Ta članek je med dobrimi članki

Protostar

Iz Wikipedije, proste enciklopedije
Pojdi na navigacijo Pojdi na iskanje
Protostar HBC 1

Protozvezda je zvezda na začetni stopnji svojega razvoja in na zadnji stopnji nastanka pred začetkom termonuklearne fuzije. Natančne meje tega koncepta so zamegljene, same protozvezde pa imajo lahko popolnoma drugačne značilnosti. Vsekakor pa je v procesu evolucije zvezd izhodišče faze protozvezde začetek stiskanja molekularnega oblaka , končni pa trenutek, ko termonuklearna fuzija postane glavni vir energije za zvezdo. in postane polnopravna zvezda glavnega zaporedja . Odvisno od mase protozvezde lahko ta stopnja traja od 10 5 let za največje predmete do 10 9 let za najmanjše.

V angleški literaturi se izraz "protostar" uporablja samo za fazo, ko še poteka kopičenje ovojnice; za opis celotne evolucije zvezde, ko še ni dosegla glavnega zaporedja, izraz "mlad zvezdni objekt" ( angl. young stellar object).

Specifikacije

Zaradi sprememb, ki jih skozi čas doživijo protozvezde, se njihovi parametri razlikujejo v precej širokem razponu. Njihove mase lahko dosežejo 100-150 M ; najmanjša masa protozvezd, ki kasneje postanejo polnopravne zvezde, je 0,07–0,08 M , vendar se srečujejo tudi predmeti manjše mase [1] . Efektivna temperatura protozvezd med nastankom je nekaj deset Kelvinov in se postopoma poveča na temperaturo, ki bi jo imela zvezda na glavnem zaporedju . Skupna svetilnost protozvezd je od 10 −3 do 10 5 L [2] . Protozvezde so mladi objekti, ki niso imeli časa zapustiti matičnega molekularnega oblaka in so najpogosteje precej tesno združeni v najgostejše in najbolj neprozorne dele oblaka. Koncentracija protozvezd v večini primerov presega 1 pc −3 , približno polovica pa jih je razvrščenih v regije s koncentracijo več kot 25 pc −3 [3] .

Razvrstitev

Običajno ločimo štiri razrede protozvezd: 0, I, II in III, ki se razlikujejo predvsem po spektru. Te razlike so posledica razlike v evolucijskih stopnjah (glej spodaj [⇨] ) [3] [4] [5] [6] [7] .

  • Razred 0: Protozvezda oddaja predvsem v daljnih infrardečih in milimetrskih valovnih dolžinah. Emisijski spekter je črno telo , njegova efektivna temperatura je manjša od 70 K. Opažena je samo plinsko-prašna ovojnica, njena masa je večja od mase protozvezde. V tej fazi protozvezde vmesne mase porabijo približno 10 5 let: ocenjeno trajanje je 10 4 leta, vendar se zdi, da je napačno in je posledica dejstva, da so bile meritve opravljene na anomalnem vzorcu [3] .
  • Razred I: spekter je podoben spektru protozvezde razreda 0, vendar obstaja tudi skoraj infrardeči tok. Emisijski spekter je tudi črno telo, njegova efektivna temperatura je od 70 do 650 K , vendar je v njem presežek infrardečega sevanja , ki ga ustvarja akrecijski disk . Masa protozvezde presega maso okoliške snovi. Na tej stopnji vmesne množične protozvezde preživijo približno 10 5 let.
  • Razred II: največji spekter je dosežen v bližnjem infrardečem območju, protozvezda je vidna v optičnem območju. Efektivna temperatura spektra črnega telesa je od 650 do 2800 K , presežek infrardečega sevanja je manj izrazit. Na tej stopnji protozvezde srednje mase preživijo približno 10 6 let.
  • Razred III: maksimum spektra je v vidnem območju. Efektivna temperatura spektra črnega telesa je več kot 2800 K , infrardečega presežka praktično ni. Na tej stopnji protozvezde srednje mase preživijo približno 10 7 let.

Obstaja tudi alternativna klasifikacija, za katero je uveden parameter v območju od 2,2 do 10-25 mikronov. Ta vrednost označuje odvisnost spektralne gostote sevanja od valovne dolžine: če , potem je tok pri dolgih valovih večji kot pri kratkih in obratno, če ... V tej klasifikaciji je protozvezda razvrščena v razred I, če ima njen spekter , razred II vključuje protozvezde z , in v razred III - protozvezde z ... Če zvezde ne opazimo pri valovnih dolžinah, manjših od 10 mikronov, jo uvrstimo v razred 0. Razredi v teh dveh sistemih si približno ustrezata [3] [4] . Včasih viri z ločimo jih v ločen tip - vire z ravnim spektrom ( angleško flat spectrum ) [8] .

