Эта статья входит в число добротных статей

Звезда до главной последовательности ({fy[;g ;k ilgfukw hkvly;kfgmyl,ukvmn)

Перейти к навигации Перейти к поиску
T Тельца (яркая звезда оранжевого цвета) — звезда до главной последовательности

Звезда до главной последовательности — тип самых молодых звёзд, которые, в отличие от протозвёзд, уже видны в оптическом диапазоне. В этих звёздах уже могут идти термоядерные реакции, но энергии в них выделяется недостаточно для компенсации потерь энергии на излучение звезды. Основным источником нагрева является сжатие таких звёзд за счёт собственной гравитации, что и отличает их от звёзд главной последовательности. Эти звёзды имеют высокие светимости (из-за большого размера) и низкие температуры, поэтому на диаграмме Герцшпрунга — Рассела они располагаются в верхней правой части. Со временем они уменьшаются в размере и нагреваются, смещаясь по диаграмме вниз и влево до перехода на главную последовательность. Примером звёзд до главной последовательности могут служить звёзды типа T Тельца.

Определение

[править | править код]

В зависимости от терминологии, звёзды до главной последовательности могут рассматриваться как завершающая часть стадии протозвезды, и как отдельный этап звёздной эволюции между стадиями протозвезды и главной последовательностью. Cтадия до главной последовательности начинается, когда звезда теряет газопылевую оболочку (хотя аккреционный диск может остаться) и становится видимой в оптическом диапазоне[1], но иногда начало определяется как момент, когда в звезде заканчивается дейтерий, который первым расходуется в термоядерных реакциях[2][3]. Момент, когда сжатие прекращается, а мощность термоядерных реакций сравнивается со светимостью звезды, считается окончанием этой стадии и переходом на главную последовательность[4]. В классификации протозвёзд звёздам до главной последовательности соответствуют классы II и III[5][6].

Характеристики

[править | править код]
Стадии эволюции протозвёзд и звёзд до главной последовательности

Физические характеристики

[править | править код]
Эволюционные треки звёзд до главной последовательности (синий цвет) и их изохроны (отмечены разными цветами)

Характеристики звёзд до главной последовательности различаются в зависимости от их масс и возрастов. В любом случае эти звёзды имеют низкие температуры — у самых холодных она может составлять 650 K и со временем возрастает до температуры, которую звезда будет иметь на главной последовательности[7]. При этом светимости этих звёзд больше, чем у звёзд главной последовательности из-за их больших размеров, поэтому звёзды до главной последовательности находятся в верхней правой части диаграммы Герцшпрунга — Рассела. Основным источником энергии таких звёзд является гравитационное сжатие, но в них могут проходить термоядерные реакции — превращение ядер сначала лития, бериллия и бора, а потом и водорода, в ядра гелия[8]. Спектры звёзд до главной последовательности также имеют особенности: например, в некоторых случаях в них могут наблюдаться эмиссионные линии[9][10], а наличие аккреционного диска может приводить к инфракрасному избытку[5][6].

Звёзды до главной последовательности по другим принципам классификации могут принадлежать иным классам звёзд. Так, например, звёзды до главной последовательности с массами до 3 M⊙ переменны и являются звёздами типа T Тельца[5][6][11], либо, в некоторых случаях, фуорами[12]. Звёзды до главной последовательности с большей массой, до 10 M⊙, проходят стадию звёзд Хербига (Ae/Be)[13][14].

Эволюция

[править | править код]

Как и в протозвёздах, энергия в звёздах до главной последовательности излучается в основном за счёт гравитационного сжатия, поэтому на этой стадии происходит сжатие и нагрев звезды. Этот процесс останавливается только тогда, когда температура и давление в ядре возрастают настолько, что мощность идущих в ядре термоядерных реакций сравнивается со светимостью звезды, и в этот момент звезда переходит на главную последовательность. Длительность этого сжатия определяется тепловой временной шкалой, которая значительно меньше срока жизни звезды[15]. У самых массивных звёзд она занимает около 105 лет, а у наименее массивных — порядка 109 лет. Для Солнца стадия до главной последовательности продлилась 30 миллионов лет[16][17][18][19]. Кроме того, протопланетные диски звёзд до главной последовательности на этой стадии превращаются в планетные системы[1][20]. На этой стадии может происходить аккреция, хотя и в гораздо меньшем темпе, чем при быстром сжатии: порядка 10−8—10−7 M⊙/год, что уже очень слабо влияет на параметры звезды[1].

На диаграмме Герцшпрунга — Рассела эти звёзды движутся вниз и влево к главной последовательности. При этом если звезда полностью конвективна, что зависит от её массы, то при сжатии её температура не меняется и она движется вертикально вниз по треку Хаяши, а в противном случае при сжатии увеличивается её температура, светимость меняется слабо и звезда движется на диаграмме влево — по треку Хеньи. Звёзды с массами в диапазоне от 0,3—0,5 M⊙ (по разным оценкам) до 3 M⊙ в течение сжатия перестают быть полностью конвективными и сначала движутся по треку Хаяши, а потом — по треку Хеньи. Звёзды с массами менее 0,3—0,5 M⊙ движутся по треку Хаяши до главной последовательности, а звёзды массивнее 3 M⊙ движутся только по треку Хеньи[16][21][22][23]. У объектов с массами менее 0,07—0,08 M⊙ термоядерный синтез никогда не становится единственным источником энергии, их сжатие не останавливается и они становятся коричневыми карликами[4][24][25].

