrz globuli Boka

Protogwiazda – bardzo młoda gwiazda, zbierająca masę z obłoku molekularnego i zapadająca się na skutek grawitacji, zanim zacznie emitować światło. W jej wnętrzu nie zachodzą jeszcze reakcje termojądrowe. Emituje ona promieniowanie cieplne z zakresu mikrofal i podczerwieni na skutek kurczenia się.

Protogwiazda o masie Słońca gromadzi masę przez około 5·105 lat. Czas ten jest wyjątkowo krótki w porównaniu do czasu życia gwiazdy, jest to krótki czas nawet w porównaniu do czasu dojścia gwiazdy do ciągu głównego, kiedy gwiazda tworzy hel z wodoru, wynoszący dla gwiazdy o masie Słońca około 3·107 lat[1].

Kurczeniu się protogwiazdy towarzyszy wzrost gęstości i temperatury w jej wnętrzu. Od pewnego momentu zaczynają zachodzić reakcje jądrowe i stopniowo kurczenie się protogwiazdy zostaje zatrzymane, a obiekt staje się gwiazdą ciągu głównego w diagramie Hertzsprunga-Russella. Dzieje się tak, gdy kurcząca się masa jest większa niż około 8% masy Słońca. Obiekt o mniejszej masie nigdy nie wytwarza warunków do efektywnego zachodzenia reakcji termojądrowych i kończy ewolucję jako brązowy karzeł.

Ewolucja protogwiazdy

Obłok molekularny

Rejon gwiazdotwórczy N11B w Wielkim Obłoku Magellana

Protogwiazda jest bezpośrednim produktem kolapsu grawitacyjnego zagęszczenia w obłoku molekularnym w ośrodku międzygwiazdowym. Większość obłoków molekularnych jest w stanie równowagi dynamicznej, w której grawitacja obłoku dążąca do jego zapadnięcia się jest równoważona przez ciśnienie atomów i cząsteczek, z których składa się obłok (jest to gaz o temperaturze około 10 K zawierający około 100 cząstek w cm³). Obłoki tego typu mogą być obserwowane, gdyż zawarty w nich pył kosmiczny jest rozgrzewany przez pobliskie gwiazdy i emituje w podczerwieni[2]. Chociaż naddźwiękowe ruchy są obserwowane w obłokach molekularnych, to rozkład względnych prędkości w małym obszarze powinien być zbliżony do termicznego. Jeśli rdzeń chmury cząsteczkowej jest związany grawitacyjnie, a siłą przeciwdziałającą zapadaniu jest ciśnienie ruchu cieplnego cząstek, to by obłok molekularny o masie Słońca pozostawał w równowadze, musi mieć promień przynajmniej 0,1 parseka. Obserwacje potwierdzają te właściwości[3]. Obłoki molekularne nie są stabilne przez długi czas, a gwiazdy powstają w nich w niedługim czasie po utworzeniu się obłoków, świadczy o tym obserwacja liczebności faz ewolucji obłoku oraz to, że gwiazdy powstałe z jednego obłoku mają rozpiętość wieku mniejszą niż 10 milionów lat[4]. Załamanie tej równowagi może nastąpić spontanicznie, z powodu turbulencji wewnątrz obłoku[5] lub, częściej, może być wywołane przez jakieś zewnętrzne zdarzenie, takie jak fala uderzeniowa pobliskiej eksplozji supernowej, zderzenie dwóch obłoków[6], siła pływowa zbliżenia do galaktyki czy też zderzenie galaktyk, jak i z innych powodów zaburzających stan gazu.

Niezależnie od źródła zakłóceń może powstać w regionie obłoku obszar o zwiększonej gęstości, w którym siła grawitacji przewyższa siłę ciśnienia cieplnego, powodując zapadanie się obłoku. Etap protogwiazdy – czyli od rozpoczęcia kurczenia się obłoku aż do przejścia w stan gwiazdy ciągu głównego – dla gwiazdy o masie Słońca trwa zazwyczaj około 10 milionów lat; gwiazdy znacznie bardziej masywne przechodzą ten proces szybciej. Gwiazda o masie 15 M osiągnie ciąg główny po około 100 tysiącach lat[7].

Poszerzenie linii widmowych emitowanych (efekt Dopplera) przez obłoki molekularne świadczy, że lokalnie materia porusza się z prędkościami większymi od prędkości dźwięku, te turbulentne ruchy wpływają na stabilizację obłoków[8].