Nekatere protozvezde lahko poleg zgoraj opisanih razredov pripadajo drugim vrstam zvezd po različnih načelih razvrščanja. Tako so na primer protozvezde razreda II in III z maso do 3 M spremenljive in so zvezde T Tauri [5] [6] [9] ali v nekaterih primerih fuori [10] . Objekti z večjo maso, do 10 M , v fazi protozvezde prehajajo Herbigovo stopnjo (Ae / Be) [11] [12] .

Evolucija

Struktura protozvezde.
1 - prosto padajoča snov
2 - fotosfera, ki oddaja v infrardečem območju
3 - neprozorna lupina za plin in prah
4 - sprednji udarec
5 - hidrostatično ravnotežno jedro

Oblikovanje

Zvezde so oblikovane iz molekularnih oblakov, sestavljenih predvsem iz vodika in helija . Ko se v oblaku pojavi gravitacijska nestabilnost, se ta začne krčiti, nato pa se razdeli na manjše regije, od katerih se vsaka še naprej sesuje - včasih se ta trenutek šteje za začetek faze protozvezde [13] , pogosteje pa se vzame kot nastanek hidrostatsko ravnotežnega jedra (glej sliko spodaj [⇨] ).

Kot posledica stiskanja se sprosti energija, vendar se zaradi dejstva, da je oblak prozoren za infrardeče sevanje z valovno dolžino več kot 10 mikronov, vsa oddaja v okoliški prostor. Vendar pa oblak postopoma postaja gostejši, postaja vse bolj neprozoren za lastno sevanje in se na neki točki začne segrevati [14] [15] .

Hitro stiskanje

Stiskanje oblaka poteka neenakomerno in nekaj časa po začetku stiskanja se v oblaku oblikuje hidrostatsko ravnotežno jedro - običajno se verjame, da je od tega trenutka oblak oziroma njegovo jedro protozvezda [15] [ 16] . Praktično ne glede na maso oblaka bo masa jedra 0,01 M , polmer bo nekaj AU. in temperatura v središču je 200 K. Akrecija zunanjih plasti oblaka na jedro vodi do povečanja njegove mase in temperature, vendar se pri temperaturi 2000 K njegova rast ustavi, saj se energija porabi za razpad vodikovih molekul. V nekem trenutku se ravnotežje poruši in jedro se začne krčiti. Naslednje ravnotežno stanje je doseženo za manjše, zdaj ionizirano jedro z maso 0,001 M , polmerom približno 1 R in temperaturo 2⋅10 4 K , v samo približno 10 letih pa snov iz prvo oblikovano jedro pade na manjše ionizirano jedro. V tem primeru je jedro, ki oddaja v optičnem območju, skrito od okoliškega prostora z lupino, ki ima veliko nižjo temperaturo in oddaja le v infrardečem območju [15] . V tem času protozvezda pripada razredu 0, nato pa se postopoma premakne v razred I [⇨] [5] [7] .

Akrecija zunanjih plasti se nadaljuje, protozvezda postopoma povečuje svoj polmer na 4 R , ki bo ostal praktično nespremenjen do konca akrecije [7] , snov, ki pada na jedro s hitrostjo 15 km/s, pa tvori udarni val . Snov sferične lupine pade na jedro, se ionizira in ko večina materiala pade na protozvezdo, postane na voljo za opazovanje [17] . Do tega trenutka stiskanje zunanje lupine poteka vzdolž dinamične časovne skale , to pomeni, da njeno trajanje ustreza trajanju prostega pada snovi, ki ga tlak plina ne ovira [18] .

Stopnja akrecije na protozvezdo je povezana s hitrostjo zvoka v mediju ovojnice, označeno in gravitacijsko konstanto razmerje , kje - brezdimenzionalni koeficient v različnih modelih z vrednostmi reda 30; v povprečju to ustreza vrednosti reda 10 −5 M / leto. Sčasoma se stopnja akrecije zmanjšuje in celoten material ovojnice pade na protozvezdo v obdobju reda milijona let [7] .

Pri protozvezdah dovolj velikih mas naraščajoči sevalni tlak in zvezdni veter odpihneta del materiala ovoja, medtem ko lahko nastane Herbigov objekt – Aro [17] [19] [20] . Poleg tega, če se je oblak sprva vrtel, ima protozvezda lahko še vedno protoplanetarni disk , sestavljen iz snovi, ki se ni akreirala na zvezdo; kasneje se lahko razvije v planetarni sistem [7] [21] .

