Od hvězdy k hlavní sekvenci

Hvězda před hlavní posloupností  je typem nejmladších hvězd , které jsou na rozdíl od protohvězd již viditelné v optickém dosahu . V těchto hvězdách již mohou probíhat termonukleární reakce , ale neuvolňuje se v nich dostatek energie, aby kompenzovaly energetické ztráty způsobené hvězdným zářením. Hlavním zdrojem ohřevu je komprese takových hvězd v důsledku jejich vlastní gravitace, která je odlišuje od hvězd hlavní posloupnosti . Tyto hvězdy mají vysokou svítivost (díky své velké velikosti) a nízké teploty, takže Hertzsprung-Russell diagram ukazujejsou umístěny v pravé horní části. Postupem času se zmenšují a zahřívají se, pohybují se dolů a doleva podél diagramu, než vstoupí do hlavní sekvence. Příkladem hvězd před hlavní posloupností jsou hvězdy T Tauri .

Definice

V závislosti na terminologii lze hvězdy před hlavní posloupností považovat za konečnou část stadia protohvězdy a za oddělené stadium hvězdné evoluce mezi stadiem protohvězdy a hlavní sekvencí . Fáze před hlavní posloupností začíná, když hvězda ztratí svůj plynový a prachový obal (ačkoli akreční disk může zůstat) a stane se viditelným v optickém dosahu [1] , ale někdy je začátek definován jako okamžik, kdy hvězdě dojde deuterium , které se jako první spotřebovává při termonukleárních reakcích [2] [3] . Okamžik, kdy se komprese zastaví a síla termonukleárních reakcí se porovná se svítivostí hvězdy, se považuje za konec této fáze a přechod do hlavní posloupnosti [4] . V klasifikaci protohvězd odpovídají hvězdy až do hlavní posloupnosti třídám II a III [5] [6] .

Charakteristika

Fyzikální vlastnosti

Charakteristiky hvězd před hlavní posloupností se liší podle jejich hmotnosti a stáří. V každém případě mají tyto hvězdy nízké teploty – u těch nejchladnějších to může být 650 K a nakonec se zvýší na teplotu, kterou bude mít hvězda na hlavní posloupnosti [7] . Zároveň je svítivost těchto hvězd větší než svítivost hvězd hlavní posloupnosti kvůli jejich velkým rozměrům, takže hvězdy před hlavní posloupností jsou v pravé horní části Hertzsprung-Russellova diagramu . Hlavním zdrojem energie pro takové hvězdy je gravitační komprese, ale mohou v nich probíhat termonukleární reakce - přeměna jader nejprve lithia , berylia a boru a poté vodíku na jádra helia [8] . Spektra hvězd až po hlavní posloupnost mají také rysy: v některých případech v nich lze například pozorovat emisní čáry [9] [10] , přítomnost akrečního disku může vést k infračervenému přebytku [5]. [6] .

Hvězdy před hlavní posloupností mohou podle jiných zásad klasifikace patřit do jiných tříd hvězd. Například hvězdy před hlavní posloupností s hmotností do 3 M ⊙ jsou proměnné a jsou to hvězdy T Tauri [5] [6] [11] , nebo v některých případech fuory [12] . Hvězdy do hlavní posloupnosti s větší hmotností, do 10 M ⊙ , procházejí Herbigovým (Ae/Be) stupněm [13] [14] .

Evoluce

Stejně jako u protohvězd je energie ve hvězdách až do hlavní posloupnosti vyzařována hlavně v důsledku gravitační kontrakce, takže v této fázi je hvězda stlačena a zahřátá. Tento proces se zastaví teprve tehdy, když teplota a tlak v jádře stoupnou natolik, že se výkon termonukleárních reakcí probíhajících v jádře srovná se svítivostí hvězdy a v tomto okamžiku hvězda přejde do hlavní posloupnosti . Trvání této kontrakce je určeno tepelným časovým měřítkem , které je mnohem kratší než životnost hvězdy [15] . U nejhmotnějších hvězd to trvá asi 10 5 let a u nejméně hmotných asi 10 9 let. U Slunce trvala fáze před hlavní posloupností 30 milionů let [16] [17] [18] [19] . Navíc se protoplanetární disky hvězd před hlavní posloupností v této fázi mění v planetární systémy [1] [20] . V této fázi může nastat akrece, i když mnohem pomaleji než při rychlé kontrakci: řádově 10 −8 -10 −7 M ⊙ /rok, což již má velmi slabý vliv na parametry hvězdy [1 ] .

