Protostar

Protohvězda  je hvězda v počáteční fázi svého vývoje a v konečné fázi svého vzniku před začátkem termonukleární fúze. Přesné hranice tohoto konceptu jsou rozmazané a samotné protohvězdy mohou mít zcela odlišné vlastnosti. V každém případě je však v procesu evoluce hvězd výchozím bodem protohvězdového stupně začátek stlačování molekulárního mračna a konečným okamžikem, kdy se termonukleární fúze stává hlavním zdrojem energie. hvězda a stává se z ní plnohodnotná hvězda hlavní posloupnosti . V závislosti na hmotnosti protohvězdy může tato fáze trvat od 10 5 let u největších objektů až po 10 9 let u nejmenších.

V anglicky psané literatuře se termín "protostar" používá pouze pro fázi, kdy ještě probíhá narůstání skořápky; k popisu celého vývoje hvězdy, když ještě nedosáhla hlavní posloupnosti, se používá termín „young stellar object“ ( angl.  young stellar object ).

Charakteristika

Vzhledem ke změnám, kterými protohvězdy v průběhu času procházejí, se jejich parametry liší v poměrně širokém rozmezí. Jejich hmotnosti mohou dosáhnout 100–150 M ⊙ ; minimální hmotnost protohvězd, které se později stanou plnohodnotnými hvězdami, je 0,07–0,08 M ​​⊙ , existují však objekty s nižší hmotností [1] . Efektivní teplota protohvězd během formování je několik desítek kelvinů a postupně se zvyšuje na teplotu, kterou bude mít hvězda v hlavní posloupnosti . Celková svítivost protohvězd je od 10 −3 do 10 5 L ⊙ [2] . Protohvězdy jsou mladé objekty, které nestihly opustit mateřský molekulární mrak a jsou nejčastěji poměrně těsně seskupené v nejhustších a nejneprůhlednějších částech mraku. Koncentrace protohvězd ve většině případů přesahuje 1 pc −3 a přibližně polovina z nich je seskupena v oblastech s koncentrací větší než 25 pc −3 [3] .

Klasifikace

Obvykle se rozlišují čtyři třídy protohvězd: 0, I, II a III, které se liší především svými spektry. Tyto rozdíly jsou způsobeny rozdíly v evolučních stádiích (viz níže ) [3] [4] [5] [6] [7] .

• Třída 0: Protohvězda vyzařuje hlavně v daleko infračerveném a milimetrovém rozsahu. Emisní spektrum je černé těleso , jeho efektivní teplota je menší než 70 K. Pozorován je pouze plynový a prachový obal, jehož hmotnost je větší než hmotnost protohvězdy. V této fázi stráví protohvězdy se střední hmotností asi 10 5 let: odhad trvání na 10 4 let je běžný, ale zdá se, že je chybný a je způsoben skutečností, že měření byla provedena na anomálním vzorku [3] .
• Třída I: Spektrum je podobné spektru protohvězdy třídy 0, ale je zde také výtok v blízkosti infračerveného záření. Emisní spektrum je také černé těleso, jeho efektivní teplota je od 70 do 650 K , ale má přebytek infračerveného záření , které vytváří akreční disk . Hmotnost protohvězdy převyšuje hmotnost okolní hmoty. V této fázi protohvězdy střední hmotnosti stráví asi 10 5 let.
• Třída II: maxima spektra je dosaženo v blízké infračervené oblasti, protohvězda je viditelná i v optické oblasti. Efektivní teplota spektra černého tělesa se pohybuje od 650 do 2800 K , přebytek infračerveného záření je méně výrazný. V této fázi protohvězdy střední hmotnosti stráví asi 10 6 let.
• Třída III: maximum spektra je ve viditelné oblasti. Efektivní teplota spektra černého tělesa je více než 2800 K a prakticky neexistuje žádný přebytek infračerveného záření. V této fázi protohvězdy střední hmotnosti stráví asi 10 7 let.