Počasno stiskanje

Evolucijske sledi protozvezd različnih mas v obdobju počasnega stiskanja (modra) in njihovih izokron (označenih z različnimi barvami)

Protozvezde, ki so že končale s kopičenjem ovojnice, se včasih ločijo v ločen tip: zvezde pred glavnim zaporedjem , ti vključujejo protozvezde razreda II in III. [⇨] . V angleški literaturi se ti objekti ne imenujejo več protozvezdice, ampak obstaja izraz "mlada zvezda objekt" ( angl. Young stellar object) in kombinacija protozvezd v zvezde glavnega zaporedja [7] [22] .

Položaj protozvezde je mogoče opaziti na Hertzsprung-Russell diagramu : protozvezda, ki ima nizko temperaturo in visoko svetilnost, je v zgornjem desnem delu. Dokler se v zvezdi ne začnejo termonuklearne reakcije in ta zaradi gravitacijskega stiskanja sprosti energijo, se počasi premika proti glavnemu zaporedju [7] [15] [17] .

Ker so ta telesa podprta z lastnim pritiskom, se krčijo veliko počasneje kot v prejšnji fazi - v termični časovni skali , torej v obdobju, v katerem se polovica potencialne gravitacijske energije porabi za sevanje [18] . Za najbolj masivne zvezde traja približno 10 5 let, za najmanj masivne pa približno 10 9 let. Za Sonce je faza stiskanja in prehoda v glavno zaporedje trajala 30 milijonov let [15] [23] [24] [25] .

Leta 1961 je Tushiro Hayashi (Hayashi) pokazal, da če celotno prostornino zvezde zaseda konvektivna cona, se med počasnim stiskanjem njena temperatura praktično ne spremeni, vendar se svetilnost zmanjša - to ustreza gibanju trenutnega položaja zvezde. zvezda navpično navzdol na diagramu in ta pot zvezde se običajno imenuje Hayashi track . Zvezde z masami v območju od 0,3-0,5 M (po različnih ocenah) do 3 M med stiskanjem prenehajo imeti konvektivne plasti in na neki točki zapustijo Hayashijevo tir, medtem ko so zvezde z masami manj kot 0,3-0,5 M na progi Hayashi v celotnem času stiskanja [15] [26] [27] .

Po zapustitvi Hayashi tirnice (za zvezde vmesne mase) ali od samega začetka počasnega stiskanja (za masivne zvezde) zvezda preneha biti konvektivna in se med stiskanjem začne segrevati, medtem ko se svetilnost neznatno spremeni. To ustreza premikanju v levo na diagramu in ta del poti se imenuje Henyi tir [26] [27] [28] .

Vsekakor pa se med stiskanjem temperatura v središču zvezde dvigne in v zvezdnem jedru začnejo potekati termonuklearne reakcije – pri zvezdah nizke in srednje mase nekaj časa po začetku stiskanja in pri zvezdah z masa večja od 8 M - še preden se ustavi.akrecija [4] . V zgodnjih fazah gre za pretvorbo litija in berilija v helij , pri čemer te reakcije proizvedejo manj energije, kot jo zvezda oddaja. Stiskanje se nadaljuje, vendar se delež termonuklearnih reakcij pri sproščanju energije poveča, jedro se še naprej segreva in ko temperatura doseže 3-4 milijone K , se v ciklu pp začne pretvorba vodika v helij [16] .

V nekem trenutku, če ima zvezda maso večjo od 0,07-0,08 M , se sproščanje energije zaradi termonuklearnih reakcij primerja s svetilnostjo zvezde in stiskanje se ustavi - ta trenutek se šteje za trenutek konca nastanek zvezde in njen prehod v glavno zaporedje . Če ima zvezda maso manjšo od te vrednosti, lahko v njej nekaj časa potekajo tudi termonuklearne reakcije, vendar se snov zvezde v jedru degenerira, preden se stiskanje ustavi, zato termonuklearne reakcije nikoli ne postanejo edini vir energije. , kompresija pa se ne ustavi. Takšni predmeti se imenujejo rjavi palčki [15] [29] [30] .

Študij zgodovine

Hipotezo, da zvezde nastanejo s stiskanjem medzvezdnega plina, je postavil Isaac Newton , čeprav je dal le kvalitativni opis procesa. Šele leta 1902 je James Jeans objavil svoje izračune in ugotovitev, da se lahko ob zadostni masi plinski oblak začne sesedati, ko valovi prehajajo [31] .

