Rambler's Top100Astronet    
  po tekstam   po klyuchevym slovam   v glossarii   po saitam   perevod   po katalogu 		 

Na pervuyu stranicu << 11. Vblizi rozhdayusheisya zvezdy | Oglavlenie | 13. Chto zhe takoe protozvezdy? >>

Ot oblaka k zvezde

"Rasshirenie Vselennoi vo mnogih otnosheniyah podobno kollapsu zvezdy, esli ne schitat' togo, chto napravlenie vremeni pri rasshirenii obratnoe."

S. Hoking, Dzh. Ellis [43]

Teper' my vplotnuyu podoshli k voprosu o tom, kak proishodit prevrashenie gazo-pylevogo oblaka v zvezdu. No prezhde chem nachat' ob etom rasskaz, sdelaem dva zamechaniya. Vo-pervyh, chtoby ponyat' sut' problem, stoyashih pered kosmogonistami segodnya, nam pridetsya poznakomit'sya s tem, kak skladyvalis' sovremennye predstavleniya o zaklyuchitel'nyh etapah zvezdoobrazovaniya. Vtoroe zamechanie kasaetsya formy izlozheniya. Bol'shinstvo rezul'tatov, o kotoryh poidet rech', polucheno s pomosh'yu gromozdkih chislennyh raschetov na EVM, proverit' istinnost' kotoryh mozhno, lish' povtoriv etu gigantskuyu rabotu. Poetomu my ponevole ogranichimsya opisaniem postanovki zadachi i rezul'tatov rascheta, a chitatel' mozhet intuitivno libo doveryat' etim rezul'tatam, libo net.

Odnako v ryade sluchaev sut' dela mozhno ponyat' s pomosh'yu prostyh ocenok, chto, vprochem, trebuet ot chitatelya izvestnoi podgotovki.

Nasha kniga posvyashena protozveedam. No esli vy popytaetes' naiti opredelenie, chto zhe takoe protozvezda, to obnaruzhite, chto sdelat' eto ne tak-to legko. Sudite sami. Na s. 231 knigi "Proishozhdenie i evolyuciya galaktik i zvezd" [40] napisano: "Pod terminom "protozvezdy" obychno ponimayut takuyu fazu evolyucii zvezdy, kogda ona uzhe osvobodilas' ot szhimayusheisya sredy, bol'she ne fragmentiruet i szhimaetsya dal'she samostoyatel'no... do teh por, poka ne vklyuchatsya termoyadernye istochniki energii i zvezda ne pereidet na glavnuyu posledovatel'nost'".

V drugoi knige "Protozvezdy i planety" [51], napisannoi v tom zhe godu, na str. 322 ne menee kategorichno utverzhdaetsya: "Obychno schitaetsya, chto protozvezdy - eto ob'ekty s temperaturoi poverhnosti nizhe 3000 K, v hode evolyucii prohodyashie cherez oblast' diagrammy Gercshprunga - Ressela, kotoraya... zapreshena dlya modelei zvezd, nahodyashihsya v gidrostaticheskom ravnovesii". V malen'koi enciklopedii "Fizika kosmosa" [52] na s. 263 chitaem: "Protozvezdy - neprozrachnye massy gaza, v kotoryh gravitaciya uravnoveshena vnutrennim davleniem", no tam zhe na s. 725 utverzhdaetsya, chto "kollapsiruyushie ob'ekty zvezdnoi massy nazyvayutsya protozvezdami".

Etot raznoboi otnyud' ne sluchaen. On otrazhaet situaciyu, voznikayushuyu pri popytke soglasovat' teoreticheskie raschety s nablyudeniyami processa rozhdeniya zvezd iz gazovyh oblakov. Chtoby stalo yasno, v chem prichina segodnyashnih trudnostei, nam pridetsya snachala opisat' rannie, eshe nesovershennye predstavleniya o protozvezdah, a uzhe zatem pereiti k rezul'tatam issledovanii poslednih let.

