Перейти до вмісту

Зоря до головної послідовності

Матеріал з Вікіпедії — вільної енциклопедії.
T Тельця (яскрава зоря оранжевого кольору) — зоря до головної послідовності

Зоря до головної послідовності або молоді зорі — стадія еволюції зорі після завершення стадії акреції з газопилової хмари (коли зоря набрала свою повну масу й стала видимою), але до початку термоядерних реакцій за участі водню (тобто, нульовим віком на головній послідовності)[1][2][3]. Цей тип наймолодших зір, на відміну від протозір, вже спостерігаються в оптичному діапазоні, причому для спостерігача вони майже не відрізняються від звичайних холодних зір головної послідовності[4], хоча типово зоря до головної послідовності має більший радіус, ніж зоря головної послідовності, а отже меншу густину та гравітацію на поверхні.

У таких зорях уже можуть відбуватися термоядерні реакції, але енергії, яка при цьому виділяється, недостатньо для компенсації втрат випромінювання. Основним джерелом нагрівання є стискання зорі під дією власної гравітації, що й відрізняє їх від зір головної послідовності. Такі зорі мають високу світність (через великі розміри) і низьку температуру, тому на діаграмі Герцшпрунга — Рассела вони розташовані у верхній правій частині. З часом вони зменшуються в розмірах і нагріваються, зміщуючись на діаграмі вниз і вліво, аж до переходу на головну послідовність. Стадія до головної послідовності триває менше 1 % часу існування зорі (для порівняння, на головній послідовності зоря перебуває до 80 % часу). Для протосонця ця стадія тривала близько 30 млн років[5].

Така зоря може мати тип T Тельця або бути фуором (менше 2 мас Сонця, M☉) чи зорею типу Ae/Be Гербіга (2–8 M☉). Масивніші зорі (>8 M☉) на цій стадії не спостерігаються, тому що їх еволюція дуже швидка: коли вони стають видимими (тобто, коли зоря позбавляється навколишньої газопилової хмари), горіння водню в ядрі вже почалося й зоря перебуває на головній послідовності.

Визначення

[ред. | ред. код]

Залежно від термінології, зорі до головної послідовності можна розглядати як завершальну фазу етапу протозорі або як окрему стадію зоряної еволюції між протозорею та головною послідовністю. Стадія зорі до головної послідовності починається, коли зоря втрачає газопилову оболонку (хоча акреційний диск може зберігатися) і стає видимою в оптичному діапазоні[6], але інколи початок визначають як момент, коли у зорі вичерпується дейтерій, який першим витрачається у термоядерних реакціях[7][8]. Момент, коли гравітаційне стиснення припиняється, а потужність термоядерних реакцій зрівнюється зі світністю зорі, вважають завершенням цієї стадії та переходом на головну послідовність[4]. У класифікації протозір зорям до головної послідовності відповідають класи II і III[9][10].

Характеристики

[ред. | ред. код]
Стадії еволюції протозір та зір до головної послідовності

Фізичні характеристики

[ред. | ред. код]
Еволюційні треки зір до головної послідовності (синій колір) та їхні ізохрони (позначені різними кольорами)

Фізичні характеристики зір до головної послідовності залежать від їхньої маси та віку. У будь-якому випадку ці зорі мають низькі температури — у найхолодніших температура може становити 650 K і з часом зростати до тієї, яку зоря матиме на головній послідовності[11]. При цьому їхня світність більша, ніж у зір головної послідовності, завдяки більшим розмірам. Тому зорі до головної послідовності розташовані у верхній правій частині діаграми Герцшпрунга — Рассела. Основним джерелом енергії цих зір є гравітаційне стиснення, але в них можуть відбуватися й термоядерні реакції — перетворення ядер спершу літію, берилію та бору, а згодом і водню на гелій[12]. Спектри зір до головної послідовності теж мають особливості: зокрема, в окремих випадках у них можна спостерігати емісійні лінії[4][13], а наявність акреційного диска може зумовлювати інфрачервоний надлишок[9][10].