Existuje také alternativní klasifikace, pro kterou je zaveden parametr v rozsahu od 2,2 do 10–25 µm. Tato hodnota charakterizuje závislost spektrální hustoty záření na vlnové délce: jestliže , pak je tok na dlouhých vlnových délkách větší než na krátkých vlnových délkách a naopak, jestliže . V této klasifikaci je protohvězda zařazena do třídy I, pokud má její spektrum protohvězdy s , třída II zahrnuje protohvězdy s , a třída III zahrnuje protohvězdy s . Pokud hvězda není pozorována na vlnových délkách menších než 10 µm, je zařazena do třídy 0. Třídy v těchto dvou systémech si přibližně odpovídají [3] [4] . Někdy se zdroje s rozlišují na samostatný typ - zdroje s plochým spektrem ( anglicky flat Spectrum ) [8] .  

Některé protohvězdy mohou patřit, kromě výše uvedených tříd, k jiným typům hvězd podle odlišných klasifikačních principů. Například protohvězdy třídy II a III s hmotností do 3 M ⊙ jsou proměnlivé a jsou to hvězdy T Tauri [5] [6] [9] , nebo v některých případech fuory [10] . Objekty s větší hmotností, až 10 M ⊙ , procházejí Herbigovým (Ae/Be) stádiem ve stádiu protohvězdy [11] [12] .

Evoluce

Formace

Hvězdy jsou tvořeny z molekulárních mraků složených primárně z vodíku a helia . Když se v oblaku objeví gravitační nestabilita , začne se zmenšovat a dále se dělí na menší oblasti, z nichž každá se dále hroutí - někdy je tento okamžik považován za začátek stádia protohvězdy [13] , ale častěji se považuje za vytvoření hydrostaticky rovnovážného jádra (viz obr. níže ).

V důsledku komprese se energie uvolňuje, ale vzhledem k tomu, že mrak je propustný pro infračervené záření o vlnové délce více než 10 mikronů, je celá vyzářena do okolního prostoru. Oblak však postupně houstne, stává se stále více neprůhledným pro vlastní záření a v určitém okamžiku se začne zahřívat [14] [15] .

Rychlá komprese

Ke kompresi oblaku dochází nerovnoměrně a nějakou dobu po začátku stlačování se v oblaku vytvoří hydrostaticky rovnovážné jádro – obvykle se má za to, že od tohoto okamžiku je oblak, respektive jeho jádro, protohvězda [15] [ 16] . Téměř bez ohledu na hmotnost oblaku bude hmotnost jádra 0,01 M ⊙ a poloměr bude několik AU. a teplota ve středu je 200 K. Narůstání vnějších vrstev mraku na jádro vede ke zvýšení jeho hmotnosti a teploty, ale při teplotě 2000 K se jeho růst zastaví, protože energie je vynaložena na rozpad molekul vodíku. V určitém okamžiku je rovnováha narušena a jádro se začíná smršťovat. Dalšího rovnovážného stavu je dosaženo pro menší, nyní ionizované jádro o hmotnosti 0,001 M ⊙ , poloměru asi 1 R ⊙ a teplotě 2⋅10 4 K a za pouhých 10 let látka z prvního vytvořeného jádra spadne na menší ionizované jádro. Jádro vyzařující v optické oblasti je zároveň skryto před okolním prostorem obalem, který má mnohem nižší teplotu a vyzařuje pouze v infračervené oblasti [15] . V tomto okamžiku protohvězda patří do třídy 0 a poté postupně přechází do třídy I [5] [7] .

Narůstání vnějších vrstev pokračuje, protohvězda postupně zvětšuje svůj poloměr na 4 R ⊙ , který zůstane prakticky nezměněn až do dokončení akrece [7] , a hmota dopadající na jádro rychlostí 15 km/s tvoří rázová vlna . Látka kulovitého obalu dopadá na jádro, ionizuje se, a když většina materiálu dopadne na protohvězdu, stane se dostupnou pro pozorování [17] . Do tohoto okamžiku probíhá stlačování vnějšího obalu po dynamické časové škále , to znamená, že jeho trvání odpovídá době trvání volného pádu látky, kterému nebrání tlak plynu [18] .

