Space Exploration Technologies

Что же такое протозвезды? - часть первая

Пытаться найти ответ на вопрос, вынесенный в заголовок этого-раздела с помощью научно-популярной литературы, дело почти безнадежное. Судите сами. На стр. 231 книги "Происхождение и эволюция галактики звезд" написано: "Под термином "протозвезды" обычно понимают такую фазу эволюции звезды, когда она уже освободилась от сжимающейся среды, больше не фрагментирует и сжимается дальше самостоятельно... до тех пор, пока не включатся термоядерные источники энергии и звезда не перейдет на главную последовательность".

В другой книге "Протозвезды и протопланеты", написанной в том же году, на стр. 322 не менее категорично утверждается: "Обычно считается, что протозвезды - это объекты с температурой поверхности ниже 3000 К, в ходе эволюции проходящие через область диаграммы Герцшпрунга - Рессела, которая... запрещена для моделей звезд, находящихся в гидростатическом равновесии". В маленькой энциклопедии "Физика космоса", на стр. 263 читаем: "Протозвезды - непрозрачные массы газа, в которых гравитация уравновешена внутренним давлением", но там же на стр. 725 утверждается, что "коллапсирующие объекты звездной массы называются протозвездами".

Этот разнобой отнюдь не случаен. Он отражает ситуацию, возникшую при попытке согласовать теоретические расчеты с наблюдениями процесса рождения звезд из газовых облаков. Чтобы читателю стало ясно, в чем причина сегодняшних трудностей, нам придется не только изложить результаты исследований последних лет, но и описать более ранние представления о протозвездах.

Итак, после того как силы тяготения по той или иной причине превысят силы газового давления, облако начинает сжиматься. Рассмотрим для начала случай сферически симметричного облака массой 1 Мс, пренебрегая его вращением и присутствием магнитного поля. Если причиной сжатия служит гравитационная неустойчивость, то облако в начале сжатия должно иметь размер hJ = 1,5 ·1017 см = 2 · 106 Rс, среднюю плотность р = 10--19 г/см3 и температуру около 15 К. При таких параметрах облако непрозрачно для видимого и более коротковолнового излучения, но прозрачно для инфракрасного излучения с длиной волны h > 10 мкм.

Работа сил тяготения при сжатии облака вначале идет в основном на увеличение кинетической энергии движущихся к центру частиц, и лишь малая часть ее переходит в тепло за счет соударений молекул друг с другом и с пылинками. Но температура газа при этом не меняется, поскольку рождающиеся при столкновении частиц кванты инфракрасного излучения свободно покидают облако, унося с собой всю тепловую энергию.

Из-за того, что сжатие протекает почти при постоянной температуре (т. е. изотермически), давление газа растет гораздо медленнее, чем сила гравитации, и вскоре после начала сжатия давлением газа в расчетах можно просто пренебречь. Это означает, что время, необходимое облаку для существенного сжатия, будет равно времени свободного падения (tпад), которое для нашего случая составляет приблизительно 0,2 млн. лет.

По мере сжатия облака плотность газа возрастает, и кванты инфракрасного излучения начинают застревать в веществе, передавая свою энергию молекулам и пылинкам. Предположим, как это сделали в начале 60-х годов японские астрофизики Ч. Хаяши и Т. Накано,. что на стадии свободного падения сжатие облака происходит однородно, т. е. плотность газа меняется со временем одинаково во всех точках облака. Тогда в нашем облаке стадия непрозрачности наступит в тот момент, когда его радиус уменьшится примерно в 100 раз. Необходимое для этого время очень близко к tпад. Как только облако станет непрозрачным для собственного теплового излучения, температура газа начнет повышаться. Давление газа при этом быстро возрастет и в определенный момент остановит сжатие облака.

Впервые этот процесс был изучен Хаяши и Накано в 1964 г. Они рассчитали эволюцию первоначально однородного изотермического шара массой 1 Mс, начиная с момента, когда облако впервые стало непрозрачным. В этот момент радиус облака 2,5· 104 Rс, плотность 4 · 10-14 г/см3 и температура 15 К. Расчеты показали, что возрастание непрозрачности вещества происходит столь быстро, что диффузия излучения наружу не успевает отводить выделяющееся при сжатии тепло. Поэтому появляется дополнительный механизм теплоотвода - конвекция, которая не только отводит тепло, но и превращает однородное распределение давления, плотности; и температуры в адиабатическое.

В этот момент силы гравитации играют все еще основную роль, т. е. сжатие происходит в режиме свободного гравитационного падения. Однако, для адиабатического распределения характерно уменьшение плотности от центра облака к его периферии. А поскольку tпад уменьшается с увеличением плотности, центральная; часть облака будет сжиматься быстрее, чем внешняя, и распределение плотности с течением времени будет становиться все более и более неоднородным.

В результате уже через несколько лет после начала адиабатического сжатия в центральной области протозвезды создаются условия для формирования гидростатически равновесного ядра массой 10-2 Мс, радиусом 6·103 Rс, центральной температурой 2100 К и плотностью 6·10-8 г/см3. В то же время внешние слои по-прежнему свободно падают к центру. Наталкиваясь на ядро со скоростью около 1 км/с, вещество внешних слоев резко тормозится, и на границе ядра возникает ударная волна, в которой кинетическая энергия падающего газа превращается в тепло.

Падающее вещество оболочки влияет на ядро двояким образом: во-первых, оно увеличивает его массу, заставляя o быстрее сжиматься, а во-вторых, способствует его нагреву. Пока температура в центре не поднимется до 104 К, ядро остается в гидростатическом равновесии. Однако выше этой температуры начинается ионизация атомов водорода, и тепловая энергия расходуется н& только на нагрев газа, но и на разрушение атомов - сходная ситуация возникает при плавлении твердых тел и при кипении жидкостей. По этой причине давление в результате сжатия увеличивается медленнее, чем сила тяжести, и гидростатическое равновесие в ядре нарушается. Оно начинает сжиматься быстро и неоднородно.

Когда весь газ становится ионизованным, возобновляется быстрый рост температуры, что приводит к появлению нового гидростатически равновесного ядра меньших размеров (М = 10-2 Мс, R = 103 Rс). На границе нового ядра возникает вторая ударная волна, гораздо более сильная, чем первая: ведь сила тяжести и скорость падения газа здесь существенно выше. Эта ударная волна движется наружу и примерно за 100 суток достигает поверхности протозвезды, преобразуя по пути направленное движение внешних слоев в тепло.

В результате почти во всем объеме протозвезды разрушаются молекулы, а затем и атомы водорода и гелия, испаряется пыль, и объект в целом достигает гидростатического равновесия. На этом завершается адиабатическое сжатие, общая продолжительность которого около 20 лет, и протозвезда вступает в новую фазу - в так называемую стадию Хаяши. Мы не случайно использовали выше термин "протозвезда": именно так в работе Хаяши и Накано называется облако после того, как оно стало непрозрачным для собственного теплового излучения.

продолжение