Ta članek je med solidnimi članki

Zvezdica pred glavnim zaporedjem

Iz Wikipedije, proste enciklopedije
Pojdi na navigacijo Pojdi na iskanje
T Bik (svetlo oranžna zvezda) - zvezda pred glavnim zaporedjem

Zvezda pred glavnim zaporedjem je najmlajša vrsta zvezde, ki je za razliko od protozvezd že vidna v optičnem območju . V teh zvezdah lahko že potekajo termonuklearne reakcije , vendar se v njih ne sprosti dovolj energije, da bi nadomestili izgube energije zaradi sevanja zvezde. Glavni vir ogrevanja je stiskanje takšnih zvezd zaradi lastne gravitacije, ki jih razlikuje od zvezd glavnega zaporedja . Te zvezde imajo visoko svetilnost (zaradi velike velikosti) in nizke temperature, zato se nahajajo v zgornjem desnem delu Hertzsprung-Russellovega diagrama . Sčasoma se zmanjšajo in segrejejo ter se pomikajo navzdol in v levo vzdolž diagrama, dokler ne preidejo v glavno zaporedje. Primeri zvezd pred-glavnega zaporedja so zvezde T Tauri .

Opredelitev

Glede na terminologijo lahko zvezde pred glavnim zaporedjem obravnavamo kot zadnji del stopnje protozvezde in kot ločeno stopnjo evolucije zvezd med stopnjami protozvezde in glavnim zaporedjem . Faza pred glavnim zaporedjem se začne, ko zvezda izgubi plinsko-prašno ovojnico (čeprav lahko ostane akrecijski disk ) in postane vidna v optičnem območju [1] , včasih pa je začetek opredeljen kot trenutek, ko zvezdi zmanjka devterij , ki se najprej porabi v termonuklearnih reakcijah [2] [3] . Trenutek, ko se stiskanje ustavi in ​​se moč termonuklearnih reakcij primerja s svetilnostjo zvezde, se šteje za konec te stopnje in prehod na glavno zaporedje [4] . V klasifikaciji protozvezd zvezde pred glavnim zaporedjem ustrezajo razredu II in III [5] [6] .

Specifikacije

fizične lastnosti

Evolucijske sledi zvezd do glavnega zaporedja (modra) in njihove izokrone (označene z različnimi barvami)

Značilnosti zvezd pred glavnim zaporedjem se razlikujejo glede na njihovo maso in starost. Vsekakor imajo te zvezde nizke temperature - v najhladnejših je lahko 650 K in sčasoma naraste do temperature, ki bi jo imela zvezda na glavnem zaporedju [7] . V tem primeru je svetilnost teh zvezd zaradi velike velikosti večja od svetilnosti zvezd glavnega zaporedja , zato so zvezde pred glavnim zaporedjem v zgornjem desnem delu Hertzsprung-Russellovega diagrama . Glavni vir energije za takšne zvezde je gravitacijsko stiskanje, vendar lahko v njih potekajo termonuklearne reakcije - pretvorba jeder, najprej litija , berilija in bora , nato pa vodika , v jedra helija [8] . Spektri zvezd pred glavnim zaporedjem imajo tudi posebnosti: na primer v nekaterih primerih lahko v njih opazimo emisijske črte [9] [10] , prisotnost akrecijskega diska pa lahko povzroči infrardeči presežek [5] [6 ] .

Po različnih načelih klasifikacije lahko zvezde pred glavnim zaporedjem pripadajo drugim razredom zvezd. Tako so na primer zvezde pred glavnim zaporedjem z masami do 3 M spremenljive in so zvezde T Tauri [5] [6] [11] ali v nekaterih primerih fuori [12] . Zvezde do glavnega zaporedja z večjo maso, do 10 M , gredo skozi stopnjo Herbigovih zvezd (Ae / Be) [13] [14] .

Evolucija

Tako kot pri protozvezdah se energija v zvezdah pred glavnim zaporedjem oddaja predvsem zaradi gravitacijske kompresije, zato se v tej fazi zvezda stisne in segreje. Ta proces se ustavi šele, ko se temperatura in tlak v jedru povečata toliko, da se moč termonuklearnih reakcij, ki potekajo v jedru, primerja s svetilnostjo zvezde in v tem trenutku zvezda preide v glavno zaporedje . Trajanje te kompresije je določeno s termično časovno skalo , ki je veliko krajša od življenjske dobe zvezde [15] . Za najbolj masivne zvezde traja približno 10 5 let, za najmanj masivne pa približno 10 9 let. Za Sonce je faza pred glavnim zaporedjem trajala 30 milijonov let [16] [17] [18] [19] . Poleg tega se protoplanetarni diski zvezd pred glavnim zaporedjem na tej stopnji spremenijo v planetarne sisteme [1] [20] . Na tej stopnji lahko pride do akrecije , čeprav veliko počasneje kot pri hitrem stiskanju: približno 10 −8 –10 −7 M / leto, kar že zelo slabo vpliva na parametre zvezde [1] .