Rychlost narůstání na protohvězdu souvisí s rychlostí zvuku v obalovém médiu, označovanou , a gravitační konstantou vztahem , kde je bezrozměrný koeficient, který v různých modelech nabývá hodnot řádově 30 ; v průměru to odpovídá hodnotě v řádu 10 −5 M ⊙ /rok. Postupem času se rychlost akrece snižuje a veškerý materiál obalu padá na protohvězdu po dobu asi milionu let [7] .

U protohvězd o dostatečně velké hmotnosti rostoucí tlak záření a hvězdný vítr odfouknou část materiálu obalu a může vzniknout Herbig-Harův objekt [17] [19] [20] . Navíc, jestliže mrak zpočátku rotoval, protostar může ještě mít protoplanetární disk , sestávat z hmoty, která neakcretovala na hvězdě; následně se může vyvinout v planetární systém [7] [21] .

Pomalá komprese

Protohvězdy, které již dokončily akreci skořápek, se někdy rozlišují na samostatný typ: hvězdy až do hlavní posloupnosti , patří sem třídy protohvězd II a III . V anglicky psané literatuře se takovým objektům již neříkají protostars, ale existuje termín „young stellar object“ ( angl. young stellar object ), který spojuje protohvězdy a hvězdy až do hlavní sekvence [7] [22] .  

Polohu protohvězdy lze zaznamenat na Hertzsprung-Russellově diagramu : protohvězda, která má nízkou teplotu a vysokou svítivost, se nachází v její pravé horní části. Dokud ve hvězdě nezačnou termonukleární reakce a ona uvolní energii vlivem gravitační kontrakce, pomalu se pohybuje směrem k hlavní posloupnosti [7] [15] [17] .

Vzhledem k tomu, že tato tělesa jsou podporována vlastním tlakem, jsou stlačována mnohem pomaleji než v předchozí fázi – v tepelném časovém měřítku , tedy po dobu, během níž je polovina potenciální gravitační energie vynaložena na záření [18] . U nejhmotnějších hvězd to trvá asi 10 5 let a u nejméně hmotných asi 10 9 let. U Slunce trvala fáze kontrakce a přechodu do hlavní posloupnosti 30 milionů let [15] [23] [24] [25] .

V roce 1961 Chushiro Hayashi (Hayashi) ukázal, že pokud je celý objem hvězdy obsazen konvektivní zónou, pak se při pomalé kompresi její teplota prakticky nemění a svítivost klesá - to odpovídá pohybu aktuální polohy hvězda svisle dolů na diagramu a taková dráha hvězdy se běžně nazývá Hayashi track . Hvězdy s hmotností v rozmezí od 0,3–0,5 M ⊙ (podle různých odhadů) do 3  M ⊙ přestávají mít během komprese konvektivní vrstvy a v určitém okamžiku opouštějí Hayashiho dráhu, zatímco hvězdy s hmotností menší než 0,3–0,5 M ⊙ jsou na dráze Hayashi po celou dobu komprese [15] [26] [27] .

Po opuštění dráhy Hayashi (u hvězd střední hmotnosti) nebo od samého počátku pomalé kontrakce (u hmotných hvězd) přestává být hvězda konvektivní a při kontrakci se začíná zahřívat, přičemž svítivost se mění nepatrně. To odpovídá pohybu doleva v diagramu a tato část cesty se nazývá Henyho dráha [26] [27] [28] .

