Протозвезда
| Звездообразование |
|---|
 |
| Классы объектов |
| Теоретические концепции |
Протозвезда — это очень молодая звезда , которая все еще набирает массу из своего родительского молекулярного облака . Это самая ранняя фаза в процессе звездной эволюции . [1] Для звезды малой массы (то есть Солнца или меньше) он существует около 500 000 лет. [2] Эта фаза начинается, когда фрагмент молекулярного облака впервые схлопывается под действием силы самогравитации , и внутри коллапсирующего фрагмента образуется непрозрачное, поддерживаемое давлением ядро. Он заканчивается, когда падающий газ истощается, оставляя звезду до главной последовательности , которая сжимается, чтобы позже стать звездой главной последовательности в начале термоядерного синтеза водорода, производящего гелий.
История
[ редактировать ]Современная картина протозвезд, изложенная выше, была впервые предложена Чусиро Хаяси в 1966 году. [3] В первых моделях размеры протозвезд сильно переоценивались. Последующие численные расчеты [4] [5] [6] прояснил проблему и показал, что протозвезды лишь немного крупнее звезд главной последовательности той же массы. Этот основной теоретический результат был подтвержден наблюдениями, которые обнаружили, что самые крупные звезды до главной последовательности также имеют скромные размеры.
Протозвездная эволюция
[ редактировать ]
Звездообразование начинается в относительно небольших молекулярных облаках , называемых плотными ядрами. [8] Каждое плотное ядро изначально находится в балансе между самогравитацией, которая имеет тенденцию сжимать объект, и давлением газа и магнитным давлением , которые имеют тенденцию раздувать его. По мере того, как плотное ядро набирает массу за счет окружающего его большего облака, самогравитация начинает подавлять давление, и начинается коллапс. Теоретическое моделирование идеализированного сферического облака, первоначально поддерживаемого только давлением газа, указывает на то, что процесс коллапса распространяется изнутри наружу. [9] Спектроскопические наблюдения за плотными ядрами, еще не содержащими звезд, показывают, что сжатие действительно происходит. Однако до сих пор прогнозируемого распространения области коллапса наружу не наблюдалось. [10]
Газ, который коллапсирует к центру плотного ядра, сначала образует протозвезду малой массы, 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 . Каким образом материал диска по спирали проникает внутрь протозвезды, пока не понятно, несмотря на большие теоретические усилия. Эта проблема иллюстрирует более широкую проблему теории аккреционных дисков , которая играет роль во многих областях астрофизики.
Независимо от деталей, внешняя поверхность протозвезды по крайней мере частично состоит из ударного газа, выпавшего с внутреннего края диска. Таким образом, поверхность сильно отличается от относительно спокойной фотосферы звезды до главной последовательности или главной последовательности . В глубине своей недр температура протозвезды ниже, чем у обычной звезды. В его центре водород-1 еще не сливается сам с собой. Однако теория предсказывает, что изотоп водорода дейтерий (водород-2) сливается с водородом-1, образуя 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, генерируемая обычными звездами, возникает в результате ядерного синтеза, происходящего в их центрах. Протозвезды также генерируют энергию, но она исходит от излучения, высвобождающегося при ударах на ее поверхности и на поверхности окружающего ее диска. Создаваемое таким образом излучение должно пройти через межзвездную пыль в окружающем плотном ядре. Пыль поглощает все падающие фотоны и переизлучает их на более длинных волнах. Следовательно, протозвезду нельзя обнаружить на оптических длинах волн и нельзя поместить на диаграмму Герцшпрунга-Рассела , в отличие от более развитых звезд до главной последовательности .
По прогнозам, фактическое излучение, исходящее от протозвезды, будет находиться в инфракрасном и миллиметровом диапазонах. Точечные источники такого длинноволнового излучения обычно наблюдаются в регионах, скрытых молекулярными облаками . Принято считать, что источники, условно отнесенные к источникам класса 0 или класса I, являются протозвездами. [13] [14] Однако точных доказательств этой идентификации до сих пор нет.
Наблюдаемые классы молодых звезд
[ редактировать ]| Сорт | пиковый выброс | продолжительность (лет) |
|---|---|---|
| 0 | субмиллиметр | 10 4 |
| я | дальний инфракрасный | 10 5 |
| II | ближний инфракрасный | 10 6 |
| III | видимый | 10 7 [15] |
Галерея
[ редактировать ]- Видео о протозвезде V1647 Ориона и ее рентгеновском излучении (2004 г.).
Вспышка протозвезды - HOPS 383 (2015 г.).
Протозвезда в Хербиг-Аро 46/47 .
Протозвезда внутри шара Бока ( изображение художника ).
