Space Exploration Technologies

Что же такое протозвезды? - часть вторая

Теперь следует сказать о параметрах протозвезды в момент достижения ею гидростатического равновесия. Как мы видим, быстрое сжатие протозвезды останавливается в тот момент, когда все ее вещество превращается в плазму. Следовательно, протозвезда будет сжиматься до тех пор, пока работа силы гравитации не превратит в плазму весь молекулярный газ. Конечно, часть тепловой энергии, выделяющейся при сжатии, уносится излучением. Однако фаза адиабатического сжатия в расчетах японских астрофизиков оказалась столь короткой, что этими потерями вполне можно пренебречь. Фаза изотермического сжатия длится гораздо дольше, но светимость протозвезды в тот период очень мала, и потому потери энергии на излучение также оказываются малыми.

По данным Хаяши и Накано, для протозвезды массы 1 Мс радиус в момент достижения гидростатического равновесия составляет 50 Rс, а для прочих протозвезд он пропорционален их массе. Такая зависимость приводит к тому, что в начале стадии Хаяши температура в центре протозвезд почти не зависит от их массы и равна 2·105 К, а плотность в центре обратно пропорциональна квадрату массы. Но чем меньше плотность, тем более прозрачно вещество для излучения. Поэтому у массивных протозвезд для отвода тепла из центральных областей достаточно только излучения: у них формируется лучистое ядро, в котором конвекция отсутствует. Звезды же с массой менее 3 Мс остаются полностью конвективными.

Информацию о любом астрономическом объекте мы получаем прежде всего из анализа его излучения. Поэтому вопрос о том, как будет излучать протозвезда в ходе своей эволюции, представляет особый интерес. На стадии изотермического сжатия светимость облака резко возрастает со временем, поскольку скорость сжатия непрерывно увеличивается. Из-за низкой температуры газа излучение сосредоточено в далеком инфракрасном диапазоне - это прежде всего излучение молекул Н2 в линиях с длиной волны около 28 мкм и тепловое излучение пыли в области около длины волны 200 мкм. Максимум светимости, равный примерно 0,2 Lc для протозвезды массой 1 Мс, должен достигаться непосредственно перед тем, как облако станет непрозрачным.

Рост непрозрачности приводит к уменьшению светимости, практически не меняя спектрального состава излучения. Резкое повышение светимости до 300 Lc происходит в результате выхода на поверхность протозвезды ударной волны, которая нагревает внешние слои до температуры около 3000 К. При такой температуре протозвезда уже становится оптическим источником красного цвета.

Таким образом, в модели Хаяши - Накано после окончания быстрого сжатия протозвезда должна выглядеть как обычная холодная звезда, причем переход от стадии инфракрасного объекта к оптическому должен произойти очень быстро - менее чем за 100 суток.

Диаграмма светимость - поверхностная (эффективная) температура. Жирная сплошная линия - начальная главная последовательность. Тонкими сплошными линиями показаны треки протозвезд разной массы, величина которой в Мс указана в нижней части трека. Штриховыми линиями нанесено положение протозвезд с радиусами 1, 3 и 10 Rс. Точками показаны звезды типа Т Тельца из области звездообразования в Туманности Ориона.

Теперь остается рассказать о последнем этапе эволюции протозвезды - о стадии медленного сжатия. Поскольку для наблюдателя протозвезда теперь принципиально не отличается от обычных звезд, описывать дальнейшую ее эволюцию удобно с помощью диаграммы Герцшпрунга-Рессела (рисунок). В 1961 г. Хаяши доказал, что для медленно сжимающейся полностью конвективной протозвезды справедливы два следующих утверждения: во-первых, ее светимость должна убывать с уменьшением радиуса, а во-вторых, температура поверхности таких протозвезд слабо зависит от их массы и почти не зависит от светимости. Как мы уже знаем, протозвезды массой менее 3 Мс подходят к стадии медленного сжатия полностью конвективными. Следовательно, в соответствии с теорией Хаяши их пути на диаграмме Герцшпрунга - Рессела должны выглядеть как почти вертикальные линии. Этот этап жизни протозвезд и называют стадией Хаяши.

Протозвезды массой менее 0,3 Мс в процессе медленного сжатия остаются полностью конвективными и опускаются на главную последовательность по вертикальному пути. У протозвезд большей массы из-за повышения центральной температуры в ходе сжатия в определенный момент возникает лучистое ядро. Это существенно влияет на дальнейшую зависимость между светимостью и температурой поверхности протозвезды. Теперь эта зависимость становится почти горизонтальной линией.

начало окончание