Swobodne zapadanie się obłoku

Kolejne fazy zapadania się obłoku aż do utworzenia protogwiazdy.
Zapadanie izotermiczne albo faza swobodnego spadku

Gaz o bardzo małej gęstości z pewną ilością pyłu zapada się początkowo izotermicznie. Pył zapewnia efektywną emisję w dalekiej podczerwieni, cząsteczki wodoru, zderzając się z pyłem, są w nim w równowadze termicznej[9]. Na tym etapie i w następnych ważną rolę odgrywa pole magnetyczne, które zagęszcza się wraz z zagęszczaniem materii, odpowiadają za to jony i elektrony znajdujące się w obłoku. Ciśnienie pola magnetycznego spowalnia zapadanie, ale w wyniku dyfuzji ambipolarnej jonów i elektronów pole magnetyczne powoli wycieka z zagęszczenia, pozwalając na dalsze zagęszczanie[10]. Materia odpływa z regionów obłoku o najmniejszej gęstości do obszarów o większej gęstości, zaczynają tworzyć się obszary o zwiększonej gęstości, zwane gęstymi rdzeniami[10][11].

Obłok międzygwiazdowy pozostaje w stanie równowagi hydrostatycznej, jak długo energia kinetyczna gazu, który wytwarza nacisk na zewnątrz, jest równoważona przez energię potencjalną grawitacji, która dąży do ściśnięcia obłoku. O równowadze decyduje też turbulencja. Jednakże gdy masa obłoku jest taka, że ciśnienie gazu nie jest wystarczające, aby zrównoważyć ciężar, to obłok zaczyna wykazywać niestabilność, która powoduje zapadanie grawitacyjne. Graniczna masa, poza którą obłok zmierza ku zapadnięciu, nazywa się masą Jeansa. Obłoki nie spełniające kryterium Jeansa mogą ulegać fragmentacji. Parametry obłoku o krytycznej masie wyrażane są przez prędkość dźwięku w ośrodku, zależną od masy cząsteczkowej gazu i temperatury oraz gęstości obłoku [7], albo wyrażone poprzez gęstość i temperaturę:

gdzie:

stała Boltzmanna,
stała grawitacji.

W początkowej fazie zapadanie gazu jest zbliżone do spadku swobodnego na centralne zagęszczenie, dlatego ten etap powstawania gwiazdy nazywa się fazą swobodnego spadku (free-fall). Przyjmując symetrię kulistą oraz stałą gęstość zapadającego się obłoku czas spadania określa wzór[12]:

Z wzoru tego wynika, że czas zapadania w fazie swobodnego spadku zależy jedynie od gęstości, a nie zależy od wielkości obłoku. Przykładowo większa szybkość zapadania przy większej gęstości prowadzi do tego, że zagęszczenie najszybciej następuje wokół gęstego rdzenia. Przykładowo obłok o gęstości takiej, jaką ma globula Boka, zapadałby się izotermicznie w czasie około 500 000 lat[13]. Przyjęte założenia są przybliżeniem, ciśnienie wewnętrzne sprawia, że materia zapada się wolniej, niż wskazuje to czas wolnego spadku.

Zapadanie adiabatyczne – pierwsze stabilne jądro

Zagęszczanie się obłoku prowadzi do zmniejszenia jego przeźroczystości i wzrostu jego temperatury. Zmętnienie obłoku, zwiększane także przez wzrost temperatury, sprawia, że energia uwalniająca się w wyniku zapadania w gęstych rdzeniach nie może być z nich wypromieniowana, przemiana gazowa zmienia się w adiabatyczną. Cząsteczki wodoru mają 5 stopni swobody, dlatego wykładnik adiabaty jest równy 7/5, a temperatura jest proporcjonalna do gęstości w potędze (5+2)/5−1 = 0,4, te właściwości wodoru cząsteczkowego sprawiają, że jądro kondensacji przeciwstawia się dość skutecznie zagęszczaniu. Gdy gęstość osiągnie 1013–1014 cząstek na cm³, wówczas temperatura osiąga 100–200 K, warunki te zmniejszają szybkość zapadania, w wyniku tego powstaje układ zwany pierwszym stabilnym jądrem[8]. Orientacyjne parametry jądra, z którego utworzy się gwiazda o masie Słońca, wynoszą: średnica – 5 AU, masa – 5% końcowej masy, a gęstość – 1·10−10 g cm−3[14].