Itak, posle togo, kak sila tyagoteniya po toi ili inoi prichine prevysila silu gazovogo davleniya, oblako nachinaet szhimat'sya. Rassmotrim dlya nachala sluchai sfericheski simmetrichnogo oblaka massoi 1 M$_\odot$, prenebregaya ego vrasheniem i prisutstviem magnitnogo polya. Esli prichinoi szhatiya sluzhit gravitacionnaya neustoichivost', to oblako v nachale szhatiya dolzhno imet' razmer lJ » 1,5 1017 sm » 2 106 R$_\odot$, srednyuyu plotnost' r » 10-19 g/sm3 i temperaturu okolo 15 K. Pri takih parametrah oblako neprozrachno dlya vidimogo i bolee korotkovolnovogo izlucheniya, no prozrachno dlya IK izlucheniya s dlinoi volny l > 10 mkm.

Rabota sil tyagoteniya pri szhatii oblaka vnachale idet v osnovnom na uvelichenie kineticheskoi energii dvizhushihsya k centru chastic, i lish' malaya ee chast' perehodit v teplo za schet soudarenii molekul drug s drugom i s pylinkami. No temperatura gaza pri etom ne menyaetsya, poskol'ku rozhdayushiesya pri stolknovenii chastic kvanty IK izlucheniya svobodno pokidayut oblako, unosya teplovuyu energiyu.

Iz-za togo, chto szhatie protekaet pri pochti postoyannoi temperature (t. e. izotermicheski), davlenie gaza rastet gorazdo medlennee, chem sila gravitacii, i vskore posle nachala szhatiya davleniem gaza v raschetah mozhno prosto prenebrech'. Eto oznachaet, chto vremya, neobhodimoe oblaku dlya sushestvennogo szhatiya, budet blizko k vremeni svobodnogo padeniya (tff), kotoroe v nashem sluchae sostavlyaet okolo 0,2 mln let.

Po mere szhatiya oblaka plotnost' gaza vozrastaet, i kvanty IK izlucheniya nachinayut zastrevat' v veshestve, peredavaya svoyu energiyu molekulam i pylinkam. Predpolozhim, kak eto sdelali v nachale 60-h godov yaponskie astrofiziki Ch. Hayashi i T. Nakano, chto na stadii svobodnogo padeniya szhatie oblaka proishodit odnorodno, t. e. plotnost' oblaka menyaetsya so vremenem odinakovo vo vseh tochkah. Togda v etom oblake stadiya neprozrachnosti nastupit v tot moment, kogda ego radius umen'shitsya primerno v 100 raz. Neobhodimoe dlya etogo vremya ochen' blizko k tff. Kak tol'ko oblako stanet neprozrachno dlya sobstvennogo teplovogo izlucheniya, temperatura gaza nachnet povyshat'sya. Davlenie gaza pri etom bystro vozrastet i v opredelennyi moment ostanovit szhatie oblaka.

Proillyustriruem skazannoe s pomosh'yu prostyh ocenok. V sfericheski simmetrichnom oblake sila tyagoteniya, deistvuyushaya na 1 g gaza, ravna Ft = GM(R)/R2. Protivodeistvuet ei vytalkivayushaya sila Arhimeda, t. e. raznost' gazovogo davleniya sverhu i snizu: v raschete na 1 g veshestva eta sila ravna Fg = (dP/dR}/r, gde r i R - sootvetstvenno plotnost' i davlenie gaza. Ne stremyas' k ideal'noi tochnosti, proizvodnuyu mozhno zamenit' otnosheniem velichin: Fg » P/(rR). A uchityvaya, chto po zakonu Klapeirona - Mendeleeva temperatura gaza T ~ R/r, poluchaem Fg ~ T/R.

Takim obrazom, pri izotermicheskom szhatii oblaka sila tyagoteniya vozrastaet so vremenem po zakonu R-2, a sila gazovogo davleniya - po zakonu R-1, t. e. medlennee. V ishodnom sostoyanii (R » lJ/4) eti sily byli ravny, no kogda radius oblaka pri szhatii umen'shilsya v neskol'ko raz, vo stol'ko zhe raz uvelichilas' sila Ft, po sravneniyu s Fg, i dal'neishee szhatie mozhno rassmatrivat' v rezhime svobodnogo padeniya.

