Csillagtól a fő sorozatig

A fősorozat előtti csillag  a legfiatalabb csillagok típusa, amelyek a protocsillagokkal ellentétben már láthatóak az optikai tartományban . Ezekben a csillagokban már lezajlhatnak termonukleáris reakciók , de nem szabadul fel bennük annyi energia, hogy kompenzálja a csillagsugárzás miatti energiaveszteséget. A fő fűtési forrás az ilyen csillagok saját gravitációjuk miatti összenyomása, ami megkülönbözteti őket a fő sorozatú csillagoktól . Ezek a csillagok nagy fényerővel (nagy méretük miatt) és alacsony hőmérséklettel rendelkeznek, így a Hertzsprung-Russell diagram azt mutatja,a jobb felső sarokban helyezkednek el. Idővel csökken a méretük és felmelegednek, lefelé és balra mozogva a diagram mentén, mielőtt belépnének a fő sorozatba. A fősorozat előtti csillagok például a T Tauri csillagok .

Definíció

A terminológiától függően a fősorozat előtti csillagok a protocsillag szakasz utolsó részének, illetve a csillagfejlődés külön szakaszának tekinthetők a protocsillag szakaszok és a fősorozat között . A fősorozat előtti szakasz akkor kezdődik, amikor a csillag elveszíti gáz- és porburkáját (bár az akkréciós korong megmaradhat), és láthatóvá válik az optikai tartományban [1] , de néha a kezdet az a pillanat, amikor a csillag kifogy. deutérium , amely a termonukleáris reakciókban először fogyaszt el [2] [3] . Az a pillanat, amikor a kompresszió leáll, és a termonukleáris reakciók teljesítményét összehasonlítják a csillag fényességével, ennek a szakasznak és a fő sorozatba való átmenetnek tekintik [4] . A protocsillagok osztályozásában a fősorozatig terjedő csillagok a II. és III. osztálynak felelnek meg [5] [6] .

Jellemzők

Fizikai jellemzők

A fősorozat előtti csillagok jellemzői tömegüktől és életkoruktól függően változnak. Mindenesetre ezeknek a csillagoknak alacsony a hőmérséklete – a leghidegebbnél 650 K is lehet , és végül eléri azt a hőmérsékletet, amely a csillag fő sorozatában lesz [7] . Ugyanakkor ezeknek a csillagoknak a fényessége nagyobb, mint a fősorozatú csillagoké nagy méretük miatt, így a fősorozat előtti csillagok a Hertzsprung-Russell diagram jobb felső részén találhatók . Az ilyen csillagok fő energiaforrása a gravitációs kompresszió, de bennük termonukleáris reakciók is lezajlhatnak - először a lítium , a berillium és a bór , majd a hidrogén átalakulása hélium atommagokká [8] . A csillagok spektrumának a fősorozatig is vannak sajátosságai: például bizonyos esetekben emissziós vonalak figyelhetők meg bennük [9] [10] , és az akkréciós korong jelenléte infravörös többlethez vezethet [5] [6] .

A fő sorozat előtti csillagok más osztályozási elvek szerint más csillagosztályokhoz is tartozhatnak. Például a fősorozat előtti, legfeljebb 3 M ⊙ tömegű csillagok változóak , és T Tauri csillagok [5] [6] [11] , vagy bizonyos esetekben fuorok [12] . A fő sorozatig nagyobb tömegű, 10 M ⊙ -ig terjedő csillagok átmennek a Herbig (Ae/Be) szakaszon [13] [14] .

