Протозоря

Протозоря — об'єкт, що перебуває на проміжній стадії формування зорі (від фрагменту газо-пилової хмари до власне зорі на стадії головної послідовності)[1].

У процесі формування зорі з газопилової хмари виділяють три основні стадії[1]:

  1. Ізотермічний колапс та формування компактного ядра.
  2. Акреція протяжної оболонки на сформоване ядро.
  3. Повільне стискання ядра після завершення акреції. Ця стадія характерна тільки для зір невеликої маси (менше трьох мас Сонця), її називають стадією Хаяші за ім'ям японського астрофізика Хаяші, який 1961 року побудував її модель.

Термін протозоря в широкому сенсі вживають щодо всіх трьох стадій еволюції газової хмари в зорю, а у вузькому сенсі — лише щодо другої стадії.

Ізотермічне стискання газової хмари

Щільне скупчення близько 50 молодих зір, 35 з яких є протозорями.
Зображення синтезовано зі спостережень телескопа Спітцера.

Зореутворення розпочинається в газовій хмарі розміром декілька парсеків. Така хмара не може бути повністю однорідною: у ній існують невеликі флуктуації густини. Внаслідок гравітаційної нестійкості хмара має стискатися та фрагментуватися на менші частини. Окремі частини стискаються вже незалежно одна від одної. Такий процес конденсації може відбуватися в кілька етапів, що призводить до утворення зір у вигляді скупчень або асоціацій. Утворення окремої зорі відбувається з хмари з концентрацією частинок 104—106 на кубічний сантиметр і температурою близько 10 К. Газові хмари з такою концентрацією насправді спостерігаються та складаються переважно з молекулярного водню[2]. У такому стані вони непрозорі для видимого світла та електромагнітного випромінювання з меншою довжиною хвилі, але прозорі для інфрачервоного випромінювання із довжиною хвилі понад 1 мкм[3].

За звичайних умов стиснення газової хмари призводить до підвищення температури в ній та збільшення тиску, що врівноважує силу тяжіння й зупиняє стискання. Однак у міжзоряних хмарах діє ефективний механізм охолодження: зіткнення між молекулами водню збуджує обертальний рівень із подальшим випромінюванням електромагнітного кванта з довжиною хвилі 28 мкм. Міжзоряна хмара прозора для такого випромінювання (принаймні, на початковому етапі стиснення) і воно полишає її. Таким чином, енергія, що вивільняється внаслідок стиснення, не призводить до нагрівання речовини[2].

Внаслідок того, що стиснення відбувається майже за постійної температури, тиск газу в хмарі зростає набагато повільніше, ніж її гравітація. Невдовзі після початку стискання тиском газу в подальших розрахунках можна знехтувати. Це означає, що стискання відбувається практично в режимі вільного падіння. Для хмари сонячної маси та розміру близько 0,02 пк характерний час такого стискання (tff) становить близько 200 тис. років[3].

Розподіл густини в хмарі стає дуже неоднорідним: густина стрімко зростає до центру. Внаслідок цього центральна частина стає непрозорою для інфрачервоного випромінювання й температура в ній починає швидко зростати. Виникає ядро із початковою масою 0,05 M, радіусом близько 100 R та температурою 200 K[4].

Акреція на компактне ядро

Файл:123107main image feature 371 ys 4.jpg
Художнє зображення процесу акреції

Ізотермічна оболонка продовжує вільне падіння на гідростатично рівноважне непрозоре ядро й натикається на нього на швидкості близько 1 км/с. Утворюється ударна хвиля[3]. Температура ядра продовжує зростати до 2000 K, коли розпочинається дисоціація молекул водню, а потім — його іонізація. Ці процеси поглинають багато енергії й зростання температури ядра припиняється, рівновага порушується й ядро стрімко стискається. Нове рівноважне (вже плазмове ядро) має параметри M=0,015 M, R=1,3 R, T=20 000 K. Воно інтенсивно випромінює в оптичному діапазоні, але протозоря для зовнішнього спостерігача виглядає як холодний протяжний об'єкт, оскільки випромінювання ядра поглинається оболонкою та перевипромінюється нею в інфрачервоному діапазоні. Нагрівання значно зменшує швидкість стискання оболонки, однак швидкість речовини, що падає на нове компактне ядро, набагато більша — близько 15 км/с[4].