Izmenenie neprozrachnosti oblaka po mere ego szhatiya ocenivaetsya takzhe prosto. Veroyatnost' poglosheniya kvanta proporcional'na chislu atomov na ego puti, t. e. velichine rR. A tak kak r ~ M/R3, to rR ~ 1/R2, sledovatel'no, neprozrachnost' bystro vozrastaet po mere szhatiya oblaka.

V 1964 g. Ch. Hayashi i T. Nakano vpervye podrobno issledovali dinamiku szhatiya (kollapsa) protozvezdnogo oblaka. Oni rasschitali evolyuciyu pervonachal'no odnorodnogo izotermicheskogo shara massoi 1 M$_\odot$, nachinaya s momenta, kogda oblako stalo neprozrachnym. V etot moment radius oblaka 2,5 104 R$_\odot$, plotnost' 4 10-14 g/sm3 i temperatura 15 K. Raschety pokazali, chto vozrastanie neprozrachnosti veshestva proishodit stol' bystro, chto diffuziya izlucheniya naruzhu ne uspevaet otvodit' vydelyayusheesya pri szhatii teplo. Poetomu nedra protozvezdy stanovyatsya goryachee ee poverhnosti i v deistvie vstupaet dopolnitel'nyi mehanizm teplootvoda - konvekciya. Inymi slovami, nachinaetsya intensivnoe peremeshivanie veshestva, perenosyashee goryachii gaz k poverhnosti protozvezdy, a ostyvshii - v ee nedra.

Vsplytie goryachih elementov gaza proishodit gorazdo bystree, chem diffuziya izlucheniya skvoz' nih. Poetomu oni ne obmenivayutsya drug s drugom teplovoi energiei, a lish' adiabaticheski rasshiryayutsya pri vsplytii, popadaya v oblast' ponizhennogo davleniya vblizi poverhnosti protozvezdy, Takim obrazom, konvekciya ne tol'ko otvodit teplo, no i prevrashaet raspredelenie davleniya, plotnosti i temperatury v adiabaticheskoe.

V etot period sila gravitacii vse eshe igraet osnovnuyu rol', t. e. szhatie proishodit v rezhime svobodnogo padeniya. Odnako dlya adiabaticheskogo raspredeleniya harakterno umen'shenie plotnosti oblaka ot centra k periferii. A poskol'ku tff uvelichivaetsya s umen'sheniem plotnosti, central'naya chast' oblaka budet szhimat'sya bystree, chem vneshnyaya, i raspredelenie plotnosti s techeniem vremeni budet stanovit'sya vse bolee i bolee neodnorodnym.

V rezul'tate uzhe cherez neskol'ko let posle nachala adiabaticheskogo szhatiya v central'noi oblasti protozvezdy formiruetsya gidrostaticheski ravnovesnoe yadro massoi 10-2 M$_\odot$, radiusom 6 103 R$_\odot$, central'noi temperaturoi 2100 K i plotnost'yu 2 10-8 g/sm3. V to zhe vremya vneshnie sloi po-prezhnemu svobodno padayut k centru. Natalkivayas' na yadro so skorost'yu okolo 1 km/s, veshestvo vneshnih sloev rezko tormozitsya, i na granice yadra voznikaet udarnaya volna, v kotoroi kineticheskaya energiya padayushego gaza prevrashaetsya v teplo.

Padayushee veshestvo obolochki vliyaet na yadro dvoyakim obrazom: vo-pervyh, ono uvelichivaet ego massu, zastavlyaya bystree szhimat'sya, a vo-vtoryh, sposobstvuet ego nagrevu. Poka temperatura v centre ne podnimetsya do 104 K, yadro ostaetsya v gidrostaticheskom ravnovesii. Odnako vyshe etoi temperatury nachinaetsya ionizaciya atomov vodoroda, i teplovaya energiya rashoduetsya ne tol'ko na nagrev gaza, no i na razrushenie atomov - shodnaya situaciya voznikaet pri plavlenii tverdyh tel i pri kipenii zhidkostei, tol'ko v etom sluchae energiya zatrachivaetsya na razryv ne vnutriatomarnyh, a mezhatomarnyh svyazei.