Prvič je izraz "protozvezda" uvedel Victor Ambartsumyan leta 1953: v njegovi hipotezi so bila hipotetična predzvezdna telesa imenovana protozvezdice, ki kasneje razpadejo na zvezde [32] [33] . Po zaslugi Tushira Hayashija , ki se je ukvarjal z modeliranjem protozvezd in je leta 1966 objavil članek, ki je podrobno opisal te objekte, se je pojavila bližnja moderni ideji o protozvezdah [34] . Kasneje so glavne ideje ostale praktično nespremenjene, teorija pa se je izpopolnjevala: Richard Larson je na primer izpopolnil nekatere vrednosti parametrov protozvezd med njihovo evolucijo [17] [35] .

Hkrati so protozvezde v zgodnjih fazah evolucije opazili šele konec osemdesetih let - glavna težava je bila v tem, da so bile same protozvezde sprva skrite za gosto lupino plina in prahu. Poleg tega lupina sama oddaja predvsem v infrardečem območju , ki ga zemeljska atmosfera močno absorbira, kar dodatno otežuje opazovanja z zemeljskega površja [36] . Dolgo časa so bili glavni vir informacij o zvezdah na začetni stopnji evolucije zvezde T Bika , ki so bile že leta 1945 izločene kot ločena vrsta zvezd [17] [37] . Vesoljski infrardeči teleskopi, kot sta Spitzer in Herschel, so prav tako pomembno prispevali k preučevanju protozvezd: na primer samo v Orionovem oblaku je zdaj znanih vsaj 200 protozvezd [38] [39] .

Opombe (uredi)

