Протозвезда — звезда на начальной стадии своей эволюции и на заключительном этапе своего формирования перед возникновением термоядерного синтеза. Точные границы этого понятия размыты, а сами протозвёзды могут иметь совершенно разные характеристики. Однако в любом случае в процессе эволюции звёзд отправной точкой стадии протозвезды является начало сжатия молекулярного облака , а завершающей — момент, когда основным источником энергии звезды становится термоядерный синтез и она становится полноценной звездой главной последовательности . В зависимости от массы протозвезды, данная стадия может продолжаться от 10 ⁵ лет для самых крупных объектов до 10 ⁹ лет для самых маломассивных.

В англоязычной литературе термин «протозвезда» используется только для стадии, когда аккреция оболочек всё ещё продолжается; для описания всей эволюции звезды, когда она ещё не достигла главной последовательности, используется термин «молодой звёздный объект» ( англ. young stellar object ).

Характеристики

Из-за изменений, которым протозвёзды подвергаются со временем, их параметры варьируются в довольно широком диапазоне. Их массы могут достигать 100—150 M _⊙ ; минимальная масса протозвёзд, которые в дальнейшем становятся полноценными звёздами, составляет 0,07—0,08 M _⊙ , но встречаются объекты и меньшей массы . Эффективная температура протозвёзд при формировании составляет несколько десятков кельвинов и постепенно возрастает до температуры, которую звезда будет иметь на главной последовательности . Полная светимость протозвёзд — от 10 ⁻³ до 10 ⁵ L _⊙ . Протозвёзды — молодые объекты, которые не успели покинуть родительское молекулярное облако и чаще всего достаточно тесно сгруппированы в наиболее плотных и непрозрачных частях облака. Концентрация протозвёзд в большинстве случаев превышает 1 пк ⁻³ , а примерно половина их сгруппирована в областях с концентрацией более 25 пк ⁻³ .

Классификация

Обычно выделяется четыре класса протозвёзд: 0, I, II и III, которые различаются в первую очередь спектрами. Эти различия обусловлены разницей в эволюционных стадиях (см. ниже ) .

• Класс 0: протозвезда излучает в основном в дальнем инфракрасном и миллиметровом диапазонах. Спектр излучения чернотельный , его эффективная температура составляет менее 70 K . Наблюдается только газопылевая оболочка, её масса больше массы протозвезды. В этой стадии протозвёзды промежуточной массы проводят порядка 10 ⁵ лет: распространена оценка длительности в 10 ⁴ лет, но она, судя по всему, ошибочна и вызвана тем, что измерения проводились на аномальной выборке .
• Класс I: спектр похож на спектр протозвезды класса 0, но наблюдается также поток в ближнем инфракрасном диапазоне. Спектр излучения также чернотельный, его эффективная температура составляет от 70 до 650 K , но в нём наблюдается избыток инфракрасного излучения , который создаётся аккреционным диском . Масса протозвезды превышает массу окружающего вещества. В этой стадии протозвёзды промежуточной массы проводят порядка 10 ⁵ лет.
• Класс II: максимум спектра достигается в ближнем инфракрасном диапазоне, протозвезда видима и в оптическом диапазоне. Эффективная температура чернотельного спектра составляет от 650 до 2800 K , избыток инфракрасного излучения выражен слабее. В этой стадии протозвёзды промежуточной массы проводят порядка 10 ⁶ лет.
• Класс III: максимум спектра находится в видимом диапазоне. Эффективная температура чернотельного спектра составляет более 2800 K , инфракрасный избыток практически отсутствует. В этой стадии протозвёзды промежуточной массы проводят порядка 10 ⁷ лет.

Существует также альтернативная классификация, для которой вводится параметр ${\displaystyle \alpha =d\log \lambda F_{\lambda }/d\log \lambda }$ в диапазоне от 2,2 до 10—25 мкм. Эта величина характеризует зависимость спектральной плотности излучения от длины волны: если ${\displaystyle \alpha >0}$ , то поток на длинных волнах больше, чем на коротких, и наоборот, если ${\displaystyle \alpha <0}$ . В этой классификации протозвезду относят к классу I, если у её спектра ${\displaystyle \alpha >0}$ , к классу II относятся протозвёзды с ${\displaystyle -1{,}5<\alpha <0}$ , а к классу III — протозвёзды с ${\displaystyle \alpha <-1{,}5}$ . В случае, если в длинах волн менее 10 мкм звезда не наблюдается, её относят к классу 0. Классы в этих двух системах приблизительно соответствуют друг другу . Иногда источники с ${\displaystyle -0{,}3<\alpha <0{,}3}$ выделяют в отдельный тип — источники с плоским спектром ( англ. flat spectrum ) .