Для хмар із масою близько сонячної цей процес триватиме доти, доки на ядро не впаде майже вся оболонка. Якщо початкова густина хмари відповідає рівню джинсівської нестійкості (10−19 г/см³), то, за розрахунками Ларсона (які пізніше було підтверджено іншими вченими) тривалість стадії становитиме близько 1 млн років, тобто, у 3—5 разів перевищуватиме час вільного падіння, а радіус новоутвореної зорі під час появи її з «кокона» становитиме близько 2 R. Втім, якщо початкова молекулярна хмара щільніша, час акреції скорочується, а радіус новоутвореної зорі буде більшим[4]. Такі об'єкти для спостерігача майже не відрізняється від зір, хоча температура в їх центрі (2×105 ) ще не достатня для перебігу термоядерних реакцій. Подальша еволюція протозорі має назву стадії Хаяші та описується за допомогою діаграми Герцшпрунга—Рассела. Відповідні об'єкти спостерігаються як змінні зорі типу T Тельця[3].

Якщо ж маса ядра під час акреції перевищить 3 M, то термоядерні реакції в ньому розпочинаються ще до завершення стадії. Таким чином, зоря досягає головної послідовності ще до того, як зникне непрозора оболонка, яка її оточує. Такі «зорі-кокони» теж було виявлено[3]. Вони спостерігаються в інфрачервоному світлі як області іонізованого водню, оточені холодними оболонками[5].

Однак, не всі протозорі перетворюються на справжні зорі. Якщо маса протозорі становить менше 0,075 M, її стискання буде зупинено тиском виродженого електронного газу і в її надрах ніколи не виникнуть умови для інтенсивного перебігу термоядерних реакцій[3]. Такі об'єкти мають назву коричневих карликів.

Стадія Хаяші

Гравітаційне стискання зорі масою < 3 M триватиме доти, доки в центрі зорі не буде досягнуто температури, достатньої для початку термоядерних реакцій. Відбувається воно набагато повільніше: для протосонця (M=1 M) цей час становить близько 30 млн років. Для інших зір він обернено пропорційний третій степені маси[5]. Температура в надрах зорі в цей час досить швидко зростає й випромінювання вже не в змозі забезпечити перенесення енергії до поверхні. Тому в дію вступає конвекція — відбувається інтенсивне перемішування речовини[3].

Розрахунками Хаяші було доведено, що в такому випадку температура поверхні зорі слабко залежить від її маси та майже не залежить від світності[3]: . Як наслідок, зі зменшенням радіуса зменшується й світність зорі. На діаграмі Герцшпрунга—Рассела зоря розташована вище головної послідовності й поступово «спускається» до неї. Траєкторія зорі буде майже вертикальною лінією.

Зорі масою < 0,3 M залишаються повністю конвективними навіть після досягнення головної послідовності. У зір масою > 0,3 M на деякому етапі виникає ядро з променевим перенесенням енергії, і це призводить до підвищення температури поверхні. Траєкторія зорі на діаграмі стає похилою.

Зорі, що перебувають на стадії конвективного стиснення, були відомі астрономам ще до побудови теорії протозір. Цей клас об'єктів отримав назву від їх типового представника — T Тельця.

Змінні зорі типу T Тельця

Це холодні зорі, що швидко та хаотично змінюють свій блиск. Така поведінка є свідченням бурхливих конвективних процесів. Характерною особливістю є наявність в їх спектрах ліній поглинання літію, якого там у сотні разів більше, ніж в атмосфері Сонця. Це може означати, що в них ще не розпочалися перші ядерні реакції, що призводять до «спалювання» легких елементів. На діаграмі Герцшпрунга—Рассела ці зорі розташовані вище головної послідовності. Вони спостерігаються групами, що мають назву T-асоціацій, які досить часто збігаються з O-асоціаціями, що містять молоді гарячі масивні зорі. У таких асоціаціях спостерігаються густі газопилові міжзоряні хмари[5].

Вище перелічені факти дозволяють вважати, що зорі типу T Тельця є протозорями, які перебувають на стадії Хаяші.

Джерела

  1. а б Протозорі // Астрономічний енциклопедичний словник / за заг. ред. І. А. Климишина та А. О. Корсунь. — Львів : Голов. астроном. обсерваторія НАН України : Львів. нац. ун-т ім. Івана Франка, 2003. — С. 384—385. — ISBN 966-613-263-X.
  2. а б Шкловский И. С. Газово-пылевые комплексы межзвездной среды — колыбель звезд // Звезды: их рождение, жизнь и смерть. — 3-е изд., перераб. — М. : Наука, Главная редакция физико-математической литературы, 1984. — 384 с.(рос.)
  3. а б в г д е ж и Ламзин С. А., Сурдин В. Г. От облака к звезде // Протозвёзды. Где, как и из чего формируются звёзды. — М. : Наука, 1992.(рос.)
  4. а б в Ламзин С. А., Сурдин В. Г. Что же такое протозвёзды? // Протозвёзды. Где, как и из чего формируются звёзды. — М. : Наука, 1992.(рос.)
  5. а б в 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.)

Література