Space Exploration Technologies

Что же такое протозвезды? - часть третья

До 1961 г. вообще считалось, что эволюция протозвезд полностью описывается горизонтальными ("лучистыми") траекториями. Это вызвало серьезные трудности при интерпретации диаграмм "спектр - светимость" молодых звездных скоплений. Работа Хаяши" указавшего на необходимость учета конвекции, позволила устранить возникшие противоречия между теорией и наблюдениями. Поэтому термины "стадия Хаяши" и "трек (траектория) Хаяши" заслуженно отражают большой вклад японского астрофизика в решение этой проблемы.

Итак, протозвезда медленно сжимается, и наступает момент, когда температура в ее недрах достигает значения около 6·106 К, при котором начинаются термоядерные реакции. Вначале выделение термоядерной энергии не компенсирует потерь на излучение с поверхности протозвезды. Поэтому сжатие продолжается, температура в недрах возрастает, интенсивность ядерного горения усиливается. Сжатие должно прекратиться, когда мощность термоядерного "котла" станет равной светимости протозвезды. После этого события протозвезду уже можно считать нормальной звездой, хотя различные переходные процессы еще некоторое время будут продолжаться.

Превращение протозвезды массой 1 Мс в нормальную звезду на диаграмме Герцшпрунга-Рессела происходит в точке с координатами L = 0,7Lс и Tе = 5800 К. Если отметить на этой диаграмме аналогичные точки для звезд разных масс, то получится линия,. которую принято называть начальной главной последовательностью. Это своеобразная "стартовая линия" нормальных звезд. Однако не каждой протозвезде суждено стать звездой: лишь объекты массой более 0,08 Мс "удостаиваются этой чести". У менее массивных протозвезд температура в центре никогда не поднимается до уровня, необходимого для интенсивного протекания термоядерных реакций.

Сжатие таких протозвезд останавливает не тепловое, а квантовомеханическое давление газа. Из принципа запрета Паули следует, что при большой плотности плазмы электроны начинают испытывать сильное взаимное отталкивание, которое делает плазму чрезвычайно упругой. Этот эффект, названный давлением вырожденного электронного газа, особенно важен для маломассивных протозвезд, центральная плотность у которых в начале стадии Хаяши значительно выше, чем у протозвезд большой массы.

Вверху изображено изменение температуры в дентре протозвезд с массой 0,085 и 0,07 Мc с течением времени. Нижняя диаграмма показывает как при этом меняется вклад ядерного энерговыделення Lя в полную светимость L. Видно, что объект с массой 0,07 Мс никогда не превратится в звезду главной последовательности

Как видно из рисунка, у протозвезды массой 0,07 Мс давление вырожденного электронного газа останавливает сжатие еще до того, как энерговыделение термоядерных реакций сможет компенсировать потери энергии на излучение с поверхности, В конце концов такие протозвезды, так и не став нормальными звездами, превращаются в холодные планетообразные тела. Мо:жет быть, поэтому их лучше называть протопланетами?

У протозвезд большой массы по мере их приближения к начальной главной последовательности одна за другой "включаются" различные термоядерные реакции. При относительно низкой температуре начинают "гореть" изотопы лития и берилия. Они быстро превращаются в гелий, выделяя сравнительно мало тепла. Затем с повышением температуры начинается основная реакция превращения водорода в гелий. Поскольку в ходе этой реакции рождаются промежуточные изотопы (D2, He3, ...), которых в нормальной межзвездной среде практически нет, некоторое время в недрах протозвезды происходят процессы выравнивания (релаксации), после которых в равновесие приходят не только физические параметры объекта, но и его изотопный состав. В результате процессов релаксации сжатие протозвезды в центральной области может на время смениться расширением, при этом ее траектория вблизи начальной главной последовательности испытывает довольно причудливые изгибы.

В заключение этого раздела скажем о характерном времени, которое проводят протозвезды на стадии медленного сжатия. Для Протосолнца (М = 1 Мс) это время составляет примерно 50 млн. лет. Чем массивнее протозвезда, тем меньше ей нужно времени, чтобы достигнуть главной последовательности. Любопытно, что у протозвезды с минимально возможной для нормальных звезд массой (0,08 Мс) время сжатия примерно равно возрасту Галактики (15 млрд. лет).

По-видимому, таких малюток в Галактике немало. Вблизи Солнца астрономы обнаружили несколько подобных карликов: в двойной системе Ross614 компоненты А и В имеют массы 0,11 и 0,07 Мс, а в системе Wolf424 массы компонентов составляют 0,067 и 0,064 Мс. Последний из этих объектов считается самой легкой из надежно "взвешенных" звезд (или протозвезд?). Температура ее поверхности меньше, чем 2000 К, а светимость в оптическом диапазоне почти в 20 000 раз меньше солнечной. За объектами такого рода в последние годы закрепилось название "коричневые карлики".

Поскольку продолжительность медленного сжатия протозвезды сильно зависит от ее массы, а продолжительность стадии свободного падения - не очень, все протозвезды можно разделить на две группы, границей между которыми служит значение массы 3 Мс. У менее массивных протозвезд медленное сжатие продолжается значительно дольше свободного гравитационного падения, поэтому к моменту прихода протозвезды на главную последовательность ее оболочка уже полностью осела на центральную часть объекта (или образовала протопланетный диск, если быстрое вращение не позволило ей продолжать сжатие). У массивных же протозвезд стадия медленного сжатия длится недолго, поэтому ядро протозвезды быстро превращается в нормальную звезду, а оболочка еще продолжает свое падение, окутывая родившуюся звезду холодным газопылевым "коконом".

начало