Przemiany gazowe – załamanie się pierwszej stabilności

Związek taki zachodzi do temperatury 2000 K, powyżej tej temperatury rozpoczynają się przemiany materii pochłaniające energię. Ważniejsze z nich to rozpad cząsteczek wodoru na atomy, rozpad atomów wodoru na jon wodorowy i elektron, jonizacja helu. Wszystkie te procesy pochłaniają energię, umożliwiając zwiększenie gęstości, czyli szybsze zapadanie, przy niewielkim wzroście temperatury. Przemiany gazowe wywołują znaczną zmianę własności materii budującej protogwiazdę. W temperaturze powyżej 7000 K główny składnik materii protogwiazdy (wodór) jest plazmą składającą się z jąder atomowych i elektronów. Ośrodek ten jest niemal nieprzeźroczysty dla promieniowania elektromagnetycznego. Jądra atomowe i elektrony mają 3 stopnie swobody, dlatego współczynnik adiabaty jest równy 5/3, a temperatura jest proporcjonalna do gęstości w potędze 2/3, co zmniejsza pojemność cieplną ośrodka, a tym samym zmniejsza szybkość zapadania się materii[1].

Protogwiazda w fazie akrecji z obłoku:
1. opadający obłok,
2. podczerwona fotosfera (false photosphere),
3. powłoka pyłowa (optycznie nieprzezroczysta),
4. sfera sublimacji pyłu,
5. hydrostatyczny rdzeń protogwiazdy.
Zapadanie przez akrecję

Wynikiem pierwszego zapadania jest hydrostatyczne jądro o niewielkiej masie[15], które musi następnie przejść fazę akrecji. Hydrostatyczne jądro złożone z plazmy uznawane jest za protogwiazdę[14]. Protogwiazda gromadzi masę, powoli rośnie temperatura w jej centrum. Zapadanie obłoku jest najszybsze tuż nad powierzchnią protogwiazdy, w wyniku czego wokół gwiazdy występuje niemal pusta powłoka (o małym zmętnieniu), otoczona sferą o dużej zawartości pyłu i gazu, którą otacza sfera chłodnego gazu. Na powierzchnię niemal statycznego jądra opada z dużą prędkością materia tworząc szok akrecyjny, to z powierzchni jądra w wyniku zderzania się z nim opadającej materii generowana jest większość promieniowania. Promieniowanie to z zakresu optycznego nie jest w stanie przebić się przez zewnętrzną warstwę pyłu, jest przez nią pochłaniane i emitowane w postaci promieniowania podczerwonego, tworząc pyłową fotosferę protogwiazdy o promieniu około 70 au. Protogwiazda nie jest widoczna w zakresie optycznym. Otoczka pyłowa ma wewnętrzną średnicę kilku jednostek astronomicznych, jest ona od wewnątrz rozgrzewana promieniowaniem protogwiazdy, silnie ogrzane ziarna pyłu sublimują w temperaturze około 1500 K, przestając pochłaniać promieniowanie. W temperaturze poniżej 2000 K cząsteczkowy wodór też nie pochłania promieniowania, w miarę wyparowywania pyłu promieniowanie widzialne dochodzi coraz dalej, aż w końcu przebije się przez pył[16].

HH 30. Otoczenie gwiazdy w trakcie jej narodzin.

Średnia energia termiczna cząsteczki H2 w temperaturze 2000 K jest równa 0,74 eV, podczas gdy proces dysocjacji cząsteczki wodoru pochłania 4,48 eV, jonizacja atomu wodoru – 13,6 eV, a jonizacja helu – 75 eV. Zgodnie z twierdzeniem o wiriale energia cieplna stanowi połowę utraconej energii grawitacyjnej, z zasady zachowania energii od początku zapadania do stanu plazmy wynika:

Kolejne składniki wzoru to energia grawitacji, energia jonizacji energia wypromieniowana przez obłok ( – jasność, – czas). Z powyższej zależności, pomijając energię wypromieniowaną przez protogwiazdę, można oszacować maksymalny promień protogwiazdy po jonizacji gazów:

Z zależności tej wynika, że Słońce w tej fazie miało promień co najwyżej 36 razy większy niż obecny oraz że promień protogwiazdy jest proporcjonalny do jej masy[17].

