Stjerne til hovedsekvens

En præ-hovedsekvensstjerne  er en type af de yngste stjerner , der i modsætning til protostjerner allerede er synlige i det optiske område . Termonukleare reaktioner kan allerede finde sted i disse stjerner , men der frigives ikke nok energi i dem til at kompensere for energitab på grund af stjernestråling. Hovedkilden til opvarmning er komprimeringen af ​​sådanne stjerner på grund af deres egen tyngdekraft, hvilket adskiller dem fra hovedsekvensstjerner . Disse stjerner har høj lysstyrke (på grund af deres store størrelse) og lave temperaturer, hvorfor de er placeret i den øverste højre del af Hertzsprung-Russell-diagrammet . Over tid falder de i størrelse og varmes op, bevæger sig ned og til venstre langs diagrammet, før de går ind i hovedsekvensen. Et eksempel på stjerner før hovedsekvensen er T Tauri-stjerner .

Definition

Afhængigt af terminologien kan præ-hovedsekvensstjerner betragtes som den sidste del af protostjernestadiet og som et separat trin i stjerneudviklingen mellem protostjernestadierne og hovedsekvensen . Det præ-hovedsekvensstadium begynder, når stjernen mister sin gas- og støvindhylning (selvom akkretionsskiven kan forblive) og bliver synlig i det optiske område [1] , men nogle gange defineres begyndelsen som det øjeblik, hvor stjernen løber tør for deuterium , som er det første, der indtages i termonukleære reaktioner [2] [3] . Øjeblikket, hvor kompressionen stopper, og kraften af ​​termonukleare reaktioner sammenlignes med stjernens lysstyrke, betragtes som afslutningen på dette trin og overgangen til hovedsekvensen [4] . I klassificeringen af ​​protostjerner svarer stjerner op til hovedsekvensen til klasse II og III [5] [6] .

Karakteristika

Fysiske egenskaber

Karakteristikaene for stjerner fra før hovedsekvensen varierer med deres masse og alder. Under alle omstændigheder har disse stjerner lave temperaturer - for de koldeste kan det være 650 K og stiger til sidst til den temperatur, som stjernen vil have på hovedsekvensen [7] . Samtidig er disse stjerners lysstyrke større end hovedsekvensstjernerne på grund af deres store størrelser, så stjernerne før hovedsekvensen er i den øverste højre del af Hertzsprung-Russell-diagrammet . Den vigtigste energikilde for sådanne stjerner er gravitationel kompression, men termonukleære reaktioner kan finde sted i dem - omdannelsen af ​​kerner først af lithium , beryllium og bor og derefter brint , til heliumkerner [8] . Stjernernes spektre op til hovedsekvensen har også træk: for eksempel kan der i nogle tilfælde observeres emissionslinjer i dem [9] [10] , og tilstedeværelsen af ​​en tilvækstskive kan føre til et infrarødt overskud [5] [6] .

Stjerner før hovedsekvensen kan ifølge andre klassificeringsprincipper tilhøre andre klasser af stjerner. For eksempel er stjerner i præ-hovedsekvensen med masser op til 3 M ⊙ variable og er T Tauri-stjerner [5] [6] [11] , eller i nogle tilfælde fuorer [12] . Stjerner op til hovedsekvensen med en større masse, op til 10 M ⊙ , går gennem Herbig (Ae/Be) stadiet [13] [14] .

Evolution

Som i protostjerner udstråles energi i stjerner op til hovedsekvensen hovedsageligt på grund af gravitationssammentrækning, så på dette stadium komprimeres stjernen og opvarmes. Denne proces stopper først, når temperaturen og trykket i kernen stiger så meget, at kraften af ​​termonukleære reaktioner, der foregår i kernen, sammenlignes med stjernens lysstyrke, og i dette øjeblik går stjernen over til hovedsekvensen . Varigheden af ​​denne sammentrækning bestemmes af den termiske tidsskala , som er meget kortere end stjernens levetid [15] . For de mest massive stjerner tager det omkring 10 5 år, og for de mindst massive, omkring 10 9 år. For Solen varede præ-hovedsekvensstadiet 30 millioner år [16] [17] [18] [19] . Desuden bliver de protoplanetariske skiver af stjerner i præ-hovedsekvensen til planetsystemer på dette stadium [1] [20] . På dette stadie kan tilvækst forekomme, dog med en meget langsommere hastighed end under hurtig sammentrækning: i størrelsesordenen 10 −8 -10 −7 M ⊙ /år, hvilket allerede har en meget svag effekt på stjernens parametre [1 ] .