Примечания

[править | править код]
  1. ↑ 1 2 3 Richard B Larson. The physics of star formation (англ.) // Reports on Progress in Physics[англ.]. — Bristol: IOP Publishing, 2003. — 1 October (vol. 66, iss. 10). — P. 1651–1697. — ISSN 1361-6633 0034-4885, 1361-6633. — doi:10.1088/0034-4885/66/10/R03. Архивировано 30 мая 2020 года.
  2. ↑ Darling D. Pre-main-sequence object (англ.). Internet Encyclopedia of Science. Дата обращения: 14 ноября 2020. Архивировано 18 апреля 2021 года.
  3. ↑ Adams, Fred C. Star formation in molecular clouds // The Origin and Evolution of the Universe (англ.). — N. Y.: Jones & Bartlett[англ.], 1996. — P. 47. — 152 p. — ISBN 978-0-7637-0030-0.
  4. ↑ 1 2 Сурдин В. Г., Ламзин С. А. Протозвёзды. Где, как и из чего формируются звёзды. От облака к звезде. Астронет (1992). Дата обращения: 11 июля 2020. Архивировано 23 сентября 2015 года.
  5. ↑ 1 2 3 Early phases of protostars: star formation and protoplanetary disks (англ.). International Max Planck Research School for Solar System Science. University of Göttingen. Дата обращения: 14 ноября 2020. Архивировано 17 апреля 2021 года.
  6. ↑ 1 2 3 Armitage P. Protostars and pre-main-sequence stars (англ.). Jila. University of Colorado. Дата обращения: 14 ноября 2020. Архивировано 11 октября 2020 года.
  7. ↑ Takashi Hosokawa, Kazuyuki Omukai. Evolution of massive protostars with high accretion rates (англ.) // The Astrophysical Journal. — Bristol: IOP Publishing, 2009. — 19 January (vol. 691, iss. 1). — P. 823–846. — ISSN 1538-4357 0004-637X, 1538-4357. — doi:10.1088/0004-637x/691/1/823. Архивировано 2 июля 2021 года.
  8. ↑ Star — Star formation and evolution (англ.). Encyclopedia Britannica. Encyclopedia Britannica Inc.. Дата обращения: 14 ноября 2020. Архивировано 1 января 2018 года.
  9. ↑ Сурдин В. Г., Ламзин С. А. Протозвёзды. Где, как и из чего формируются звёзды. Звёзды типа T Тельца. Астронет (1992). Дата обращения: 14 ноября 2020. Архивировано 23 сентября 2015 года.
  10. ↑ Кононович, Мороз, 2004, с. 356—358.
  11. ↑ Darling D. T Tauri star (англ.). The Internet Encyclopedia of Science. Дата обращения: 6 октября 2020. Архивировано 27 января 2021 года.
  12. ↑ Darling D. FU Orionis star (англ.). The Internet Encyclopedia of Science. Дата обращения: 6 октября 2020. Архивировано 1 сентября 2019 года.
  13. ↑ M. Vioque, R. D. Oudmaijer, M. Schreiner, I. Mendigutía, D. Baines. Catalogue of new Herbig Ae/Be and classical Be stars — A machine learning approach to Gaia DR2 (англ.) // Astronomy & Astrophysics. — N. Y.: Wiley-Blackwell, 2020. — 1 June (vol. 638). — P. A21. — ISSN 1432-0746 0004-6361, 1432-0746. — doi:10.1051/0004-6361/202037731. Архивировано 5 августа 2020 года.
  14. ↑ Darling D. Herbig Ae/Be star. The Internet Encyclopedia of Science. Дата обращения: 6 октября 2020. Архивировано 14 октября 2020 года.
  15. ↑ Эволюция звезд. Кафедра астрономии и космической геодезии. Томский государственный университет. Дата обращения: 14 ноября 2020. Архивировано 13 июля 2018 года.
  16. ↑ 1 2 Сурдин В. Г., Ламзин С. А. Протозвёзды. Где, как и из чего формируются звёзды. От облака к звезде. Астронет (1992). Дата обращения: 14 ноября 2020. Архивировано 23 сентября 2015 года.
  17. ↑ Кононович, Мороз, 2004, с. 393–394.
  18. ↑ Karttunen et al., 2007, p. 243.
  19. ↑ I.-Juliana Sackmann, Arnold I. Boothroyd, Kathleen E. Kraemer. Our Sun. III. Present and Future (англ.) // The Astrophysical Journal. — Bristol: IOP Publishing, 1993. — 1 November (vol. 418). — P. 457. — ISSN 0004-637X. — doi:10.1086/173407. Архивировано 26 февраля 2008 года.
  20. ↑ Кононович, Мороз, 2004, с. 356–358.
  21. ↑ Darling D. Henyey track (англ.). The Internet Encyclopedia of Science. Дата обращения: 14 ноября 2020. Архивировано из оригинала 29 января 2010 года.
  22. ↑ Henyey track (англ.). Oxford Reference. Oxford University Press. Дата обращения: 14 ноября 2020. Архивировано 15 июля 2021 года.
  23. ↑ 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. Архивировано 8 октября 2020 года.
  24. ↑ 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, no. 1. — P. 158—171. — ISSN 0004-637X. — doi:10.1086/172427. — Bibcode: 1993ApJ...406..158B. Архивировано 22 декабря 2014 года. — См. С. 160.
  25. ↑ Кононович, Мороз, 2004, с. 398.

Литература

[править | править код]


Источник — https://ru.wikipedia.org/w/index.php?title=Звезда_до_главной_последовательности&oldid=127616046