Obrót obłoku

Model zapadania się nieobracającego się obłoku nie może wyjaśnić szeregu zjawisk, które towarzyszą powstawaniu gwiazd. Przykładem są występujące wokół młodych gwiazd dyski akrecyjne, dyski protoplanetarne, dżety i odpływy binarne.

Obrót staje się ważnym czynnikiem, gdy siła odśrodkowa jest porównywalna z siłą grawitacji. Jeżeli rdzeń obraca się szybko, to rozpada się na dwa lub więcej obłoków, część momentu pędu pobiera krążenie fragmentów wokół wspólnego środka masy, tworząc układ gwiazd podwójnych. Obłoki z mniejszym momentem pędu mogą tworzyć tylko jedną gwiazdę. Tworząc gwiazdę, nawet początkowo bardzo powoli obracający się obłok zawiera znacznie więcej momentu pędu niż ostateczna gwiazda, moment pędu musi być zabrany bez rozbijania obłoku. Zatem praktycznie wszystkie pojedyncze gwiazdy – i zapewne wiele systemów podwójnych – są otoczone dyskiem na wczesnym etapie ich powstawania. Choć gwiazda może zawierać większą część początkowej masy, większość momentu pędu jest na dysku i przechodzi do powstałych z niego planet. W Układzie Słonecznym 99,8% masy znajduje się w Słońcu, a zawiera ono tylko 2% momentu pędu układu[18].

Dla obracającej się protogwiazdy w fazie akrecji warstwy nie mają kształtu kuli, a są spłaszczone i cieńsze na biegunach niż na równiku, spłaszczenie narasta, a wypływy przebijają się przez powłokę pyłowo-gazową w pobliżu biegunów, tworząc wypływy binarne. Wypływowi wzdłuż osi wirowania protogwiazdy sprzyja też bipolarne pole magnetyczne.

Ścieżki ewolucji gwiazd (niebieskie) na diagramie H-R, od narodzin gwiazdy (górna czarna linia) do wejścia na ciąg główny (ZAMS dolna czarna linia)[19].

Konsekwencje zapadania

Ilość materiału, jaki jest w stanie zgromadzić powstająca gwiazda, nieodwracalnie wpływa na jej późniejsze losy. Protogwiazda zapada się w dalszym ciągu, temperatura w jej centrum rośnie. Jeśli protogwiazda zgromadzi mniej masy niż 0,08 M, nie uzyska w centrum temperatury wystarczającej do reakcji termojądrowych, będzie powoli zapadała się, wypromieniowując energię zapadania[20]. Gdy temperatura w plazmie osiągnie milion kelwinów, rozpoczyna się synteza, w wyniku której z deuteru z wodorem powstaje Hel-3. Deuteru w pierwotnej materii jest niewiele, 30–50 jąder deuteru przypada na milion jąder protu, jednak energia spalania deuteru jest porównywalna z energią zapadania protogwiazdy o masie zbliżonej do masy Słońca[12]. Protogwiazda w pobliżu dolnej granicy zużywa deuter bardzo wolno, temperatura w jej centrum nie wzrośnie już i pozostanie na tym etapie ewolucji do końca będąc brązowym karłem. Gwiazda o masie poniżej masy Słońca pali deuter dość wolno, konwekcja nadąża dostarczać deuter do centrum gwiazdy. Dla gwiazd o masie 2 Słońc deuter w centrum wypala się dość szybko, następnie pali się w powłoce ponad jądrem[12]. Energia dostarczana przez fuzję deuteru podgrzewa plazmę, zmniejszając jej gęstość, co zmniejsza szybkość fuzji. Zjawisko to utrzymuje gwiazdę na tym etapie ewolucji, dopóki wystarczy deuteru. Po wypaleniu deuteru w temperaturze około 2,5 mln K dochodzi do rozpadu litu z udziałem wodoru na hel (7Li +1H = 2 4He). Dopiero temperatura 10 mln K jest wystarczająca do tego, by przeprowadzać syntezę wodoru w hel w cyklu protonowym i stać się pełnoprawną gwiazdą. Od narodzin gwiazdy aż do przejścia jej do ciągu głównego, który osiąga na linii zwanej ciągiem głównym wieku zero (ZAMS), gwiazda przechodzi przez cykl zmian określany jako cykl przed ciągiem głównym. Gwiazdy o masie ponad 8 mas Słońca mają w centrum tak dużą gęstość i ciśnienie, że warunki do spalania wodoru uzyskują niemal jednocześnie z rozpoczęciem spalania deuteru. Gwiazda taka od razu przechodzi do ciągu głównego[12].