V Hertzsprung-Russellově diagramu se tyto hvězdy pohybují dolů a doleva směrem k hlavní posloupnosti. Navíc, pokud je hvězda zcela konvektivní , což závisí na její hmotnosti, pak se její teplota během komprese nemění a pohybuje se vertikálně po dráze Hayashi , jinak se její teplota během komprese zvyšuje, svítivost se mírně mění a hvězda se pohybuje do vlevo v diagramu - podél trati Heny . Hvězdy s hmotností v rozmezí od 0,3–0,5 M ⊙ (podle různých odhadů) do 3  M ⊙ přestávají být během komprese plně konvektivní a pohybují se nejprve po dráze Hayashi a poté po dráze Henya. Hvězdy s hmotností menší než 0,3–0,5 M ⊙ se pohybují po dráze Hayashi až do hlavní posloupnosti, zatímco hvězdy nad 3  M ⊙ se pohybují pouze po dráze Henya [16] [21] [22] [23] . Pro objekty o hmotnosti menší než 0,07–0,08 M ​​⊙ se termonukleární fúze nikdy nestane jediným zdrojem energie, jejich kontrakce se nezastaví a stanou se z nich hnědí trpaslíci [4] [24] [25] .

Poznámky

  1. ↑ 1 2 3 Richard B Larson. Fyzika vzniku hvězd  (angl.)  // Reports on Progress in Physics . - Bristol: IOP Publishing , 2003. - 1. říjen ( vol. 66 , Iss. 10 ). — S. 1651–1697 . — ISSN 1361-6633 0034-4885, 1361-6633 . - doi : 10.1088/0034-4885/66/10/R03 . Archivováno 30. května 2020.
  2. ↑ Darling D. Objekt před hlavní sekvencí  . Internetová encyklopedie vědy . Získáno 14. listopadu 2020. Archivováno z originálu dne 18. dubna 2021.
  3. ↑ Adams, Fred C. Vznik hvězd v molekulárních oblacích // Vznik a evoluce  vesmíru . - N. Y .: Jones & Bartlett , 1996. - S.  47 . — 152p. — ISBN 978-0-7637-0030-0 .
  4. ↑ 1 2 Surdin V. G. , Lamzin S. A. Protostars . Kde, jak a z čeho se tvoří hvězdy . Z mraku ke hvězdě . Astronet (1992) . Získáno 11. července 2020. Archivováno z originálu dne 23. září 2015.
  5. ↑ 1 2 3 Rané fáze protohvězd: vznik hvězd a protoplanetární  disky . Mezinárodní výzkumná škola Maxe Plancka pro vědu o sluneční soustavě . Univerzita v Göttingenu . Získáno 14. listopadu 2020. Archivováno z originálu dne 17. dubna 2021.
  6. ↑ 1 2 3 Armitage P. Protohvězdy a  hvězdy před hlavní posloupností . Jila . University of Colorado . Získáno 14. listopadu 2020. Archivováno z originálu dne 11. října 2020.
  7. ↑ Takashi Hosokawa, Kazuyuki Omukai. Evoluce masivních protohvězd s vysokou rychlostí narůstání  //  The Astrophysical Journal . - Bristol: IOP Publishing , 2009. - 19. leden ( sv. 691 , 1. vydání ). - S. 823-846 . — ISSN 1538-4357 0004-637X, 1538-4357 . - doi : 10.1088/0004-637x/691/1/823 . Archivováno z originálu 2. července 2021.
  8. ↑ Vznik a evoluce hvězd  . Encyklopedie Britannica . Encyklopedie Britannica Inc. Získáno 14. listopadu 2020. Archivováno z originálu 1. ledna 2018.
