Space Exploration Technologies

Изменения представлений о протозвездах - часть 2

Таким образом, со стороны наблюдателей в это время претензий к теории не было. Однако вскоре претензии появились у теоретиков. Во второй половине 60-х годов они обратили внимание на то, что уже в исходном состоянии распределение плотности газа в облаке не может быть однородным. Поскольку продолжительность быстрого сжатия (tпад) уменьшается с ростом плотности, малая начальная неоднородность облака должна резко возрастать уже на стадии изотермического сжатия.

С учетом этого обстоятельства первым теоретически проследил превращение облака в звезду американский астрофизик Р. Ларсон. В 1969 г. он выполнил численные расчеты, результат которых для облака массой 1 Мс и начальной плотностью 10-19 г/см3 мы сейчас коротко опишем.

Вскоре после начала сжатия распределение плотности в облаке становится очень неоднородным: оно сильно увеличивается к центру. Спустя время, равное 1.3 tпад, центральная область становится непрозрачной для инфракрасного излучения, и температура в ней начинает быстро увеличиваться. Вскоре формируется ядро, параметры которого в начальный момент следующие: Т = 200 К. М = 5·10-2 Mс, R = 102 Rс. Как и в модели Хаяши - Накано. вокруг ядра возникает ударная волна, отделяющая непрозрачную область равновесия от свободно падающей изотермической оболочки.

Медленное сжатие ядра продолжается до тех пор, пока при температуре около 2000 К не начнется разрушение молекул водорода, а вскоре и ионизация его атомов. Эти процессы поглощают много энергии; равновесие ядра нарушается, и оно стремительно сжимается. Новое состояние равновесия теперь уже у плазменного ядра наступает при следующих параметрах: Т = 2·104 К, М = 10-3 Мс, R = 1 Rс. Это ядро более компактно, чем в модели Хаяши - Накано, и поэтому скорость падающего на его поверхность вещества больше - около 100 км/с. Соответственно выше оказываются температура и светимость в ударной волне.

Другое существенное отличие заключается в том, что к моменту образования плотного ядра основная масса оболочки имеет почти такие же параметры, как и в начале сжатия. Причина в том, что существенное уменьшение плотности от центра к краю протозвезды приводит к перепаду давления, который замедляет сжатие. В результате этих особенностей возникает качественно новое состояние: горячее компактное ядро, интенсивно излучающее в оптическом диапазоне, на которое сравнительно долго (около 1 млн. лет) идет аккреция (падение) вещества протяженной оболочки.

Рост массы ядра за счет аккреции происходит до тех пор, пока не упадет все вещество. В этот период протозвезда для внешнего наблюдателя выглядит как крайне холодный, инфракрасный объект, поскольку излучение ядра полностью поглощается веществом оболочки и переизлучается в длинноволновом диапазоне спектра.

В некотором смысле сходная ситуация возникала и в расчетах японских астрофизиков, когда объект проходил стадию адиабатического сжатия. Однако продолжительность этой стадии столь невелика (около 20 лет), что трудно было надеяться застать будущую звезду именно на этом этапе эволюции. Вероятно, по этой причине для объектов такого рода в то время ученые не придумали специального названия. Но после появления работ Ларсона такая необходимость возникла, и было предложено сжимающиеся облака, в центре у которых сформировалось равновесное ядро, называть протозвездами.

Когда же оболочка полностью упадет на ядро и все вещество из молекулярного газа превратится в плазму протозвезда попадает на траекторию Хаяши. По новой терминологии объекты на стадии Хаяши следует называть молодыми звездами или звездами на стадии приближения в главной последовательности. Этой терминологии мы и будем в дальнейшем придерживаться.

Расчеты Ларсона не только увеличили длительность протозвездной стадии эволюции, но и изменили размер молодой звезды в момент ее появления из непрозрачного "кокона". В самом деле, согласно этим расчетам ударная волна на границе ядра возникает рано и существует очень долго. Нагретое в ней вещество излучает большой поток энергии, которая черпается из энергии гравитационного сжатия протозвезды. Поэтому к моменту, когда протозвезда попадает на траекторию Хаяши, работа сил гравитации должна обеспечить не только разрушение молекул и атомов вещества, но и его длительное излучение в ударной волне. Поэтому переход от протозвезды к молодой звезде происходит при радиусе Rx всего 2 Rс, а не 50 Rс, как в модели японских астрофизиков.

Дальнейшая эволюция молодой звезды протекает так же, как это предсказывала теория 25-летней давности. Соответственно все выводы относительно звезд типа Т Тельца сохранили свою силу. Единственная, но очень важная претензия наблюдателей к новой теории заключалась в том, что многие звезды типа Т Тельца здмеют радиусы, значительно больше 2 Rс, хотя и меньше 50 Rс.

начало