En protostjärna är en stjärna i det inledande skedet av dess evolution och i slutskedet av dess bildande innan termonukleär fusion börjar. De exakta gränserna för detta koncept är suddiga, och själva protostjärnorna kan ha helt andra egenskaper. Men i vilket fall som helst, i processen med stjärnors utveckling, är startpunkten för protostjärnstadiet början av komprimeringen av molekylmolnet , och den sista är ögonblicket då termonukleär fusion blir den huvudsakliga energikällan för stjärnan och den blir en fullfjädrad huvudsekvensstjärna . Beroende på protostjärnans massa kan detta skede vara från 10 5 år för de största objekten till 10 9år för de minsta.
I den engelskspråkiga litteraturen används termen "protostar" endast för det stadium då skaltillväxt fortfarande pågår; för att beskriva hela utvecklingen av en stjärna, när den ännu inte har nått huvudsekvensen, används termen "ungt stjärnobjekt" ( eng. ungt stjärnobjekt ).
På grund av de förändringar som protostjärnor genomgår över tiden, varierar deras parametrar över ett ganska brett intervall. Deras massor kan nå 100–150 M ⊙ ; minimimassan för protostjärnor, som senare blir fullfjädrade stjärnor, är 0,07–0,08 M ⊙ , men det finns föremål med lägre massa [1] . Den effektiva temperaturen för protostjärnor under bildandet är flera tiotals kelvin och ökar gradvis till den temperatur som en stjärna kommer att ha på huvudsekvensen . Den totala ljusstyrkan för protostjärnor är från 10 −3 till 10 5 L ⊙ [2] . Protostjärnor är unga föremål som inte har hunnit lämna det molekylära modermolnet och är oftast ganska tätt grupperade i molnets tätaste och mest ogenomskinliga delar. Koncentrationen av protostjärnor överstiger i de flesta fall 1 pc −3 , och ungefär hälften av dem är grupperade i regioner med en koncentration på mer än 25 pc −3 [3] .
Fyra klasser av protostjärnor brukar särskiljas: 0, I, II och III, som främst skiljer sig åt i sina spektra. Dessa skillnader beror på skillnader i evolutionära stadier (se nedan ) [3] [4] [5] [6] [7] .
Det finns också en alternativ klassificering, för vilken en parameter införs i intervallet från 2,2 till 10–25 µm. Detta värde kännetecknar beroendet av strålningens spektrala täthet på våglängden: om , då är flödet vid långa våglängder större än vid korta våglängder, och vice versa, om . I denna klassificering tilldelas en protostjärna klass I om dess spektrum har protostjärnor med , klass II inkluderar protostjärnor med , och klass III inkluderar protostjärnor med . Om en stjärna inte observeras vid våglängder mindre än 10 µm tilldelas den klass 0. Klasserna i dessa två system motsvarar ungefär varandra [3] [4] . Ibland särskiljs källor med i en separat typ - källor med ett platt spektrum ( engelska flat spectrum ) [8] .
Vissa protostjärnor kan, förutom ovanstående klasser, tillhöra andra typer av stjärnor enligt olika klassificeringsprinciper. Till exempel är protostjärnor i klass II och III med massor upp till 3 M ⊙ variabla och är T Tauri-stjärnor [5] [6] [9] , eller, i vissa fall, furor [10] . Föremål med en större massa, upp till 10 M ⊙ , passerar genom Herbig-stadiet (Ae/Be) vid protostjärnstadiet [11] [12] .
Stjärnor bildas av molekylära moln som huvudsakligen består av väte och helium . När en gravitationsinstabilitet uppträder i ett moln , börjar den krympa, och vidare delas den upp i mindre regioner, som var och en fortsätter att kollapsa - ibland anses detta ögonblick vara början på protostjärnstadiet [13] , men oftare antas vara bildandet av en hydrostatiskt jämviktskärna (se fig. nedan ).
Som ett resultat av kompression frigörs energi, men på grund av att molnet är genomskinligt för infraröd strålning med en våglängd på mer än 10 mikron, strålas allt ut i det omgivande utrymmet. Molnet blir dock gradvis tätare, blir mer och mer ogenomskinligt för sin egen strålning och börjar någon gång värmas upp [14] [15] .