I Hertzsprung-Russell-diagrammet bevæger disse stjerner sig ned og til venstre mod hovedsekvensen. Desuden, hvis stjernen er fuldstændig konvektiv , hvilket afhænger af dens masse, ændres dens temperatur ikke under kompressionen, og den bevæger sig lodret ned ad Hayashi-sporet , ellers stiger dens temperatur under kompressionen, lysstyrken ændres en smule, og stjernen bevæger sig til venstre i diagrammet - langs Heny sporet . Stjerner med masser i området fra 0,3-0,5 M ⊙ (ifølge forskellige skøn) til 3  M ⊙ holder op med at være fuldt konvektiv under kompression og bevæger sig først langs Hayashi-sporet og derefter langs Henya-sporet. Stjerner med masse mindre end 0,3-0,5 M ⊙ bevæger sig langs Hayashi-sporet op til hovedsekvensen, mens stjerner over 3  M ⊙ kun bevæger sig langs Henya-sporet [16] [21] [22] [23] . For objekter med en masse mindre end 0,07–0,08 M ​​⊙ bliver termonuklear fusion aldrig den eneste energikilde, deres sammentrækning stopper ikke, og de bliver brune dværge [4] [24] [25] .

Noter

  1. ↑ 1 2 3 Richard B Larson. Stjernedannelsens fysik  (eng.)  // Reports on Progress in Physics . - Bristol: IOP Publishing , 2003. - 1. oktober ( vol. 66 , iss. 10 ). — S. 1651–1697 . — ISSN 1361-6633 0034-4885, 1361-6633 . - doi : 10.1088/0034-4885/66/10/R03 . Arkiveret 30. maj 2020.
  2. ↑ Darling D. Præ -hovedsekvensobjekt  . Internet Encyclopedia of Science . Hentet 14. november 2020. Arkiveret fra originalen 18. april 2021.
  3. ↑ Adams, Fred C. Stjernedannelse i molekylære skyer // Universets oprindelse og udvikling  . - N. Y. : Jones & Bartlett , 1996. - S.  47 . — 152 sider. — ISBN 978-0-7637-0030-0 .
  4. ↑ 1 2 Surdin V. G. , Lamzin S. A. Protostars. Hvor, hvordan og fra hvilke stjerner dannes . Fra sky til stjerne . Astronet (1992) . Hentet 11. juli 2020. Arkiveret fra originalen 23. september 2015.
  5. ↑ 1 2 3 Tidlige faser af protostjerner: stjernedannelse og protoplanetariske  skiver . International Max Planck Research School for Solar System Science . Universitetet i Göttingen . Hentet 14. november 2020. Arkiveret fra originalen 17. april 2021.
  6. ↑ 1 2 3 Armitage P. Protostjerner og stjerner i præ-hovedsekvensen  . Jila . University of Colorado . Hentet 14. november 2020. Arkiveret fra originalen 11. oktober 2020.
  7. ↑ Takashi Hosokawa, Kazuyuki Omukai. Udvikling af massive protostjerner med høje tilvækstrater  //  The Astrophysical Journal . - Bristol: IOP Publishing , 2009. - 19. januar ( vol. 691 , iss. 1 ). - s. 823-846 . — ISSN 1538-4357 0004-637X, 1538-4357 . - doi : 10.1088/0004-637x/691/1/823 . Arkiveret fra originalen den 2. juli 2021.
  8. ↑ Stjerne-stjernedannelse og  udvikling . Encyclopedia Britannica . Encyclopedia Britannica Inc. Hentet 14. november 2020. Arkiveret fra originalen 1. januar 2018.
