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.

T Тельца (яркая звезда оранжевого цвета) — звезда до главной последовательности

ОпределениеПравить

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].

ХарактеристикиПравить

Физические характеристикиПравить

 
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].

ЭволюцияПравить

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 1010 лет. Для Солнца стадия до главной последовательности продлилась 30 миллионов лет[16][17][18]. Кроме того, протопланетные диски звёзд до главной последовательности на этой стадии превращаются в планетные системы[1][19]. 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][20][21][22]. 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][23][24].

ПримечанияПравить

  1. ↑ 1 2 3 Richard B Larson. The physics of star formation // Reports on Progress in Physics. — 2003-10-01. — Т. 66, вып. 10. — С. 1651–1697. — ISSN 1361-6633 0034-4885, 1361-6633. — doi:10.1088/0034-4885/66/10/R03.
  2. ↑ David Darling. Pre-main-sequence object. Internet Encyclopedia of Science. Дата обращения: 14 ноября 2020.
  3. ↑ Adams, Fred C. The Origin and Evolution of the Universe. — United Kingdom: Jones & Bartlett (англ.)русск., 1996. — С. 47. — 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.
  5. ↑ 1 2 3 Early phases of protostars: star formation and protoplanetary disks. International Max Planck Research School for Solar System Science at the University of Göttingen.
  6. ↑ 1 2 3 Philip Armitage. Protostars and pre-main-sequence stars. University of Colorado.
  7. ↑ Takashi Hosokawa, Kazuyuki Omukai. Evolution of massive protostars with high accretion rates (англ.) // The Astrophysical Journal. — 2009-01-19. — Vol. 691, iss. 1. — P. 823–846. — ISSN 1538-4357 0004-637X, 1538-4357. — doi:10.1088/0004-637x/691/1/823.
  8. ↑ Star - Star formation and evolution (англ.). Encyclopedia Britannica. Дата обращения: 14 ноября 2020.
  9. ↑ Сурдин В. Г., Ламзин С. А. Протозвёзды. Где, как и из чего формируются звёзды. Звёзды типа T Тельца. Астронет (1992).
  10. ↑ Кононович, Мороз, 2004, с. 356—358.
  11. ↑ David Darling. T Tauri star. The Internet Encyclopedia of Science. Дата обращения: 6 октября 2020.
  12. ↑ David Darling. FU Orionis star. The Internet Encyclopedia of Science. Дата обращения: 6 октября 2020.
  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. — 2020-06-01. — Vol. 638. — P. A21. — ISSN 1432-0746 0004-6361, 1432-0746. — doi:10.1051/0004-6361/202037731.
  14. ↑ David Darling. Herbig Ae/Be star. The Internet Encyclopedia of Science. Дата обращения: 6 октября 2020.
  15. ↑ Эволюция звезд. Кафедра астрономии и космической геодезии Томского государственного университета.
  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.
  17. ↑ Кононович, Мороз, 2004, с. 393–394.
  18. ↑ I.-Juliana Sackmann, Arnold I. Boothroyd, Kathleen E. Kraemer. Our Sun. III. Present and Future // The Astrophysical Journal. — 1993-11-01. — Т. 418. — С. 457. — ISSN 0004-637X. — doi:10.1086/173407.
  19. ↑ Кононович, Мороз, 2004, с. 356–358.
  20. ↑ David Darling. Henyey track. The Internet Encyclopedia of Science. Дата обращения: 14 ноября 2020.
  21. ↑ Henyey track. Oxford Reference. Дата обращения: 14 ноября 2020.
  22. ↑ Henyey L. G.; Lelevier R.; Levée R. D. THE EARLY PHASES OF STELLAR EVOLUTION // The Astronomical Society of the Pacific. — 1955.
  23. ↑ 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 : рец. науч. журнал. — IOP Publishing, 1993. — Vol. 406, no. 1. — P. 158—171. — ISSN 0004-637X. — doi:10.1086/172427. — Bibcode: 1993ApJ...406..158B. — См. С. 160.
  24. ↑ Кононович, Мороз, 2004, с. 398.

ЛитератураПравить

  • Кононович Э. В.; Мороз В. И. Общий курс астрономии. — 2-е, исправленное. — УРСС, 2004. — 544 с. — ISBN 5-354-00866-2.
Источник — https://ru.wikipedia.org/w/index.php?title=Звезда_до_главной_последовательности&oldid=112211175