stringtranslate.com

Протозвезда

Протозвезда — очень молодая звезда , которая все еще набирает массу из своего родительского молекулярного облака . Это самая ранняя фаза в процессе звездной эволюции . [1] Для звезды с малой массой (то есть массой Солнца или меньше) она длится около 500 000 лет. [2] Фаза начинается, когда фрагмент молекулярного облака впервые разрушается под действием силы собственной гравитации , и внутри разрушающегося фрагмента формируется непрозрачное, поддерживаемое давлением ядро. Она заканчивается, когда падающий газ истощается, оставляя звезду предглавной последовательности , которая сжимается, чтобы позже стать звездой главной последовательности в начале термоядерного синтеза водорода, производящего гелий.

История

Современная картина протозвезд, изложенная выше, была впервые предложена Чусиро Хаяси в 1966 году. [3] В первых моделях размер протозвезд был сильно переоценен. Последующие численные расчеты [4] [5] [6] прояснили этот вопрос и показали, что протозвезды лишь немного больше звезд главной последовательности той же массы. Этот базовый теоретический результат был подтвержден наблюдениями, которые обнаружили, что самые большие звезды до главной последовательности также имеют скромные размеры.

Протозвездная эволюция

Молодая звезда CARMA-7 и ее джеты расположены примерно в 1400 световых годах от Земли в пределах звездного скопления Южная Змея. [7]

Звездообразование начинается в относительно небольших молекулярных облаках, называемых плотными ядрами. [8] Каждое плотное ядро ​​изначально находится в равновесии между собственной гравитацией, которая имеет тенденцию сжимать объект, и как газовым давлением , так и магнитным давлением , которые имеют тенденцию его раздувать. По мере того, как плотное ядро ​​накапливает массу из своего большего окружающего облака, собственная гравитация начинает подавлять давление, и начинается коллапс. Теоретическое моделирование идеализированного сферического облака, изначально поддерживаемого только газовым давлением, показывает, что процесс коллапса распространяется изнутри наружу. [9] Спектроскопические наблюдения плотных ядер, которые еще не содержат звезд, показывают, что сжатие действительно происходит. Однако до сих пор предсказанное распространение области коллапса наружу не наблюдалось. [10]

Иллюстрация динамики протопланетного диска.

Газ, который коллапсирует к центру плотного ядра, сначала создает маломассивную протозвезду, а затем протопланетный диск, вращающийся вокруг объекта. По мере продолжения коллапса все большее количество газа воздействует на диск, а не на звезду, что является следствием сохранения углового момента . То, как именно материал в диске по спирали закручивается внутрь протозвезды, пока не изучено, несмотря на значительные теоретические усилия. Эта проблема иллюстрирует более масштабную проблему теории аккреционного диска , которая играет роль во многих областях астрофизики.

HBC 1 — молодая звезда, не достигшая главной последовательности . [11]

Независимо от деталей, внешняя поверхность протозвезды состоит, по крайней мере, частично из ударного газа, который упал с внутреннего края диска. Таким образом, поверхность сильно отличается от относительно спокойной фотосферы звезды до главной последовательности или главной последовательности . В своих глубоких недрах протозвезда имеет более низкую температуру, чем обычная звезда. В ее центре водород-1 еще не сливается сам с собой. Однако теория предсказывает, что изотоп водорода дейтерий (водород-2) сливается с водородом-1, создавая гелий-3 . Тепло от этой реакции синтеза имеет тенденцию раздувать протозвезду и тем самым помогает определить размер самых молодых наблюдаемых звезд до главной последовательности. [12]

Энергия, вырабатываемая обычными звездами, поступает из ядерного синтеза, происходящего в их центрах. Протозвезды также генерируют энергию, но она поступает из излучения, высвобождаемого при ударах на их поверхности и на поверхности окружающего их диска. Излучение, созданное таким образом, должно пересекать межзвездную пыль в окружающем плотном ядре. Пыль поглощает все падающие фотоны и переизлучает их на более длинных волнах. Следовательно, протозвезда не обнаруживается в оптическом диапазоне и не может быть помещена на диаграмму Герцшпрунга-Рассела , в отличие от более развитых звезд до главной последовательности .

