www.ASTROLAB.ru

ASTROLAB.ruЗвездыПротозвезды
ГлоссарийФото космосаИнтернет магазинКосмос видео



Протозвезды
Версия для печати

Звезды образуются в результате гравитационной неустойчивости в холодных и плотных молекулярных облаках. Поэтому звезды всегда рождаются группами (скоплениями, комплексами). Гигантские молекулярные облака с массами, большими 105 М (их известно более 6 000), содержат 90 % всего молекулярного газа Галактики. Именно с ними связаны области звездообразования. Если бы гигантские молекулярные облака в Галактике свободно сжимались из-за гравитационной неустойчивости, то за 50 миллионов лет из них образовались бы звезды. Сжатию способствуют ударные волны при расширении остатков вспышек сверхновых, спиральные волны плотности и звездный ветер от горячих ОВ-звезд. Температура вещества при переходе от молекулярных облаков к звездам возрастает в миллионы раз, а плотность – в 1020 раз.

Стадия развития звезды, характеризующаяся сжатием и не имеющая еще термоядерных источников энергии, называется протозвездой (греч. протос «первый»). Эволюцию протозвезды массой 1 М можно разделить на три стадии:

ХарактеристикаФаза 1
Формирование
Фаза 2
Быстрое сжатие
Фаза 3
Медленное сжатие
Размер1018-1015 м
1000-1 а.е.
1015-1010 м
1 а.е. - десятки R0
1010-109 м
10-1 R0
Плотность p, кг/м310-19-10-1610-16-11-103
Температура в центре, К1010-106106-107
Длительность, лет1071055•107
НаблюдениеРадиодиапазонИнфракрасный диапазонОптический диапазон
ХарактеристикаНачало гравитационной неустойчивостиБыстрое сжатие, практически свободное падение вещества к центру облакаПротозвезда становится непрозрачной для собственного теплового излучения; температура и давление растут, сжатие замедляется


По достижению температуры в несколько миллионов градусов в центре начинаются термоядерные реакции. Минимальная масса, которая необходима для этого, составляет около одной двенадцатой массы Солнца. Если вещества меньше, то реакции нуклеосинтеза никогда не начнутся. Объекты, массы которых лежат в промежутке 0,01–0,08 М, называются коричневыми карликами. Поскольку излучают они очень слабо, обнаружить их чрезвычайно сложно.

В 60-е годы ХХ века Ч. Хаяши и Т. Накано впервые подробно рассмотрели динамику сжатия протозвезды. Они показали, что в процессе сжатия температура фотосферы молодой звезды возрастает до 3 000 К, светимость звезды – до 300 L. На диаграмме Герцшпрунга – Рассела расчеты для звезд разной массы образуют треки протозвезд Хаяши и характеризуют процесс образования звезд до главной последовательности.

Заключительные стадии формирования звезды могут быть весьма бурными. Помимо так называемого протозвездного ветра многие звезды выбрасывают с огромной скоростью в пространство гигантские струи горячего вещества – джеты. Причины образования джетов пока неизвестны.






??????.???????