Kompressionen av molnet sker ojämnt, och en tid efter kompressionens början bildas en hydrostatiskt jämviktskärna i molnet - man brukar tro att från detta ögonblick är molnet, eller snarare dess kärna, en protostjärna [15] [ 16] . Nästan oavsett molnets massa kommer kärnans massa att vara 0,01 M ⊙ , och radien kommer att vara flera AU. , och temperaturen i mitten är 200 K . Accretion av molnets yttre skikt på kärnan leder till en ökning av dess massa och temperatur, men vid en temperatur på 2000 K stannar dess tillväxt, eftersom energi spenderas på vätemolekylernas sönderfall. Vid något tillfälle störs jämvikten och kärnan börjar krympa. Nästa jämviktstillstånd uppnås för en mindre, nu joniserad kärna med en massa på 0,001 M ⊙ , en radie på cirka 1 R ⊙ och en temperatur på 2⋅10 4 K , och på bara en period av cirka 10 år, ämnet från den först bildade kärnan faller på en mindre joniserad kärna. Samtidigt döljs kärnan som emitterar i det optiska området från det omgivande utrymmet av ett skal, som har en mycket lägre temperatur och emitterar endast i det infraröda området [15] . Vid denna tidpunkt tillhör protostjärnan klass 0 och övergår sedan gradvis till klass I [5] [7] .
Accretionen av de yttre lagren fortsätter, protostjärnan ökar gradvis sin radie till 4 R ⊙ , vilket kommer att förbli praktiskt taget oförändrat tills fullbordandet av accretionen [7] , och ämnet som faller på kärnan med en hastighet av 15 km/s bildar en chockvåg . Substansen i det sfäriska skalet faller på kärnan, joniseras och när det mesta av materialet faller på protostjärnan blir det tillgängligt för observation [17] . Fram till detta ögonblick fortsätter komprimeringen av det yttre skalet längs den dynamiska tidsskalan , det vill säga dess varaktighet motsvarar varaktigheten av ämnets fria fall, vilket inte förhindras av gastrycket [18] .
Accretionhastigheten på en protostjärna är relaterad till ljudets hastighet i enveloppmediet, betecknad med , och till gravitationskonstanten med relationen , där är en dimensionslös koefficient, som i olika modeller tar värden av storleksordningen 30 ; i genomsnitt motsvarar detta ett värde i storleksordningen 10 −5 M ⊙ /år. Med tiden minskar ansamlingshastigheten, och allt material i skalet faller ned på protostjärnan under en period av cirka en miljon år [7] .
För protostjärnor med tillräckligt stor massa blåser det ökande stråltrycket och stjärnvinden bort en del av höljesmaterialet, och ett Herbig-Haro-objekt kan bildas [17] [19] [20] . Dessutom, om molnet initialt roterade, kan protostjärnan fortfarande ha en protoplanetär skiva , bestående av materia som inte samlades på stjärnan; det kan senare utvecklas till ett planetsystem [7] [21] .
Protostjärnor som redan har fullbordat anhopningen av skal särskiljs ibland i en separat typ: stjärnor upp till huvudsekvensen , dessa inkluderar klasser av protostjärnor II och III . I den engelskspråkiga litteraturen kallas sådana objekt inte längre för protostjärnor, utan det finns termen "ungt stjärnobjekt" ( eng. young stellar object ), som kombinerar protostjärnor och stjärnor upp till huvudsekvensen [7] [22] .
Positionen för protostjärnan kan noteras på Hertzsprung-Russell-diagrammet : protostjärnan, som har en låg temperatur och hög ljusstyrka, är placerad i dess övre högra del. Tills termonukleära reaktioner börjar i stjärnan och den frigör energi på grund av gravitationssammandragning, rör den sig långsamt mot huvudsekvensen [7] [15] [17] .
Eftersom dessa kroppar stöds av sitt eget tryck, komprimeras de mycket långsammare än i föregående steg - i den termiska tidsskalan , det vill säga under den period under vilken hälften av den potentiella gravitationsenergin spenderas på strålning [18] . För de mest massiva stjärnorna tar det cirka 10 5 år och för de minst massiva cirka 10 9 år. För solen varade stadiet av sammandragning och övergång till huvudsekvensen i 30 miljoner år [15] [23] [24] [25] .