Некоторые протозвёзды могут принадлежать, помимо вышеописанных классов, к другим типам звёзд по иным принципам классификации. Так, например, протозвёзды классов II и III с массами до 3 M _⊙ переменны и являются звёздами типа T Тельца , либо, в некоторых случаях, фуорами . Объекты с большей массой, до 10 M _⊙ , на стадии протозвезды проходят стадию звёзд Хербига (Ae/Be) .

Эволюция

Формирование

Звёзды формируются из молекулярных облаков , состоящих в основном из водорода и гелия . Когда в облаке появляется гравитационная неустойчивость , оно начинает сжиматься, а в дальнейшем разделяется на области меньшего размера, каждая из которых продолжает коллапсировать — иногда этот момент рассматривается как начало стадии протозвезды , но чаще за него принимается формирование гидростатически равновесного ядра (см. ниже ).

В результате сжатия выделяется энергия, но из-за того, что облако прозрачно для инфракрасного излучения с длиной волны более 10 мкм, вся она излучается в окружающее пространство. Однако облако постепенно уплотняется, становится всё более непрозрачным для собственного излучения и в какой-то момент начинает нагреваться .

Быстрое сжатие

Сжатие облака происходит неравномерно, и через некоторое время после начала сжатия в облаке формируется гидростатически равновесное ядро — обычно считается, что именно с этого момента облако, а точнее его ядро, является протозвездой . Практически вне зависимости от массы облака, масса ядра будет составлять 0,01 M _⊙ , радиус — несколько а.е. , а температура в центре — 200 K . Аккреция внешних слоёв облака на ядро приводит к росту его массы и температуры, но при температуре в 2000 K её рост останавливается, так как энергия уходит на распад молекул водорода. В какой-то момент равновесие нарушается и ядро начинает сжиматься. Следующее равновесное состояние достигается для более маленького, теперь уже ионизованного ядра с массой 0,001 M _⊙ , радиусом около 1 R _⊙ и температурой 2⋅10 ⁴ K , и всего за срок порядка 10 лет вещество из первого сформировавшегося ядра выпадает на более маленькое ионизованное ядро. При этом ядро, излучающее в оптическом диапазоне, скрыто от окружающего пространства оболочкой, которая имеет гораздо меньшую температуру и излучает только в инфракрасном диапазоне . В это время протозвезда принадлежит к классу 0, а потом постепенно переходит к классу I .

Аккреция внешних слоёв продолжается, протозвезда постепенно увеличивает радиус до 4 R _⊙ , который останется до завершения аккреции практически неизменным , а падающее на ядро со скоростью 15 км/с вещество образует ударную волну . На ядро падает вещество сферической оболочки, ионизуется, и, когда большая часть материала попадает на протозвезду, она становится доступной для наблюдения . До этого момента сжатие внешней оболочки идёт по динамической временной шкале , то есть её длительность соответствует длительности свободного падения вещества, которому не препятствует давление газа .

Темп аккреции на протозвезду связан со скоростью звука в среде оболочки, обозначаемой ${\displaystyle c}$ , и гравитационной постоянной ${\displaystyle G}$ соотношением ${\displaystyle {\dot {M}}=kc^{3}/G}$ , где ${\displaystyle k}$ — безразмерный коэффициент, в различных моделях принимающий значения порядка 30; в среднем, это соответствует величине порядка 10 ⁻⁵ M _⊙ /год. Со временем темп аккреции уменьшается, и всё вещество оболочки падает на протозвезду за срок порядка миллиона лет .

У протозвёзд достаточно большой массы возрастающее давление излучения и звёздный ветер сдувают часть вещества оболочки, при этом может образоваться объект Хербига — Аро . Кроме того, если изначально облако вращалось, у протозвезды ещё может остаться протопланетный диск , состоящий из вещества, которое не аккрецировало на звезду; он впоследствии может эволюционировать в планетную систему .

Медленное сжатие

Протозвёзды, у которых уже закончилась аккреция оболочек, иногда выделяются в отдельный тип: звёзды до главной последовательности , к ним относятся классы протозвёзд II и III . В англоязычной литературе такие объекты уже не называются протозвёздами, но существует термин «молодой звёздный объект» ( англ. young stellar object ), объединяющий протозвёзды и звёзды до главной последовательности .

Положение протозвезды можно отметить на Диаграмме Герцшпрунга — Рассела : протозвезда, имеющая низкую температуру и высокую светимость, находится в её верхней правой части. Пока в звезде не начались термоядерные реакции и она выделяет энергию за счёт гравитационного сжатия, она медленно движется к главной последовательности .

Так как эти тела поддерживаются собственным давлением, они сжимаются гораздо медленнее, чем на предыдущей стадии, — в тепловой временной шкале , то есть за период, в течение которого половина потенциальной гравитационной энергии израсходуется на излучение . У самых массивных звёзд она занимает около 10 ⁵ лет, а у наименее массивных — порядка 10 ⁹ лет. Для Солнца стадия сжатия и перехода на главную последовательность продлилась 30 миллионов лет .