Na Hertzsprung-Russell diagramu se te zvezde premikajo navzdol in v levo proti glavnemu zaporedju. Poleg tega, če je zvezda popolnoma konvektivna , kar je odvisno od njene mase, se med stiskanjem njena temperatura ne spremeni in se premika navpično navzdol po Hayashi tirnici , sicer pa se med stiskanjem njena temperatura poveča, svetilnost se šibko spreminja in zvezda se premika. levo na diagramu - vzdolž proge Henyi . Zvezde z masami v razponu od 0,3-0,5 M (po različnih ocenah) do 3 M med stiskanjem prenehajo biti popolnoma konvektivne in se najprej premikajo po progi Hayashi, nato pa po progi Henyi. Zvezde z maso manj kot 0,3-0,5 M ⊙ se gibljejo vzdolž Hayashijevega tira do glavnega zaporedja, zvezde, ki so masivnejše od 3 M ⊙, pa se premikajo le po progi Henyi [16] [21] [22] [23] . Za objekte z maso manj kot 0,07–0,08 M termonuklearna fuzija nikoli ne postane edini vir energije, njihovo stiskanje se ne ustavi in ​​postanejo rjavi pritlikavci [4] [24] [25] .

Opombe (uredi)

  1. 1 2 3 Richard B Larson. The physics of star formation (eng.) // Reports on Progress in Physics [en] . - Bristol: IOP Publishing , 2003. - 1. oktober ( zv. 66 , številka 10 ). - str. 1651-1697 . - ISSN 1361-6633 0034-4885, 1361-6633 . - doi : 10.1088 / 0034-4885 / 66/10 / R03 .
  2. Darling D. Pred-main-sequence object (angl.) ... Internetna enciklopedija znanosti . Datum zdravljenja: 14. november 2020.
  3. Adams, Fred C. Nastajanje zvezd v molekularnih oblakih // The Origin and Evolution of the Universe (Eng.). - NY : Jones & Bartlett [en] , 1996. - Str. 47 . - 152 str. - ISBN 978-0-7637-0030-0 .
  4. 1 2 Surdin V.G. , Lamzin S.A. Protostars. Kje, kako in iz česa nastanejo zvezde . Od oblaka do zvezde . Astronet (1992) . Datum zdravljenja: 11. julij 2020.
  5. 1 2 3 Zgodnje faze protozvezd: nastanek zvezd in protoplanetarni diski (ang.) ... Mednarodna raziskovalna šola Max Planck za znanost o sončnem sistemu . Univerza v Göttingenu .
  6. 1 2 3 Armitage P. Protozvezde in zvezde pred glavnim zaporedjem (ang.) ... Jila . Univerza v Koloradu .
  7. 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 .
  8. Star - Star Formation and evolution (angl.) ... Enciklopedija Britannica . Encyclopedia Britannica Inc .. Pridobljeno 14. novembra 2020.
  9. Surdin V.G. , Lamzin S.A. Protostars. Kje, kako in iz česa nastanejo zvezde . Zvezde T Bik . Astronet (1992) .
  10. Kononovič, Moroz, 2004 , str. 356-358.
  11. Darling D. The T the Tauri star You are going (angl.) ... Internetna enciklopedija znanosti . Datum zdravljenja: 6. oktober 2020.
  12. Darling D. FU zvezda Orionis (angl.) ... Internetna enciklopedija znanosti . Datum zdravljenja: 6. oktober 2020.
  13. M. Vioque, RD Oudmaijer, M. Schreiner, I. The Mendigutía, D. The Baines. Katalog novih zvezd Herbig Ae / Be in klasičnih Be - Pristop strojnega učenja k Gaii DR2 (angleščina) // Astronomy & Astrophysics . - NY : Wiley-Blackwell , 2020. - 1. junij ( zv. 638 ). - str. A21 . - ISSN 1432-0746 0004-6361, 1432-0746 . - doi : 10.1051/0004-6361/202037731 .
  14. ^ Darling D. Herbig Ae / Be star . Internetna enciklopedija znanosti . Datum zdravljenja: 6. oktober 2020.
  15. Razvoj zvezd . Oddelek za astronomijo in vesoljsko geodezijo . Državna univerza Tomsk .
  16. 1 2 Surdin V.G. , Lamzin S.A. Protostars. Kje, kako in iz česa nastanejo zvezde . Od oblaka do zvezde . Astronet (1992) . Datum zdravljenja: 14. november 2020.
  17. Kononovič, Moroz, 2004 , str. 393-394.
  18. Karttunen et al., 2007 , str. 243.
  19. ^ I.-Juliana Sackmann, Arnold I. Boothroyd, Kathleen E. Kraemer. Naše sonce. III. Present and Future (angleščina) // The Astrophysical Journal . - Bristol: IOP Publishing , 1993. - 1. november ( zv. 418 ). - str. 457 . - ISSN 0004-637X . - doi : 10.1086/173407 .
  20. Kononovič, Moroz, 2004 , str. 356-358.
  21. Skladba Darling D. Henyey ( angl .) ... Internetna enciklopedija znanosti . Datum zdravljenja: 14. november 2020.
  22. Henyey track ( angl .) ... Referenca iz Oxforda . Oxford University Press . Datum zdravljenja: 14. november 2020.
  23. Henyey LG ; Lelevier R .; RD Levée of The early Phases of starlar evolution (eng.) // Poročilo. - San Francisco: The Astronomical Society of the Pacific , 1955.
  24. Burrows A.; Hubbard WB; Saumon D .; Lunine JI Razširjen nabor modelov rjavih pritlikavk in zvezd z zelo nizko maso (angleščina) // The Astrophysical Journal : academic journal. - Bristol: IOP Publishing , 1993. - Zv. 406 , št. 1 . - str. 158-171 . - ISSN 0004-637X . - doi : 10.1086/172427 . - Bibcode : 1993ApJ ... 406..158B . - Glej stran 160.
  25. Kononovič, Moroz, 2004 , str. 398.

Literatura