1961 visade Chushiro Hayashi (Hayashi) att om hela volymen av en stjärna är upptagen av en konvektiv zon, ändras dess temperatur praktiskt taget inte med långsam komprimering, och ljusstyrkan minskar - detta motsvarar rörelsen av den nuvarande positionen av stjärnan vertikalt ner på diagrammet, och en sådan stjärnas bana kallas vanligtvis för Hayashi-spår . Stjärnor med massor i intervallet 0,3–0,5 M ⊙ (enligt olika uppskattningar) till 3 M ⊙ upphör att ha konvektiva skikt under kompression och lämnar vid någon tidpunkt Hayashi-spåret, medan stjärnor med massor av mindre än 0,3–0,5 M ⊙ är på Hayashi-spåret under hela kompressionstiden [15] [26] [27] .
Efter att ha lämnat Hayashi-spåret (för stjärnor med medelmassa) eller från början av långsam sammandragning (för massiva stjärnor), slutar stjärnan att vara konvektiv och börjar värmas upp under sammandragningen, medan ljusstyrkan ändras obetydligt. Detta motsvarar att flytta till vänster i diagrammet, och denna del av banan kallas Heny-spåret [26] [27] [28] .
Under kompressionen ökar i alla fall temperaturen i stjärnans centrum, och termonukleära reaktioner börjar inträffa i stjärnans kärna - för stjärnor med låg och medelstor massa en tid efter kompressionens början, och för stjärnor med en massa på mer än 8 M ⊙ - även innan den stoppar ackretionen [4] . I de tidiga stadierna är det omvandlingen av litium och beryllium till helium , och dessa reaktioner producerar mindre energi än vad stjärnan avger. Kompressionen fortsätter, men andelen termonukleära reaktioner i frigörandet av energi ökar, kärnan fortsätter att värmas upp och när temperaturen når 3–4 miljoner K börjar omvandlingen av väte till helium i pp-cykeln [16] .
Vid någon tidpunkt, om stjärnan har en massa större än 0,07-0,08 M ⊙ , jämförs frigörandet av energi på grund av termonukleära reaktioner med stjärnans ljusstyrka och kompressionen upphör - detta ögonblick anses vara ögonblicket för slutet av stjärnan stjärnans bildande och dess övergång till huvudsekvensen . Om en stjärna har en massa som är mindre än detta värde, så kan termonukleära reaktioner också ske i den under en tid, men stjärnans ämne i kärnan degenereras innan kompressionen upphör, så termonukleära reaktioner blir aldrig den enda energikällan, och kompressionen slutar inte. Sådana föremål kallas bruna dvärgar [15] [29] [30] .
Hypotesen att stjärnor bildas genom komprimering av interstellär gas lades fram av Isaac Newton , även om han endast gav en kvalitativ beskrivning av processen. Det var inte förrän 1902 som James Jeans publicerade sina beräkningar och slutsatsen att, givet tillräcklig massa, kunde ett moln av gas börja kollapsa när vågorna passerade [31] .
För första gången introducerades termen "protostjärna" av Victor Ambartsumyan 1953: i hans hypotes kallades protostjärnor hypotetiska prestellära kroppar, som senare förfaller till stjärnor [32] [33] . Nära det moderna konceptet med protostjärnor dök upp tack vare Chushiro Hayashi , som modellerade protostjärnor och 1966 publicerade en artikel som beskrev dessa objekt i detalj [34] . I framtiden förblev huvudidéerna praktiskt taget oförändrade, men teorin förfinades: till exempel förfinade Richard Larson några värden på parametrarna för protostjärnor under deras utveckling [17] [35] .
Samtidigt observerades inte protostjärnor i evolutionens tidiga skeden förrän i slutet av 1980-talet – den största svårigheten var att själva protostjärnorna till en början gömdes bakom ett tätt gas- och dammskal. Dessutom avger själva skalet huvudsakligen i det infraröda området , som absorberas starkt av jordens atmosfär , vilket ytterligare försvårar observationer från jordens yta [36] . Länge var den huvudsakliga informationskällan om stjärnor i det inledande skedet av evolutionen T Tauri-stjärnor , som identifierades som en separat typ av stjärnor redan 1945 [17] [37] . Infraröda rymdteleskop som Spitzer och Herschel har också gjort betydande bidrag till studiet av protostjärnor : till exempel är åtminstone 200 protostjärnor nu kända enbart i Orionmolnet [38] [39] .
Ordböcker och uppslagsverk | |
---|---|
I bibliografiska kataloger |
Stjärnor | |
---|---|
Klassificering | |
Substellära objekt | |
Evolution | |
Nukleosyntes | |
Strukturera | |
Egenskaper | |
Relaterade begrepp | |
Stjärnlistor |