Narodziny gwiazdy

Protogwiazda zmienia się w gwiazdę, gdy może być obserwowana w optycznym zakresie promieniowania elektromagnetycznego[21]. Dzieje się tak, gdy większość pyłu i gazu otaczającego protogwiazdę opadnie na nią lub zostanie wywiana. W fazie tej protogwiazda akumuluje jeszcze 10−5 masy Słońca na rok. Zbiór miejsc na diagramie Hertzsprunga-Russella, gdzie znajdują się nowo widoczne gwiazdy, nazywa się linią narodzin gwiazd (birthline), znajduje się ona powyżej ciągu głównego[19].

Klasyfikacja młodych obiektów gwiazdowych[22][23]
KlasaWidmoCzasOpis
Klasa 0Sed klasse0.svg104 latPoczątkowy etap tworzenia protogwiazdy.
Klasa ISed klasse1.svg105 latProtogwiazda otoczona grubą powłoką i dyskiem akrecyjnym, niewielka część promieniowania protogwiazdy przebija się przez otoczkę.
Klasa IISed klasse2.svg106 latMłoda gwiazda. Ilość promieniowania gwiazdy jest porównywalna z promieniowaniem otoczki i dysku.
Klasa IIISed klasse3.svg107 latPromieniowanie gwiazdy dominuje nad promieniowaniem dysku, nie ma długofalowego promieniowania otoczki.

Odstępstwa

Opisany wyżej model ewolucji nie obejmuje gwiazd podwójnych, a według obserwacji astronomicznych około połowy gwiazd w Mlecznej Drodze to gwiazdy podwójne[24]. Protogwiazdy o masie większej niż 10 mas Słońca tworzą się znacznie szybciej, ich model powstawania różni się od wyżej opisanego.

Klasyfikacja młodych obiektów gwiazdowych

Młode obiekty tworzące gwiazdy klasyfikuje się według emitowanego promieniowania mikrofalowego i podczerwonego, dzieląc je na 4 klasy (0, I, II i III). Protogwiazdy to obiekty klasy 0 i I. Obiekty klasy 0 emitują promieniowanie podczerwone o długości fali większej od 20 μm, odpowiadające promieniowaniu ciała doskonale czarnego o temperaturze kilkudziesięciu kelwinów. Obiekty klasy I emitują promieniowanie, które jest złożone z emisji ciał o różnej temperaturze, odpowiadające promieniowaniu protogwiazdy, dysku akrecyjnego i otoczki, przy czym dominuje niskotemperaturowe promieniowanie otoczki. Obiekty klasy II i III uważane są za młode gwiazdy przed wejściem na ciąg główny. Emitują one promieniowanie, w którym dominuje promieniowanie o małej długości fali, odpowiadające promieniowaniu młodej gwiazdy. Promieniowanie otoczki jest zauważalne w klasie II i niewielkie w klasie III.