  9. ↑ Surdin V. G. , Lamzin S. A. Protostars . Kde, jak a z čeho se tvoří hvězdy . Hvězdy typu T Tauri . Astronet (1992) . Získáno 14. listopadu 2020. Archivováno z originálu dne 23. září 2015.
  10. ↑ Kononovich, Moroz, 2004 , str. 356-358.
  11. ↑ Miláček D. T Tauri hvězda  . Internetová encyklopedie vědy . Získáno 6. října 2020. Archivováno z originálu dne 27. ledna 2021.
  12. ↑ Miláček D. FU Hvězda Orionis  . Internetová encyklopedie vědy . Získáno 6. října 2020. Archivováno z originálu dne 1. září 2019.
  13. ↑ M. Vioque, R. D. Oudmaijer, M. Schreiner, I. Mendigutía, D. Baines. Katalog nových Herbigových hvězd Ae/Be a klasických Be - Přístup ke strojovému učení Gaia DR2  // Astronomie a astrofyzika  . - N. Y. : Wiley-Blackwell , 2020. - 1. června ( sv. 638 ). —P.A21 . _ — ISSN 1432-0746 0004-6361, 1432-0746 . - doi : 10.1051/0004-6361/202037731 . Archivováno z originálu 5. srpna 2020.
  14. ↑ Miláček D. Herbig hvězda Ae/Be . Internetová encyklopedie vědy . Získáno 6. října 2020. Archivováno z originálu dne 14. října 2020.
  15. ↑ Evoluce hvězd . Katedra astronomie a kosmické geodézie . Tomská státní univerzita . Staženo 14. listopadu 2020. Archivováno z originálu dne 13. července 2018.
  16. ↑ 1 2 Surdin V. G. , Lamzin S. A. Protostars . Kde, jak a z čeho se tvoří hvězdy . Z mraku ke hvězdě . Astronet (1992) . Získáno 14. listopadu 2020. Archivováno z originálu dne 23. září 2015.
  17. ↑ Kononovich, Moroz, 2004 , str. 393–394.
  18. ↑ Karttunen a kol., 2007 , s. 243.
  19. ↑ I.-Juliana Sackmann, Arnold I. Boothroyd, Kathleen E. Kraemer. Naše slunce. III. Současnost a budoucnost  //  The Astrophysical Journal . - Bristol: IOP Publishing , 1993. - 1. listopadu ( sv. 418 ). - str. 457 . — ISSN 0004-637X . - doi : 10.1086/173407 . Archivováno z originálu 26. února 2008.
  20. ↑ Kononovich, Moroz, 2004 , str. 356–358.
  21. ↑ Track Darling D. Henyey  . Internetová encyklopedie vědy . Datum přístupu: 14. listopadu 2020.
  22. ↑ Henyey track  . Oxford Reference . Oxford University Press . Získáno 14. listopadu 2020. Archivováno z originálu dne 15. července 2021.
  23. ↑ Henyey LG ; Lelevier R.; Levée RD Rané fáze hvězdné evoluce  (anglicky)  // Zpráva. - San Francisco: The Astronomical Society of the Pacific , 1955. Archivováno z originálu 8. října 2020.
  24. ↑ Burrows A.; Hubbard WB; Saumon D.; Lunine JI Rozšířená sada modelů hnědého trpaslíka a hvězd o velmi nízké hmotnosti  //  The Astrophysical Journal  : akademický časopis. - Bristol: IOP Publishing , 1993. - Sv. 406 , č.p. 1 . - S. 158-171 . — ISSN 0004-637X . - doi : 10.1086/172427 . - .  — Viz str. 160.
  25. ↑ Kononovich, Moroz, 2004 , str. 398.

Literatura

  Přejděte na položku Wikidata  Slovníky a encyklopedie