В 1961 году Тюсиро Хаяси (Хаяши) показал, что если весь объём звезды занимает конвективная зона, то при медленном сжатии её температура практически не меняется, а светимость падает — это соответствует движению текущего положения звезды вертикально вниз на диаграмме, и такой путь звезды принято называть треком Хаяши . Звёзды с массами в диапазоне от 0,3—0,5 M _⊙ (по разным оценкам) до 3 M _⊙ в течение сжатия перестают иметь конвективные слои и в какой-то момент сходят с трека Хаяши, в то время как звёзды с массами менее 0,3—0,5 M _⊙ находятся на треке Хаяши на протяжении всего времени сжатия .

После схода с трека Хаяши (для звёзд промежуточной массы) или с самого начала медленного сжатия (для массивных звёзд) звезда перестаёт быть конвективной и при сжатии начинает нагреваться, при этом светимость меняется незначительно. Это соответствует движению влево на диаграмме, и эта часть пути называется треком Хеньи .

В любом случае в течение сжатия температура в центре звезды возрастает, и в ядре звезды начинают протекать термоядерные реакции — у звёзд малой и средней массы спустя некоторое время после начала сжатия, а у звёзд с массой более 8 M _⊙ — ещё до того, как прекратится аккреция . На ранних этапах это превращение лития и бериллия в гелий , и эти реакции производят меньше энергии, чем излучает звезда. Сжатие продолжается, но доля термоядерных реакций в выделении энергии увеличивается, ядро продолжает нагреваться, и когда температура достигает 3—4 миллионов K , начинается превращение водорода в гелий в p-p цикле .

В некоторый момент, если звезда имеет массу больше 0,07—0,08 M _⊙ , выделение энергии за счёт термоядерных реакций сравнивается со светимостью звезды и сжатие прекращается — этот момент считается моментом окончания формирования звезды и её перехода на главную последовательность . Если звезда имеет массу менее этого значения, то в ней тоже какое-то время могут идти термоядерные реакции, однако вещество звезды в ядре становится вырожденным раньше, чем прекращается сжатие, поэтому термоядерные реакции никогда не становятся единственным источником энергии, а сжатие не прекращается. Такие объекты называются коричневыми карликами .

История изучения

Гипотеза о том, что звёзды формируются путём уплотнения межзвёздного газа, была высказана ещё Исааком Ньютоном , хотя он давал лишь качественное описание процесса. Только в 1902 году Джеймс Джинс опубликовал расчёты и вывод, что при достаточной массе облако газа может начать коллапсировать при прохождении волн .

Впервые сам термин «протозвезда» ввёл Виктор Амбарцумян в 1953 году: в его гипотезе протозвёздами назывались гипотетические дозвёздные тела, которые в дальнейшем распадаются на звёзды . Близкое к современному представление о протозвёздах появилось благодаря Тюсиро Хаяси , который занимался моделированием протозвёзд и в 1966 году опубликовал статью, подробно описывающую эти объекты . В дальнейшем основные идеи практически не менялись, но теория дорабатывалась: например, Ричард Ларсон уточнил некоторые значения параметров протозвёзд во время их эволюции .

При этом протозвёзды на ранних стадиях эволюции не наблюдались до конца 1980-х годов — основную трудность составляло то, что сами протозвёзды изначально скрыты за плотной газопылевой оболочкой. Кроме того, сама оболочка излучает в основном в инфракрасном диапазоне , который сильно поглощается земной атмосферой , что дополнительно затрудняет наблюдения с поверхности Земли . Главным источником сведений о звёздах на начальной стадии эволюции длительное время служили звёзды типа T Тельца , которые были выделены в отдельный тип звёзд ещё в 1945 году . Значительный вклад в изучение протозвёзд внесли также космические инфракрасные телескопы, такие как Спитцер и Гершель : например, только в Облаке Ориона теперь известно как минимум 200 протозвёзд .

Примечания

Литература

• Кононович Э. В.; Мороз В. И. Общий курс астрономии / под ред. В. В. Иванова . — 2-е, исправленное. — М. : УРСС , 2004. — 544 с. — ISBN 5-354-00866-2 .
• Karttunen H., Kroger P., Oja H., Poutanen M., Donner K. J. . — 5th Edition. — Berlin, Heidelberg, N. Y. : Springer , 2007. — 510 p. — ISBN 978-3-540-34143-7 .
• Сурдин В. Г. Астрономия: век XXI. — 3-е изд. — Фрязино: Век 2, 2015. — 608 с. — ISBN 978-5-85099-193-7 .