  9. ↑ Surdin V. G. , Lamzin S. A. Protostars. Hvor, hvordan og fra hvilke stjerner dannes . Stjerner af typen T Tauri . Astronet (1992) . Hentet 14. november 2020. Arkiveret fra originalen 23. september 2015.
  10. ↑ Kononovich, Moroz, 2004 , s. 356-358.
  11. ↑ Darling D. T Tauri- stjerne  . Internet Encyclopedia of Science . Hentet 6. oktober 2020. Arkiveret fra originalen 27. januar 2021.
  12. ↑ Darling D. FU Orionis-stjerne  . Internet Encyclopedia of Science . Hentet 6. oktober 2020. Arkiveret fra originalen 1. september 2019.
  13. ↑ M. Vioque, R. D. Oudmaijer, M. Schreiner, I. Mendigutía, D. Baines. Katalog over nye Herbig Ae/Be og klassiske Be-stjerner - En maskinlæringstilgang til Gaia DR2  // Astronomy & Astrophysics  . - N. Y .: Wiley-Blackwell , 2020. - 1. juni ( vol. 638 ). —P.A21 . _ — ISSN 1432-0746 0004-6361, 1432-0746 . - doi : 10.1051/0004-6361/202037731 . Arkiveret fra originalen den 5. august 2020.
  14. ↑ Darling D. Herbig Ae/Be star . Internet Encyclopedia of Science . Hentet 6. oktober 2020. Arkiveret fra originalen 14. oktober 2020.
  15. ↑ Stjernernes udvikling . Institut for Astronomi og Rumgeodesi . Tomsk State University . Hentet 14. november 2020. Arkiveret fra originalen 13. juli 2018.
  16. ↑ 1 2 Surdin V. G. , Lamzin S. A. Protostars. Hvor, hvordan og fra hvilke stjerner dannes . Fra sky til stjerne . Astronet (1992) . Hentet 14. november 2020. Arkiveret fra originalen 23. september 2015.
  17. ↑ Kononovich, Moroz, 2004 , s. 393-394.
  18. ↑ Karttunen et al., 2007 , s. 243.
  19. ↑ I.-Juliana Sackmann, Arnold I. Boothroyd, Kathleen E. Kraemer. Vores sol. III. Nutid og fremtid  //  The Astrophysical Journal . - Bristol: IOP Publishing , 1993. - 1. november ( vol. 418 ). - S. 457 . — ISSN 0004-637X . - doi : 10.1086/173407 . Arkiveret fra originalen den 26. februar 2008.
  20. ↑ Kononovich, Moroz, 2004 , s. 356-358.
  21. ↑ Darling D. Henyey spor  . Internet Encyclopedia of Science . Dato for adgang: 14. november 2020.
  22. ↑ Henyey- spor  . Oxford Reference . Oxford University Press . Hentet 14. november 2020. Arkiveret fra originalen 15. juli 2021.
  23. ↑ Henyey LG ; Lelevier R.; Levée RD De tidlige faser af stjernernes evolution  (engelsk)  // Rapport. - San Francisco: The Astronomical Society of the Pacific , 1955. Arkiveret fra originalen den 8. oktober 2020.
  24. ↑ Burrows A.; Hubbard WB; Saumon D.; Lunine JI Et udvidet sæt af brune dværg- og stjernemodeller med meget lav masse  //  The Astrophysical Journal  : akademisk tidsskrift. - Bristol: IOP Publishing , 1993. - Vol. 406 , nr. 1 . - S. 158-171 . — ISSN 0004-637X . - doi : 10.1086/172427 . - .  — Se s. 160.
  25. ↑ Kononovich, Moroz, 2004 , s. 398.

Litteratur

  Gå til Wikidata-elementet  Ordbøger og encyklopædier