Из Википедии, бесплатной энциклопедии
Перейти к навигации Перейти к поиску
Для использования в других целях, см Протостар (значения) .
Звездообразование
LH 95.jpg
Классы объектов
Теоретические концепции

Протозвезды очень молодая звезда , которая по - прежнему набирает массу от родительского молекулярного облака . Протозвездная фаза - самая ранняя в процессе звездной эволюции . [1] Для звезды с малой массой (например, Солнца или ниже) он существует около 500 000 лет. [2] Фаза начинается, когда фрагмент молекулярного облака сначала коллапсирует под действием силы самогравитации, и внутри коллапсирующего фрагмента образуется непрозрачное ядро, поддерживаемое давлением. Он заканчивается, когда падающий газ истощается, оставляя звезду до главной последовательности , которая сжимается, чтобы позже стать звездой главной последовательности в начале синтеза водорода, производящего гелий.

История [ править ]

Обобщенная выше современная картина протозвезд была впервые предложена Чусиро Хаяси в 1966 году. [3] В первых моделях размер протозвезд был сильно завышен. Последующие численные расчеты [4] [5] [6] прояснили этот вопрос и показали, что протозвезды лишь незначительно крупнее звезд главной последовательности той же массы. Этот основной теоретический результат был подтвержден наблюдениями, которые показали, что самые большие звезды перед главной последовательностью также имеют скромные размеры.

Протозвездная эволюция [ править ]

Младенческая звезда CARMA-7 и ее джеты расположены примерно в 1400 световых годах от Земли в звездном скоплении Змеи Юг. [7]
Основная статья: Звездообразование

Звездообразование начинается в относительно небольших молекулярных облаках, называемых плотными ядрами. [8] Каждое плотное ядро ​​изначально находится в равновесии между самогравитацией, которая стремится сжимать объект, и давлением газа и магнитным давлением , которые стремятся его раздувать. По мере того, как плотное ядро ​​набирает массу из большего окружающего облака, самогравитация начинает преодолевать давление, и начинается коллапс. Теоретическое моделирование идеализированного сферического облака, изначально поддерживаемого только давлением газа, 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 прогнозируемого распространения области коллапса наружу не наблюдалось. [10]

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 ударяет по диску, а не по звезде, что является следствием сохранения углового момента . Как именно материал диска движется по спирали внутрь на протозвезду, еще не понятно, несмотря на большие теоретические усилия. Эта проблема иллюстрирует более крупную проблему теории аккреционного диска , которая играет важную роль в астрофизике.

HBC 1 - молодая звезда до главной последовательности . [11]

Независимо от деталей, внешняя поверхность протозвезды по крайней мере частично состоит из ударного газа, который упал с внутреннего края диска. Поверхность , таким образом , сильно отличается от сравнительно спокойной фотосферы в виде предварительно главной последовательности или главной последовательности звезды. Внутри протозвезды температура ниже, чем у обычной звезды. По своей сути водород-1 еще не слился сам с собой. Однако теория предсказывает, что изотоп водорода дейтерий соединяется с водородом-1, образуя гелий-3.. Тепло от этой реакции слияния имеет тенденцию раздувать протозвезду и тем самым помогает определить размер самых молодых наблюдаемых звезд перед главной последовательностью. [12]

Энергия, вырабатываемая обычными звездами, исходит от ядерного синтеза, происходящего в их центрах. Протозвезды также генерируют энергию, но она исходит от излучения, выделяемого при ударах на его поверхности и на поверхности окружающего его диска. Создаваемое таким образом излучение должно проходить через межзвездную пыль в окружающем ее плотном ядре. Пыль поглощает все падающие фотоны и переизлучает их на более длинных волнах. Следовательно, протозвезда не обнаруживается в оптическом диапазоне длин волн и не может быть помещена на диаграмму Герцшпрунга – Рассела , в отличие от более развитых звезд до главной последовательности .

Согласно прогнозам, реальное излучение, исходящее от протозвезды, будет в инфракрасном и миллиметровом режимах. Точечные источники такого длинноволнового излучения обычно видны в областях, закрытых молекулярными облаками . Принято считать, что источники, условно обозначенные как источники класса 0 или I, являются протозвездами. [13] [14] Однако до сих пор нет окончательных доказательств этой идентификации.

Наблюдаемые классы молодых звезд [ править ]

Для получения подробной информации о классификации наблюдений см. Молодой звездный объект .
Учебный класспиковое излучениепродолжительность (лет)
0субмиллиметр10 4
ядальний инфракрасный10 5
IIближний инфракрасный10 6
IIIвидимый10 7 [15]

Галерея [ править ]

Вспышка протозвездов - HOPS 383 (2015).
Протозвезда внутри глобулы Бока ( изображение художника ).
Звездное скопление RCW 38 вокруг молодой звезды IRS2, система из двух массивных звезд и протозвезд.