Зорі до головної послідовності за іншими принципами класифікації можуть належати до різних класів. Так, наприклад, зорі до головної послідовності з масами до 3 M⊙ є змінними і належать до зір типу T Тельця[9][10][14], або, в окремих випадках, фуорами[15]. Зорі до головної послідовності з більшою масою — до 10 M⊙ — проходять стадію зір Гербіга Ae/Be[16][17].

Еволюція

[ред. | ред. код]

Як і в протозорах, енергія в зорях до головної послідовності випромінюється головно завдяки гравітаційному стисканню, тому на цій стадії відбувається стискання й нагрівання зорі. Цей процес зупиняється лише тоді, коли температура й тиск у ядрі зростають настільки, що потужність термоядерних реакцій у ядрі зрівнюється зі світністю зорі. У цей момент зоря переходить на головну послідовність. Тривалість стискання визначається тепловою часовою шкалою, яка значно менша за тривалість життя зорі[18]. У наймасивніших зір вона триває близько 105 років, а в найлегших — приблизно 109 років. Для Сонця стадія до головної послідовності тривала близько 30 мільйонів років[19][20][21]. Крім того, протопланетні диски зір до головної послідовності на цій стадії перетворюються на планетні системи[6][13]. У цей час може тривати акреція, хоча вже значно повільніша, ніж під час швидкого стискання: близько 10−8—10−7 M⊙/рік, що майже не впливає на параметри зорі[6].

На діаграмі Герцшпрунга — Рассела ці зорі рухаються вниз і вліво до головної послідовності. Якщо зоря повністю конвективна (що залежить від її маси), то при стисканні температура залишається сталою, і вона рухається вертикально вниз треком Хаяші. Якщо ж зоря не повністю конвективна, температура зростає, світність змінюється незначно, і вона рухається вліво — треком Хеньї. Зорі з масами від 0,3-0,5 M⊙ (за різними оцінками) до 3 M⊙ під час стискання спочатку рухаються треком Хаяші, а згодом переходять на трек Хеньї. Зорі з масами менше 0,3-0,5 M⊙ йдуть по треку Хаяші аж до головної послідовності, тоді як зорі масивніші за 3 M⊙ — лише по треку Хеньї[22][23][24]. В об’єктів із масами менше 0,07—0,08 M⊙ термоядерний синтез ніколи не стає єдиним джерелом енергії: їхнє стискання не зупиняється, і вони перетворюються на коричневі карлики[25][26].

Див. також

[ред. | ред. код]