Každopádně při kompresi se teplota ve středu hvězdy zvýší a v jádru hvězdy začnou probíhat termonukleární reakce – u hvězd o nízké a střední hmotnosti nějakou dobu po začátku stlačování a u hvězd s hmotnost větší než 8 M ⊙ - ještě předtím, než zastaví narůstání [4] . V raných fázích je to přeměna lithia a berylia na helium a tyto reakce produkují méně energie, než hvězda vyzařuje. Komprese pokračuje, ale zvyšuje se podíl termojaderných reakcí na uvolňování energie, jádro se dále zahřívá a při dosažení teploty 3–4 mil . K začíná přeměna vodíku na helium v ​​cyklu pp [16] .

V určitém okamžiku, pokud má hvězda hmotnost větší než 0,07-0,08 M ​​⊙ , se uvolnění energie v důsledku termonukleárních reakcí porovná se svítivostí hvězdy a komprese se zastaví - tento okamžik je považován za okamžik konce hvězdy. vznik hvězdy a její přechod do hlavní posloupnosti . Pokud má hvězda hmotnost menší, než je tato hodnota, mohou v ní po určitou dobu probíhat i termojaderné reakce, nicméně hmota hvězdy v jádře degeneruje dříve, než se komprese zastaví, takže se termonukleární reakce nikdy nestanou jediným zdrojem energie a komprese se nezastaví. Takové objekty se nazývají hnědí trpaslíci [15] [29] [30] .

Historie studia

Hypotézu, že hvězdy vznikají zhuštěním mezihvězdného plynu, předložil Isaac Newton , ačkoliv poskytl pouze kvalitativní popis procesu. Teprve v roce 1902 publikoval James Jeans své výpočty a závěr, že při dostatečné hmotnosti by se oblak plynu mohl začít hroutit, když vlny procházely [31] .

Poprvé termín „protostar“ zavedl Victor Ambartsumyan v roce 1953: v jeho hypotéze byly protohvězdy nazývány hypotetická předhvězdná tělesa, která se později rozpadají na hvězdy [32] [33] . Blízko modernímu pojetí protohvězd se objevilo díky Chushiro Hayashi , který modeloval protohvězdy a v roce 1966 publikoval článek popisující tyto objekty podrobně [34] . V budoucnu zůstaly hlavní myšlenky prakticky nezměněny, ale teorie byla zpřesněna: například Richard Larson zpřesnil některé hodnoty parametrů protohvězd během jejich vývoje [17] [35] .

Protohvězdy v raných fázích evoluce byly přitom pozorovány až na konci 80. let – hlavní problém spočíval v tom, že samotné protohvězdy byly zpočátku skryty za hustým plynovým a prachovým obalem. Navíc samotný obal vyzařuje hlavně v infračervené oblasti , která je silně pohlcována zemskou atmosférou , což dále komplikuje pozorování ze zemského povrchu [36] . Po dlouhou dobu byly hlavním zdrojem informací o hvězdách v počáteční fázi vývoje hvězdy T Tauri , které byly identifikovány jako samostatný typ hvězd již v roce 1945 [17] [37] . Vesmírné infračervené dalekohledy jako Spitzer a Herschel také významně přispěly ke studiu protohvězd : například jen v oblaku Orion je nyní známo nejméně 200 protostar [38] [39] .