См. Также [ править ]

  • Звездная родословная
  • Звезда до главной последовательности
  • Протопланетный диск
  • Звездообразование
  • Звездная эволюция

Примечания [ править ]

  1. ^ Stahler, SW & Palla, F. (2004). Формирование звезд . Вайнхайм: Wiley-VCH. ISBN 3-527-40559-3.
  2. ^ Данэм, ММ; и другие. (2014). Эволюция протозвезд в протозвездах и планетах VI . Университет Аризоны Press. arXiv : 1401.1809 . DOI : 10.2458 / azu_uapress_9780816531240-ch009 . ISBN 9780816598762. S2CID  89604015 .
  3. Перейти ↑ Hayashi, C. (1966). «Эволюция протозвезд». Ежегодный обзор астрономии и астрофизики . 4 : 171–192. Bibcode : 1966ARA & A ... 4..171H . DOI : 10.1146 / annurev.aa.04.090166.001131 .
  4. ^ Ларсон, РБ (1969). «Численные расчеты динамики схлопывающейся протозвезды» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 145 (3): 271–295. Полномочный код : 1969MNRAS.145..271L . DOI : 10.1093 / MNRAS / 145.3.271 .
  5. Перейти ↑ Winkler, K.-HA, Newman, MJ (1980). "Формирование звезд солнечного типа в сферической симметрии: I. Ключевая роль аккреционного скачка". Астрофизический журнал . 236 : 201. Bibcode : 1980ApJ ... 236..201W . DOI : 10.1086 / 157734 .
  6. ^ Stahler, SW, Шу, FH, и Taam, RE (1980). «Эволюция протозвезд: I. Глобальная формулировка и результаты». Астрофизический журнал . 241 : 637. Bibcode : 1980ApJ ... 241..637S . DOI : 10.1086 / 158377 .CS1 maint: несколько имен: список авторов ( ссылка )
  7. ^ «Первые шаги младенческой звезды» . Проверено 10 ноября 2015 года .
  8. Перейти ↑ Myers, PC & Benson, PJ (1983). «Плотные ядра в темных облаках: II. Наблюдение за NH3 и звездообразование». Астрофизический журнал . 266 : 309. Bibcode : 1983ApJ ... 266..309M . DOI : 10,1086 / 160780 .
  9. Перейти ↑ Shu, FH (1977). «Самоподобный коллапс изотермических сфер и звездообразование». Астрофизический журнал . 214 : 488. Bibcode : 1977ApJ ... 214..488S . DOI : 10.1086 / 155274 .
  10. Перейти ↑ Evans, NJ, Lee, J.-E., Rawlings, JMC, and Choi, M. (2005). «B335 - Лаборатория астрохимии в схлопывающемся облаке». Астрофизический журнал . 626 (2): 919–932. arXiv : astro-ph / 0503459 . Bibcode : 2005ApJ ... 626..919E . DOI : 10.1086 / 430295 . S2CID 16270619 . CS1 maint: несколько имен: список авторов ( ссылка )
  11. ^ "Бриллиант в пыли" . Дата обращения 16 февраля 2016 .
  12. ^ Stahler, SW (1988). «Дейтерий и звездная линия рождения». Астрофизический журнал . 332 : 804. Bibcode : 1988ApJ ... 332..804S . DOI : 10.1086 / 166694 .
  13. Перейти ↑ Adams, FC, Lada, CJ, and Shu, FH (1987). «Спектральная эволюция молодых звездных объектов». Астрофизический журнал . 312 : 788. Bibcode : 1987ApJ ... 312..788A . DOI : 10.1086 / 164924 . ЛВП : 2060/19870005633 .CS1 maint: несколько имен: список авторов ( ссылка )
  14. ^ Андре, Р, Уорд-Томпсон, Д. и Баршонь, М. (1993). "Наблюдения за субмиллиметровым континуумом rho Ophiuchi A: кандидат в Protostar VLA 1623 и до звездных скоплений". Астрофизический журнал . 406 : 122. Bibcode : 1993ApJ ... 406..122A . DOI : 10.1086 / 172425 .CS1 maint: несколько имен: список авторов ( ссылка )
  15. ^ "IMPRS" (PDF) . www.solar-system-school.de .
нк

Ссылки [ править ]

Внешние ссылки [ править ]

  • Диски, формирующие планеты, могут притормозить звезды ( SpaceDaily ) 25 июля 2006 г.
  • Планеты могут притормозить 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