Фактическое излучение, исходящее от протозвезды, по прогнозам, находится в инфракрасном и миллиметровом диапазонах. Точечные источники такого длинноволнового излучения обычно наблюдаются в регионах, которые скрыты молекулярными облаками . Обычно считается, что те, которые условно обозначены как источники класса 0 или класса I, являются протозвездами. [13] [14] Однако до сих пор нет окончательных доказательств для этой идентификации.

Наблюдаемые классы молодых звезд

Галерея

Смотрите также

Ссылки

  1. ^ Сталер, С.В. и Палла, Ф. (2004). Формирование звезд . Вайнхайм: Wiley-VCH. ISBN 3-527-40559-3.
  2. ^ Данхэм, ММ; и др. (2014). Эволюция протозвезд в протозвездах и планетах VI . Издательство Университета Аризоны. arXiv : 1401.1809 . doi : 10.2458/azu_uapress_9780816531240-ch009. ISBN 9780816598762. S2CID  89604015.
  3. ^ Хаяси, Чусиро (1966). «Эволюция протозвезд». Annual Review of Astronomy and Astrophysics . 4 : 171–192. Bibcode : 1966ARA&A...4..171H. doi : 10.1146/annurev.aa.04.090166.001131.
  4. ^ Larson, RB (1969). «Численные расчеты динамики коллапсирующей протозвезды». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 145 (3): 271–295. Bibcode : 1969MNRAS.145..271L. doi : 10.1093/mnras/145.3.271 .
  5. ^ Winkler, K.-HA & Newman, MJ (1980). "Формирование звезд солнечного типа в сферической симметрии: I. Ключевая роль аккреционной ударной волны". Astrophysical Journal . 236 : 201. Bibcode :1980ApJ...236..201W. doi : 10.1086/157734 .
  6. ^ Stahler, SW, Shu, FH, и Taam, RE (1980). "Эволюция протозвезд: I. Глобальная формулировка и результаты". Astrophysical Journal . 241 : 637. Bibcode : 1980ApJ...241..637S. doi : 10.1086/158377.{{cite journal}}: CS1 maint: несколько имен: список авторов ( ссылка )
  7. ^ "Infant Star's First Steps" . Получено 10 ноября 2015 г. .
  8. ^ Майерс, П. К. и Бенсон, П. Дж. (1983). «Плотные ядра в темных облаках: II. Наблюдение NH3 и звездообразование». Astrophysical Journal . 266 : 309. Bibcode : 1983ApJ...266..309M. doi : 10.1086/160780.
  9. ^ Шу, ФХ (1977). «Самоподобный коллапс изотермических сфер и звездообразование». Astrophysical Journal . 214 : 488. Bibcode : 1977ApJ...214..488S. doi : 10.1086/155274.
  10. ^ Эванс, Н. Дж., Ли, Дж.-Э., Роулингс, Дж. М. К. и Чой, М. (2005). «B335 — Лаборатория астрохимии в коллапсирующем облаке». Astrophysical Journal . 626 (2): 919–932. arXiv : astro-ph/0503459 . Bibcode : 2005ApJ...626..919E. doi : 10.1086/430295. S2CID  16270619.{{cite journal}}: CS1 maint: несколько имен: список авторов ( ссылка )
  11. ^ "Бриллиант в пыли" . Получено 16 февраля 2016 г.
  12. ^ Сталер, SW (1988). «Дейтерий и звездная линия рождения». Астрофизический журнал . 332 : 804. Бибкод : 1988ApJ...332..804S. дои : 10.1086/166694.
  13. ^ Адамс, ФК, Лада, К. Дж. и Шу, Ф. Х. (1987). «Спектральная эволюция молодых звездных объектов». Astrophysical Journal . 312 : 788. Bibcode : 1987ApJ...312..788A. doi : 10.1086/164924. hdl : 2060/19870005633 .{{cite journal}}: CS1 maint: несколько имен: список авторов ( ссылка )
  14. ^ Андре П., Уорд-Томпсон Д. и Барсони М. (1993). «Наблюдения в субмиллиметровом континууме ро Змееносца A: кандидата в протозвезды VLA 1623 и предзвездных сгустков». Астрофизический журнал . 406 : 122. Бибкод : 1993ApJ...406..122A. дои : 10.1086/172425 .{{cite journal}}: CS1 maint: несколько имен: список авторов ( ссылка )
  15. ^ "IMPRS" (PDF) . www.solar-system-school.de .

Внешние ссылки

На Викискладе есть медиафайлы по теме Протозвёзды .