Evolúció

Akárcsak a protocsillagoknál , a fő sorozatig terjedő csillagokban az energia főként a gravitációs összehúzódás következtében sugárzik ki, ezért ebben a szakaszban a csillag összenyomódik és felmelegszik. Ez a folyamat csak akkor áll le, ha a magban a hőmérséklet és a nyomás annyira megnövekszik, hogy a magban lezajló termonukleáris reakciók erejét összehasonlítják a csillag fényességével, és ebben a pillanatban a csillag átmegy a fő sorozatba . Ennek az összehúzódásnak az időtartamát a termikus időskála határozza meg , amely sokkal rövidebb, mint a csillag élettartama [15] . A legnagyobb tömegű csillagok esetében körülbelül 10 5 év, a legkisebb tömegűeknél pedig körülbelül 10 9 év. A Nap esetében a fősorozat előtti szakasz 30 millió évig tartott [16] [17] [18] [19] . Ráadásul a fősorozat előtti csillagok protoplanetáris korongjai bolygórendszerekké alakulnak ebben a szakaszban [1] [20] . Ebben a szakaszban az akkréció megtörténhet, bár sokkal lassabb ütemben, mint a gyors összehúzódás során: 10 -8 -10 -7 M ⊙ /év nagyságrendben, ami már nagyon gyenge hatással van a csillag paramétereire [1 ] .

A Hertzsprung-Russell diagramban ezek a csillagok lefelé és balra mozognak a fő sorozat felé. Sőt, ha a csillag teljesen konvektív , ami a tömegétől függ, akkor a hőmérséklete nem változik a kompresszió során, és függőlegesen lefelé mozog a Hayashi pályán , ellenkező esetben a hőmérséklete a kompresszió során növekszik, a fényesség kissé megváltozik és a csillag a balra a diagramban - a Heny-pálya mentén . A 0,3–0,5 M ⊙ (különféle becslések szerint) és 3  M ⊙ közötti tömegű csillagok a tömörítés során megszűnnek teljesen konvektívak lenni, és először a Hayashi, majd a Henya pálya mentén mozognak. A 0,3–0,5 M ⊙ tömegnél kisebb csillagok a Hayashi pálya mentén mozognak a fősorozatig, míg a 3  M ⊙ feletti csillagok csak a Henya pálya mentén mozognak [16] [21] [22] [23] . A 0,07–0,08 M⊙ tömegű objektumok esetében a termonukleáris fúzió soha nem lesz az egyetlen energiaforrás, összehúzódásuk nem áll le, és barna törpékké válnak [4] [24] [25] .