Zobacz też


Przypisy

  1. a b Stahler 2008 ↓, s. 296.
  2. Star formation and Protoplanetary Disks. [dostęp 2016-02-10].
  3. Hartmann 2000 ↓, s. 16.
  4. larson 2003 ↓, s. 1658.
  5. E. T. Young. Nuvoloso, con probabilità di stelle. „Le Scienze”. 500, s. 76–83, kwiecień 2010. [dostęp 2010-08-11]. 
  6. S. W. Falk, J. M. Lattmer, S. H. Margolis. Are supernovae sources of presolar grains?. „Nature”. 270, s. 700–701, 1977. 
  7. a b M. Heydari-Malayeri. L’enigma delle stelle massicce. „Le Scienze”. 475, s. 64–71, marzo 2008. [dostęp 24 giugno 2008]. zły zapis daty dostępu
  8. a b Dirk Froebrich: Low Mass Star Formation. University of Kent. s. 37. [dostęp 2016-02-14].
  9. Carsten (04) ↓.
  10. a b Krzysztof Gęsick: Narodziny Słońca i gwiazd. [dostęp 2016-02-05].
  11. Hartman ↓, s. 21.
  12. a b c d Carsten (05) ↓.
  13. How fast do stars form out of the ISM?. [dostęp 2016-02-08]. [zarchiwizowane z tego adresu (2017-03-29)].
  14. a b Tan (12) ↓, s. 2.
  15. Formazione stellare. [dostęp 18 giugno 2010]. [zarchiwizowane z tego adresu (2016-03-03)].zły zapis daty dostępu
  16. Tan (12) ↓, s. 4.
  17. Carsten (05) ↓, s. 54.
  18. Imke de Pater, Jack J. Lissauer: Planetary Sciences. Cambridge University Press, 2010-07-15, s. 518–519. ISBN 1-139-64383-5.
  19. a b Stahler 2008 ↓, s. 22.
  20. Brown Dwarfs Really Do Form Like Stars. [dostęp 2009-11-22].
  21. Carsten (05) ↓, s. 60.
  22. Philippe André: Observations of protostars and protostellar stages (ang.). W: The Cold Universe, Proceedings of the 28th Rencontre de Moriond, Les Arcs, France, March 13-20, 1993 [on-line]. 1994. s. 179. [dostęp 2016-03-02].
  23. Philippe André, Thierry Montmerle. From T Tauri stars to protostars: Circumstellar material and young stellar objects in the rho Ophiuchi cloud. „The Astrophysical Journal”. 420 (2), s. 837–862, 1994. DOI: 10.1086/173608. Bibcode1994ApJ...420..837A (ang.). 
  24. Piotr Sybilski: Precyzyjne pomiary rotacji i orbitalnego momentu pędu w układach podwójnych gwiazd, jako test modeli powstawania i ewolucji. Centrum Astronomiczne im. Mikołaja Kopernika PAN, 2011. [dostęp 2016-02-11].

Bibliografia

Media użyte na tej stronie

Witness the Birth of a Star.jpg
An artists conception of the birth of star L1014.
HH30-animated.gif
Hubble observations of HH 30 show a pair of thin jets streaming away from the center of a dusty disk. The disk, which is over 40 billion miles (64 billion kilometers) in diameter, is seen almost edge-on. Like a thin, dark cloud moving in front of the Sun, the disk blocks any direct view of its central star. All that is seen are the top and bottom sides of the dusty disk reflecting light from the star, like the "silver lining" of a cloud. The jets reveal the hidden star's location. Astronomers are interested in the disk because it is probably similar to the one from which the Sun and the planets in our solar system formed. HH 30's disk and jet show dramatic changes in the six years covered by the time-lapse movie.
Protostar structure.svg
Struttura di una protostella
Sed klasse0.svg
Autor: As2Wi, Licencja: CC BY-SA 3.0
SED für Protostern der Klasse 0
Heic0411a.jpg
The star formation region N11B in the LMC taken by WFPC2 on the NASA/ESA Hubble Space Telescope.
PMS evolution tracks.svg
Pre-main-sequence (PMS) evolutionary tracks.
These tracks show the relationship between luminosity and temperature holding for pre-main-sequence stars of different masses.

  • Each PMS track (blue lines) is labeled by the stellar mass in units of M (the mass of the sun). The red curves intersecting the tracks are isochrones which give the age of an evolving star at the intersection and are labeled in years. As an example, stars 106 years old lie along the curve labeled 106.
  • The PMS tracks start at the stars birth depicted by the isochrone (which is the upper black line near the 105 yr isochrone) and end when the star is entering the zero age main sequence (ZAMS) (which is the lower black line near the 108 yr isochrone).
  • The nearly vertical parts of the tracks which exist for stars weighing up to three solar masses are called Hayashi tracks, whereas the horizontal parts connecting Hayashi tracks and the ZAMS are called Henyey tracks.
Sed klasse3.svg
Autor: As2Wi, Licencja: CC BY-SA 3.0
SED eines Protosterns der Klasse III
Sed klasse2.svg
Autor: As2Wi, Licencja: CC BY-SA 3.0
SED eines Protosterns der Klasse II
Collasso protostella.svg
Sequence of images about a protostar collapse
Sed klasse1.svg
Autor: As2Wi, Licencja: CC BY-SA 3.0
SED eines Protosterns der Klasse I