Примітки

[ред. | ред. код]
  1. ↑ Richard B. Larson (10 вересня 2003). The physics of star formation (PDF). Reports on Progress in Physics. 66 (10): 1669—73. arXiv:astro-ph/0306595. Bibcode:2003RPPh...66.1651L. doi:10.1088/0034-4885/66/10/r03. Архів оригіналу (PDF) за 8 жовтня 2018. Процитовано 21 серпня 2015.
  2. ↑ Neil F. Comins; William J. Kaufmann III (2011). Discovering the Universe. с. 350. ISBN 978-1429255202.
  3. ↑ Derek Ward-Thompson; Anthony P. Whitworth (2011). An Introduction to Star Formation. Cambridge University Press. с. 119. ISBN 978-1107627468.
  4. ↑ а б в Сурдин В. Г., Ламзин С. А. (1992). Протозвёзды. Где, как и из чего формируются звёзды. Звёзды типа T Тельца. Астронет. Архів оригіналу за 23 вересня 2015. Процитовано 14 листопада 2020.
  5. ↑ Шкловский И. С. Эволюция протозвезд и протозвездных оболочек // Звезды: их рождение, жизнь и смерть. — 3-е изд., перераб. — М. : Наука, Главная редакция физико-математической литературы, 1984. — 384 с.(рос.)
  6. ↑ а б в Richard B Larson. The physics of star formation : [англ.] // Reports on Progress in Physics. — Bristol : IOP Publishing, 2003. — Vol. 66, no. 10 (1 жовтня). — С. 1651–1697. — ISSN 1361-6633 0034-4885, 1361-6633. — doi:10.1088/0034-4885/66/10/R03.
  7. ↑ Darling D. Pre-main-sequence object. Internet Encyclopedia of Science (англ.). Архів оригіналу за 18 квітня 2021. Процитовано 14 листопада 2020.
  8. ↑ Adams, Fred C. Star formation in molecular clouds // The Origin and Evolution of the Universe. — N. Y. : Jones & Bartlett Learning, 1996. — С. 47. — ISBN 978-0-7637-0030-0.
  9. ↑ а б в Early phases of protostars: star formation and protoplanetary disks (PDF). International Max Planck Research School for Solar System Science (англ.). University of Göttingen. Архів (PDF) оригіналу за 17 квітня 2021. Процитовано 14 листопада 2020.
  10. ↑ а б в Armitage P. Protostars and pre-main-sequence stars (PDF). Jila (англ.). University of Colorado. Архів (PDF) оригіналу за 11 жовтня 2020. Процитовано 14 листопада 2020.
  11. ↑ Takashi Hosokawa, Kazuyuki Omukai. Evolution of massive protostars with high accretion rates : [англ.] // The Astrophysical Journal. — Bristol : IOP Publishing, 2009. — Vol. 691, no. 1 (19 січня). — С. 823–846. — ISSN 1538-4357 0004-637X, 1538-4357. — doi:10.1088/0004-637x/691/1/823.
  12. ↑ Star — Star formation and evolution. Encyclopedia Britannica (англ.). Encyclopedia Britannica Inc. Архів оригіналу за 1 січня 2018. Процитовано 14 листопада 2020.
  13. ↑ а б Кононович, Мороз, 2004, с. 356—358.
  14. ↑ Darling D. T Tauri star. The Internet Encyclopedia of Science (англ.). Архів оригіналу за 27 січня 2021. Процитовано 6 жовтня 2020.
  15. ↑ Darling D. FU Orionis star. The Internet Encyclopedia of Science (англ.). Архів оригіналу за 1 вересня 2019. Процитовано 6 жовтня 2020.
  16. ↑ M. Vioque, R. D. Oudmaijer, M. Schreiner, I. Mendigutía, D. Baines. . — Т. 638. — ISSN 1432-0746 0004-6361, 1432-0746. — DOI:10.1051/0004-6361/202037731.
  17. ↑ Darling D. Herbig Ae/Be star. The Internet Encyclopedia of Science. Архів оригіналу за 14 жовтня 2020. Процитовано 6 жовтня 2020.
  18. ↑ Эволюция звезд (PDF). Кафедра астрономии и космической геодезии. Томський державний університет. Архів (PDF) оригіналу за 13 липня 2018. Процитовано 14 листопада 2020.
  19. ↑ I.-Juliana Sackmann, Arnold I. Boothroyd, Kathleen E. Kraemer. Our Sun. III. Present and Future : [англ.] // The Astrophysical Journal. — Bristol : IOP Publishing, 1993. — Vol. 418 (1 листопада). — С. 457. — ISSN 0004-637X. — doi:10.1086/173407.
  20. ↑ Кононович, Мороз, 2004, с. 393—394.
  21. ↑ Karttunen et al., 2007, p. 243.
  22. ↑ Darling D. Henyey track. The Internet Encyclopedia of Science (англ.). Архів оригіналу за 29 січня 2010. Процитовано 14 листопада 2020.
  23. ↑ Henyey track. Oxford Reference (англ.). Oxford University Press. Архів оригіналу за 15 липня 2021. Процитовано 14 листопада 2020.
  24. ↑ Henyey L. G.; Lelevier R.; Levée R. D. The early phases of stellar evolution : [англ.] // Report. — San Francisco : The Astronomical Society of the Pacific, 1955.
  25. ↑ Burrows A.; Hubbard W. B.; Saumon D.; Lunine J. I. An expanded set of brown dwarf and very low mass star models : [англ.] // The Astrophysical Journal : academic journal. — Bristol : IOP Publishing, 1993. — Vol. 406, № 1. — С. 158—171. — ISSN 0004-637X. — Bibcode: 1993ApJ...406..158B. — doi:10.1086/172427. — Див. С. 160.
  26. ↑ Кононович, Мороз, 2004, с. 398.

Література

[ред. | ред. код]
Отримано з https://uk.wikipedia.org/w/index.php?title=Зоря_до_головної_послідовності&oldid=47737353