Звездное скопление RCW 38 вокруг молодой звезды IRS2, системы из двух массивных звезд и протозвезд.
Структуры пыли, образующиеся вокруг протозвезды (центральная розовая линия) в туманности L1527 (2022 г.).
См. также
[ редактировать ]- Звездная линия рождения
- Звезда до главной последовательности
- Протопланетный диск
- Квази-звезда
- Звездообразование
- Звездная эволюция
Ссылки
[ редактировать ]- ^ Сталер, С.В. и Палла, Ф. (2004). Формирование звезд . Вайнхайм: Wiley-VCH. ISBN 3-527-40559-3 .
- ^ Данэм, ММ; и др. (2014). Эволюция протозвезд в протозвездах и планетах VI . Издательство Университета Аризоны. arXiv : 1401.1809 . дои : 10.2458/azu_uapress_9780816531240-ch009 . ISBN 9780816598762 . S2CID 89604015 .
- ^ Хаяси, Чусиро (1966). «Эволюция протозвезд». Ежегодный обзор астрономии и астрофизики . 4 : 171–192. Бибкод : 1966ARA&A...4..171H . дои : 10.1146/annurev.aa.04.090166.001131 .
- ^ Ларсон, РБ (1969). «Численные расчеты динамики коллапсирующей протозвезды» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 145 (3): 271–295. Бибкод : 1969МНРАС.145..271Л . дои : 10.1093/mnras/145.3.271 .
- ^ Винклер, К.-Х.А. и Ньюман, М.Дж. (1980). «Формирование звезд солнечного типа в сферической симметрии: I. Ключевая роль аккреционной ударной волны» . Астрофизический журнал . 236 : 201. Бибкод : 1980ApJ...236..201W . дои : 10.1086/157734 .
- ^ Сталер С.В., Шу Ф.Х. и Таам Р.Э. (1980). «Эволюция протозвезд: I. Глобальная формулировка и результаты». Астрофизический журнал . 241 : 637. Бибкод : 1980ApJ...241..637S . дои : 10.1086/158377 .
{{cite journal}}: CS1 maint: несколько имен: список авторов ( ссылка ) - ^ «Первые шаги молодой звезды» . Проверено 10 ноября 2015 г.
- ^ Майерс, ПК и Бенсон, П.Дж. (1983). «Плотные ядра в темных облаках: II. Наблюдение NH3 и звездообразование». Астрофизический журнал . 266 : 309. Бибкод : 1983ApJ...266..309M . дои : 10.1086/160780 .
- ^ Шу, FH (1977). «Автомодельный коллапс изотермических сфер и звездообразование». Астрофизический журнал . 214 : 488. Бибкод : 1977ApJ...214..488S . дои : 10.1086/155274 .
- ^ Эванс, Нью-Джерси, Ли, Дж.-Э., Роулингс, JMC, и Чой, М. (2005). «B335 - Лаборатория астрохимии в коллапсирующем облаке». Астрофизический журнал . 626 (2): 919–932. arXiv : astro-ph/0503459 . Бибкод : 2005ApJ...626..919E . дои : 10.1086/430295 . S2CID 16270619 .
{{cite journal}}: CS1 maint: несколько имен: список авторов ( ссылка ) - ^ «Алмаз в пыли» . Проверено 16 февраля 2016 г.
- ^ Сталер, SW (1988). «Дейтерий и звездная линия рождения». Астрофизический журнал . 332 : 804. Бибкод : 1988ApJ...332..804S . дои : 10.1086/166694 .
- ^ Адамс, ФК, Лада, СиДжей и Шу, Ф.Х. (1987). «Спектральная эволюция молодых звездных объектов». Астрофизический журнал . 312 : 788. Бибкод : 1987ApJ...312..788A . дои : 10.1086/164924 . hdl : 2060/19870005633 .
{{cite journal}}: CS1 maint: несколько имен: список авторов ( ссылка ) - ^ 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 ) - ^ «ИМПРС» (PDF) . www.solar-system-school.de .
Внешние ссылки
[ редактировать ]
- Диски, формирующие планеты, могут затормозить звезды ( SpaceDaily ), 25 июля 2006 г.
- Планеты могут затормозить молодые звезды Люси Шеррифф ( The Register ) Четверг, 27 июля 2006 г., 13:02 GMT
- Почему быстро вращающиеся молодые звезды не разлетаются (SPACE.com) 24 июля 2006 г., 15:10 по восточному времени
- Уэбб раскрывает особенности протозвезды в темном облаке L1527 (jameswebbdiscovery.com) 16 ноября 2022 г., 11:00 по восточному времени
| Базы данных органов управления : Национальные |
|---|