Jegyzetek

  1. ↑ 1 2 3 Richard B Larson. A csillagkeletkezés fizikája  (eng.)  // Reports on Progress in Physics . - Bristol: IOP Publishing , 2003. - október 1. ( 66. kötet , 10. szám ). — P. 1651–1697 . — ISSN 1361-6633 0034-4885, 1361-6633 . - doi : 10.1088/0034-4885/66/10/R03 . Archiválva : 2020. május 30.
  2. ↑ Drága D. A fő sorozat előtti objektum  . Internetes Tudományos Enciklopédia . Letöltve: 2020. november 14. Az eredetiből archiválva : 2021. április 18..
  3. ↑ Adams, Fred C. Csillagképződés molekuláris felhőkben // The Origin and Evolution of the  Universe . - N. Y .: Jones & Bartlett , 1996. -  47. o . — 152 p. — ISBN 978-0-7637-0030-0 .
  4. ↑ 1 2 Surdin V. G. , Lamzin S. A. Protostars . Hol, hogyan és miből keletkeznek a csillagok . Felhőtől csillagig . Astronet (1992) . Letöltve: 2020. július 11. Az eredetiből archiválva : 2015. szeptember 23.
  5. ↑ 1 2 3 A protocsillagok korai fázisai: csillagkeletkezés és protoplanetáris  korongok . Nemzetközi Max Planck Naprendszer-tudományi Kutatóiskola . Göttingeni Egyetem . Letöltve: 2020. november 14. Az eredetiből archiválva : 2021. április 17.
  6. ↑ 1 2 3 Armitage P. Protostárok és a fősorozat előtti  csillagok . Jila . Colorado Egyetem . Letöltve: 2020. november 14. Az eredetiből archiválva : 2020. október 11.
  7. ↑ Takashi Hosokawa, Kazuyuki Omukai. Masszív protocsillagok evolúciója nagy akkréciós sebességgel  //  The Astrophysical Journal . - Bristol: IOP Publishing , 2009. - január 19. ( 691. kötet , 1. szám ). - P. 823-846 . — ISSN 1538-4357 0004-637X, 1538-4357 . - doi : 10.1088/0004-637x/691/1/823 . Archiválva az eredetiből 2021. július 2-án.
  8. ↑ Csillag - Csillagképződés és  evolúció . Encyclopedia Britannica . Encyclopedia Britannica Inc. Letöltve: 2020. november 14. Az eredetiből archiválva : 2018. január 1..
  9. ↑ Surdin V. G. , Lamzin S. A. Protostars . Hol, hogyan és miből keletkeznek a csillagok . T Tauri típusú csillagok . Astronet (1992) . Letöltve: 2020. november 14. Az eredetiből archiválva : 2015. szeptember 23.
  10. ↑ Kononovich, Moroz, 2004 , p. 356-358.
  11. ↑ Drágám D. T Tauri csillag  . Az internetes tudomány enciklopédiája . Letöltve: 2020. október 6. Az eredetiből archiválva : 2021. január 27.
  12. ↑ Drágám D. FU Orionis csillag  . Az internetes tudomány enciklopédiája . Letöltve: 2020. október 6. Az eredetiből archiválva : 2019. szeptember 1..
  13. ↑ M. Vioque, R. D. Oudmaijer, M. Schreiner, I. Mendigutía, D. Baines. Az új Herbig Ae/Be és a klasszikus Be sztárok katalógusa – A Gaia DR2 gépi tanulási megközelítése  // Csillagászat és asztrofizika  . - N. Y .: Wiley-Blackwell , 2020. - június 1. ( 638. kötet ). -P.A21 . _ — ISSN 1432-0746 0004-6361, 1432-0746 . - doi : 10.1051/0004-6361/202037731 . Archiválva az eredetiből: 2020. augusztus 5.
  14. ↑ Drága D. Herbig Ae/Be sztár . Az internetes tudomány enciklopédiája . Letöltve: 2020. október 6. Az eredetiből archiválva : 2020. október 14.
  15. ↑ A csillagok evolúciója . Csillagászati ​​és Űrgeodéziai Tanszék . Tomszki Állami Egyetem . Letöltve: 2020. november 14. Az eredetiből archiválva : 2018. július 13.
  16. ↑ 1 2 Surdin V. G. , Lamzin S. A. Protostars . Hol, hogyan és miből keletkeznek a csillagok . Felhőtől csillagig . Astronet (1992) . Letöltve: 2020. november 14. Az eredetiből archiválva : 2015. szeptember 23.
  17. ↑ Kononovich, Moroz, 2004 , p. 393–394.
  18. ↑ Karttunen et al., 2007 , p. 243.
  19. ↑ I.-Juliana Sackmann, Arnold I. Boothroyd, Kathleen E. Kraemer. A mi Napunk. III. Jelen és jövő  //  The Astrophysical Journal . - Bristol: IOP Publishing , 1993. - november 1. ( 418. kötet ). - 457. o . — ISSN 0004-637X . - doi : 10.1086/173407 . Archiválva az eredetiből 2008. február 26-án.
  20. ↑ Kononovich, Moroz, 2004 , p. 356–358.
  21. ↑ Darling D. Henyey track  . Az internetes tudomány enciklopédiája . Hozzáférés időpontja: 2020. november 14.
  22. ↑ Henyey pálya  . Oxford Referencia . Oxford University Press . Letöltve: 2020. november 14. Az eredetiből archiválva : 2021. július 15.
  23. ↑ Henyey LG ; Lelevier R.; Levée RD A csillagfejlődés korai fázisai  (angol)  // Jelentés. - San Francisco: The Astronomical Society of the Pacific , 1955. Az eredetiből archiválva : 2020. október 8.
  24. ↑ Burrows A.; Hubbard WB; Saumon D.; Lunine JI Barna törpe és nagyon alacsony tömegű csillagmodellek kibővített halmaza  //  The Astrophysical Journal  : akadémiai folyóirat. - Bristol: IOP Publishing , 1993. - Vol. 406 , sz. 1 . - 158-171 . o . — ISSN 0004-637X . - doi : 10.1086/172427 . - .  — Lásd 160. o.
  25. ↑ Kononovich, Moroz, 2004 , p. 398.

Irodalom

  Ugrás a Wikidata elemre  Szótárak és enciklopédiák