Poznámky

1. ↑ Richard W. Pogge. Přednáška 14 : Vznik hvězd  . Astronomie . Státní univerzita v Ohiu . Získáno 11. října 2020. Archivováno z originálu 12. července 2010.
2. ↑ 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.
3. ↑ 1 2 3 4 Neal J., II Evans, Michael M. Dunham, Jes K. Jørgensen, Melissa L. Enoch, Bruno Merín. Výsledky Spitzer c2d Legacy: Rychlost a efektivita tvorby hvězd; Evolution and Lifetimes  //  The Astrophysical Journal Supplement Series . - Bristol: IOP Publishing , 2009. - 1. dubna ( sv. 181 ). — S. 321–350 . - doi : 10.1088/0067-0049/181/2/321 . Archivováno z originálu 5. července 2014.
4. ↑ 1 2 3 Christopher F. McKee, Eve C. Ostriker. Theory of Star Formation  (anglicky)  // Annual Review of Astronomy and Astrophysics . - San Francisco: Annual Reviews , 2007. - 1. září ( vol. 45 ). — S. 565–687 . — ISSN 0066-4146 . - doi : 10.1146/annurev.astro.45.051806.110602 . Archivováno z originálu 13. července 2019.
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 6. října 2020. Archivováno z originálu dne 17. dubna 2021.
6. ↑ 1 2 Philip Armitage. Protohvězdy a  hvězdy před hlavní posloupností . Jila . University of Colorado . Získáno 6. října 2020. Archivováno z originálu dne 11. října 2020.
7. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 Richard B. Larson. Fyzika vzniku hvězd  (angl.)  // Reports on Progress in Physics . - Bristol: IOP Publishing , 2003. - Září ( vol. 66 , Iss. 10 ). - S. 1651-1697 . — ISSN 0034-4885 . - doi : 10.1088/0034-4885/66/10/R03 . Archivováno z originálu 7. dubna 2021.
8. ↑ DSL stoupá. Identifikace fyzických blízkých párů galaxií  //  The Astronomical Journal . - Bristol: IOP Publishing , 2007. - 1. července ( sv. 134 ). — S. 71–76 . — ISSN 0004-6256 . - doi : 10.1086/518240 .
9. ↑ David Darling. Hvězda T Tauri . Internetová encyklopedie vědy . Získáno 6. října 2020. Archivováno z originálu dne 27. ledna 2021. (neurčitý)
10. ↑ David Darling. Hvězda F.U. Orionis . Internetová encyklopedie vědy . Získáno 6. října 2020. Archivováno z originálu dne 1. září 2019. (neurčitý)
11. ↑ 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  . - Les Ulis: EDP Sciences , 2020. - 1. června ( vol. 638 ). —P.A21 . _ — ISSN 1432-0746 0004-6361, 1432-0746 . - doi : 10.1051/0004-6361/202037731 . Archivováno z originálu 5. srpna 2020.
12. ↑ David Darling. Herbig Ae/Be hvězda . Internetová encyklopedie vědy . Získáno 6. října 2020. Archivováno z originálu dne 14. října 2020. (neurčitý)
13. ↑ Surdin, 2015 , str. 143.
14. ↑ Kononovich, Moroz, 2004 , str. 387.
15. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 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. (neurčitý)
16. ↑ 12 Karttunen a kol., 2007 , s. 244.
17. ↑ 1 2 3 4 5 Surdin V. G. , Lamzin S. A. Protostars . Kde, jak a z čeho hvězdy vznikají. . Co jsou protohvězdy? . Astronet (1992) . Datum přístupu: 20. července 2010. Archivováno z originálu 6. března 2012. (neurčitý)
18. ↑ 1 2 Evoluce hvězd . Katedra astronomie a kosmické geodézie . Tomská státní univerzita . Získáno 4. října 2020. Archivováno z originálu dne 13. července 2018. (neurčitý)
19. ↑ Vznik a evoluce hvězd  . Encyklopedie Britannica . Encyklopedie Britannica Inc. Získáno 8. října 2020. Archivováno z originálu 1. ledna 2018.