  1. Richard W. Pogge. 14. predavanje: Star Formation's (angl.) ... Astronomija . Državna univerza Ohio . Datum zdravljenja: 11. oktober 2020.
  2. Takashi Hosokawa, Kazuyuki Omukai. Ogromne protozvezde Evolucije z visokimi stopnjami akrecije (angl.) // of the Astrophysical Journal . - Bristol: IOP Publishing , 2009. - 19. januar ( zv. 691 , številka 1 ). - str. 823–846 . - ISSN 1538-4357 0004-637X, 1538-4357 . - doi : 10.1088/0004-637x/691/1/823 .
  3. ^ 1 2 3 4 Neal J., II Evans, Michael M. Dunham, Jes K. Jørgensen, Melissa L. Enoch, Bruno Merín. Rezultati zapuščine Spitzer c2d: stopnje in učinkovitost nastajanja zvezd; And lifetimes Evolution (eng.) // of the Astrophysical Journal Supplement is the Series . - Bristol: IOP Publishing , 2009. - 1. april ( zv. 181 ). - str. 321-350 . - doi : 10.1088/0067-0049/181/2/321 .
  4. 1 2 3 Christopher F. McKee, Eve C. Ostriker. Theory of Star Formation (angleščina) //Annual Review of Astronomy and Astrophysics [en] . - San Francisco: Letni pregledi , 2007 .-- 1. september ( zv. 45 ). - str. 565-687 . - ISSN 0066-4146 . - doi : 10.1146 / annurev.astro.45.051806.110602 .
  5. 1 2 3 Early phases of protostars: star formation and protoplanetary disks (англ.) . International Max Planck Research School for Solar System Science . University of Göttingen .
  6. 1 2 Philip Armitage. Protostars and pre-main-sequence stars (англ.) . Jila . University of Colorado .
  7. 1 2 3 4 5 6 7 Richard B. Larson. The physics of star formation (англ.) // Reports on Progress in Physics [en] . — Bristol: IOP Publishing , 2003. — September ( vol. 66 , iss. 10 ). — P. 1651—1697 . — ISSN 0034-4885 . — doi : 10.1088/0034-4885/66/10/R03 .
  8. DSL Soares. The Identification of Physical Close Galaxy Pairs (англ.) // The Astronomical Journal . — Bristol: IOP Publishing , 2007. — 1 July ( vol. 134 ). — P. 71–76 . — ISSN 0004-6256 . — doi : 10.1086/518240 .
  9. David Darling. T Tauri star . The Internet Encyclopedia of Science . Дата обращения: 6 октября 2020.
  10. David Darling. FU Orionis star . The Internet Encyclopedia of Science . Дата обращения: 6 октября 2020.
  11. M. Vioque, RD Oudmaijer, M. Schreiner, I. Mendigutía, D. Baines. Catalogue of new Herbig Ae/Be and classical Be stars — A machine learning approach to Gaia DR2 (англ.) //Astronomy & Astrophysics . — Les Ulis: EDP Sciences , 2020. — 1 June ( vol. 638 ). — P. A21 . — ISSN 1432-0746 0004-6361, 1432-0746 . — doi : 10.1051/0004-6361/202037731 .
  12. David Darling. Herbig Ae/Be star . The Internet Encyclopedia of Science . Дата обращения: 6 октября 2020.
  13. Сурдин, 2015 , с. 143.
  14. Кононович, Мороз, 2004 , с. 387.
  15. 1 2 3 4 5 6 7 Сурдин В. Г. , Ламзин С. А. Протозвёзды. Где, как и из чего формируются звёзды . От облака к звезде . Астронет (1992) . Дата обращения: 11 июля 2020.
  16. 1 2 Karttunen et al., 2007 , p. 244.
  17. 1 2 3 4 5 Сурдин В. Г. , Ламзин С. А. Протозвёзды. Где, как и из чего формируются звёзды. . Что же такое протозвёзды? . Астронет (1992) .
  18. 1 2 Эволюция звезд . Кафедра астрономии и космической геодезии . Томский государственный университет .
  19. Star — Star formation and evolution (англ.) . Encyclopedia Britannica . Encyclopedia Britannica Inc.. Дата обращения: 8 октября 2020.
  20. David Darling. Herbig-Haro object . The Internet Encyclopedia of Science . Дата обращения: 8 октября 2020.
  21. Кононович, Мороз, 2004 , с. 356–358.
  22. RG Research: Young Stellar Objects . Harvard CFA . Harvard University Press . Дата обращения: 29 января 2021.
  23. Кононович, Мороз, 2004 , с. 393–394.
  24. Karttunen et al., 2007 , p. 243.
  25. I.-Juliana Sackmann, Arnold I. Boothroyd, Kathleen E. Kraemer. Our Sun. III. Present and Future // The Astrophysical Journal . — Bristol: IOP Publishing , 1993. — 1 ноября ( т. 418 ). — С. 457 . — ISSN 0004-637X . — doi : 10.1086/173407 .
  26. 1 2 Darling D. Henyey track . The Internet Encyclopedia of Science . Дата обращения: 11 июля 2020.
  27. 1 2 Henyey track . Oxford Reference . Oxford University Press . Дата обращения: 11 июля 2020.
  28. Henyey LG ; Lelevier R.; Levée RD The early phases of stellar evolution (англ.) // Report. — San Francisco: The Astronomical Society of the Pacific , 1955.
  29. Burrows A.; Hubbard WB; Saumon D.; Lunine JI An expanded set of brown dwarf and very low mass star models (англ.) // The Astrophysical Journal : academic journal. — Bristol: IOP Publishing , 1993. — Vol. 406 , no. 1 . — P. 158—171 . — ISSN 0004-637X . — doi : 10.1086/172427 . — Bibcode : 1993ApJ...406..158B . — См. С. 160.
  30. Кононович, Мороз, 2004 , с. 398.
  31. Сурдин, 2015 , с. 140.
  32. Viktor Ambartsumian (англ.) . www.aras.am . Yerevan: Armenian Astronomical Society. Дата обращения: 5 октября 2020.
  33. Насимович Ю. А. Звёзды . Как рождаются звёзды . Астронет . Дата обращения: 5 октября 2020.
  34. Chushiro Hayashi. Evolution of Protostars (англ.) //Annual Review of Astronomy and Astrophysics [en] . — Pato Alto: Annual Reviews , 1966. — Vol. 4 . — P. 171 . — doi : 10.1146/annurev.aa.04.090166.001131 .
  35. Richard B. Larson. Numerical Calculations of the Dynamics of a Collapsing Proto-Star (англ.) // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . — NY : Wiley-Blackwell , 1969. — 1 August ( vol. 145 , iss. 3 ). — P. 271–295 . — ISSN 0035-8711 . — doi : 10.1093/mnras/145.3.271 .
  36. Stars (англ.) . NASA Spitzer Space Telescope . Дата обращения: 7 ноября 2020.
  37. Сурдин В. Г. , Ламзин С. А. Протозвёзды. Где, как и из чего формируются звёзды . Звёзды типа T Тельца . Астронет (1992) .
  38. Herschel Orion Protostars Survey SED Fits Catalog Definitoins . irsa.ipac.caltech.edu . Дата обращения: 7 ноября 2020.
  39. MM Dunham, AM Stutz, LE Allen, NJ, II Evans, WJ Fischer. The Evolution of Protostars: Insights from Ten Years of Infrared Surveys with Spitzer and Herschel // Protostars and Planets VI (англ.) . — Tucson; Huston: The University of Arizona Press [en] ; Lunar and Planetary Institute [en] , 2014. — P. 195—218. — 945 p. — ISBN 978-0-8165-3124-0 . — doi : 10.2458/azu_uapress_9780816531240-ch009 .

Литература