20. ↑ David Darling. Herbig-Haro objekt . Internetová encyklopedie vědy . Získáno 8. října 2020. Archivováno z originálu dne 29. dubna 2021. (neurčitý)
21. ↑ Kononovich, Moroz, 2004 , str. 356–358.
22. ↑ RG Research: Young Stellar Objects . Harvard C.F.A. Harvard University Press . Získáno 29. ledna 2021. Archivováno z originálu dne 24. listopadu 2017. (neurčitý)
23. ↑ Kononovich, Moroz, 2004 , str. 393–394.
24. ↑ Karttunen a kol., 2007 , s. 243.
25. ↑ 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 ). - S. 457 . — ISSN 0004-637X . - doi : 10.1086/173407 . Archivováno z originálu 26. února 2008.
26. ↑ 12 Dráha Darling D. Henyey . Internetová encyklopedie vědy . Datum přístupu: 11. července 2020.  (neurčitý)
27. ↑ 12 Henyey track . Oxford Reference . Oxford University Press . Získáno 11. července 2020. Archivováno z originálu dne 15. července 2021. (neurčitý)
28. ↑ 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.
29. ↑ 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.
30. ↑ Kononovich, Moroz, 2004 , str. 398.
31. ↑ Surdin, 2015 , str. 140.
32. ↑ Viktor  Ambartsumian . www.aras.am _ Jerevan: Arménská astronomická společnost. Získáno 5. října 2020. Archivováno z originálu dne 11. dubna 2021.
33. ↑ Nasimovič Yu. A. Hvězdy . Jak se rodí hvězdy . Astronet . Získáno 5. října 2020. Archivováno z originálu dne 17. prosince 2011. (neurčitý)
34. ↑ Chushiro Hayashi. Evolution of Protostars  (anglicky)  // Annual Review of Astronomy and Astrophysics . - Pato Alto: Annual Reviews , 1966. - Sv. 4 . — S. 171 . - doi : 10.1146/annurev.aa.04.090166.001131 .
35. ↑ Richard B. Larson. Numerické výpočty dynamiky kolabující protohvězdy  // Měsíční zprávy Královské astronomické společnosti  . - N. Y .: Wiley-Blackwell , 1969. - 1. srpen ( sv. 145 , ses. 3 ). — S. 271–295 . — ISSN 0035-8711 . - doi : 10.1093/mnras/145.3.271 . Archivováno z originálu 10. září 2020.
36. ↑ Hvězdičky  . _ Spitzerův vesmírný dalekohled NASA . Získáno 7. listopadu 2020. Archivováno z originálu dne 13. listopadu 2020.
37. ↑ Surdin V. G. , Lamzin S. A. Protostars . Kde, jak a z čeho se tvoří hvězdy . Hvězdy typu T Tauri . Astronet (1992) . Získáno 6. listopadu 2020. Archivováno z originálu dne 23. září 2015. (neurčitý)
38. ↑ Průzkum Herschel Orion Protostars SED vyhovuje definitům katalogu . irsa.ipac.caltech.edu . Získáno 7. listopadu 2020. Archivováno z originálu dne 14. dubna 2021. (neurčitý)
39. ↑ MM Dunham, AM Stutz, LE Allen, NJ, II Evans, WJ Fischer. Evoluce protohvězd: Postřehy z deseti let infračervených průzkumů se Spitzerem a Herschelem // Protohvězdy a planety VI  . — Tucson; Huston: The University of Arizona Press ; Lunar and Planetary Institute , 2014. - S. 195-218. — 945 s. - ISBN 978-0-8165-3124-0 . - doi : 10.2458/azu_uapress_9780816531240-ch009 .

Literatura

• E. V. Kononovič; Moroz V. I. Obecný kurz astronomie / ed. V. V. Ivanova . — 2., opraveno. — M .: URSS , 2004. — 544 s. — ISBN 5-354-00866-2 .
• Karttunen H., Kroger P., Oja H., Poutanen M., Donner KJ Fundamental Astronomy . — 5. vydání. - Berlin, Heidelberg, N. Y. : Springer , 2007. - 510 s. — ISBN 978-3-540-34143-7 .
• Surdin VG Astronomie: XXI století. - 3. vyd. - Fryazino: Vek 2, 2015. - 608 s. — ISBN 978-5-85099-193-7 .

Slovníky a encyklopedie	velká čínština Skvělý norský Velký Rus Britannica (online)
V bibliografických katalozích	GND : 4176032-3