Poka prodolzhaetsya ionizaciya vodoroda, temperatura gaza pochti ne vozrastaet. Po etoi prichine davlenie v rezul'tate szhatiya uvelichivaetsya medlennee, chem sila tyazhesti, i gidrostaticheskoe ravnovesie v yadre narushaetsya. Ono nachinaet szhimat'sya bystro i neodnorodno.

Kogda zhe ves' gaz stanovitsya ionizovannym, vozobnovlyaetsya bystryi rost temperatury, chto privodit k poyavleniyu novogo gidrostaticheski ravnovesnogo yadra men'shego razmera (M » 10-2 M$_\odot$, R » 103 R$_\odot$). Na granice novogo yadra voznikaet vtoraya udarnaya volna, gorazdo bolee sil'naya, chem pervaya: ved' sila tyazhesti i skorost' padeniya zdes' sushestvenno vyshe. Eta udarnaya volna dvizhetsya naruzhu i primerno za 100 sutok dostigaet poverhnosti protozvezdy, preobrazuya po puti napravlennoe dvizhenie vneshnih sloev v teplo.

V rezul'tate pochti vo vsem ob'eme protozvezdy razrushayutsya molekuly, a zatem i atomy vodoroda i geliya, isparyaetsya pyl', i ob'ekt v celom dostigaet gidrostaticheskogo ravnovesiya. Na etom zavershaetsya adiabaticheskoe szhatie, obshaya prodolzhitel'nost' kotorogo okolo 20 let, i protozvezda vstupaet v novuyu fazu evolyucii - v tak nazyvaemuyu stadiyu Hayashi. My ne sluchaino ispol'zovali vyshe termin "protozvezda": imenno tak v rabote Hayashi i Nakano nazyvaetsya szhimayusheesya oblako posle togo, kak ono stalo neprozrachnym dlya sobstvennogo teplovogo izlucheniya.

Teper' sleduet skazat' o parametrah protozvezdy v moment dostizheniya eyu gidrostaticheskogo ravnovesiya. Kak my vidim, bystroe szhatie protozvezdy ostanavlivaetsya v tot moment, kogda vse ee veshestvo prevrashaetsya v plazmu. Sledovatel'no, protozvezda budet szhimat'sya do teh por, poka rabota sily gravitacii ne prevratit v plazmu ves' molekulyarnyi gaz. Konechno, chast' teplovoi energii, vydelyayusheisya pri szhatii, unositsya izlucheniem. Odnako faza adiabaticheskogo szhatiya v raschetah yaponskih uchenyh okazalas' stol' korotkoi, chto za eto vremya izluchenie ne mozhet unesti zametnuyu dolyu energii i etimi poteryami vpolne mozhno prenebrech'. Predshestvovavshaya ei faza izotermicheskogo szhatiya dlitsya gorazdo dol'she, no svetimost' protozvezdy v etot period ochen' mala, i poetomu poterya energii na izluchenie takzhe okazyvaetsya mizernoi.

Chtoby podtverdit' skazannoe, vnov' obratimsya k prostym ocenkam. Kak izvestno, gravitacionnaya energiya shara ravna kGM2 / R, gde k - koefficient poryadka edinicy, zavisyashii ot raspredeleniya plotnosti vnutri shara. Dlya odnorodnogo shara k1 = 0,6, a pri adiabaticheskom raspredeleniya plotnosti, kogda davlenie i plotnost' svyazany sootnosheniem R ~ r5/3, k2 = 6/7. Istochnikom energii kak dlya izlucheniya protozvezdy, tak i dlya ionizacii ee veshestva, sluzhit vydelenie gravitacionnoi energii pri szhatii, po absolyutnoi velichine ravnoe raznosti gravitacionnyh energii ishodnogo oblaka (-k1GM2 / RJ) i szhavsheisya protozvezdy (-k2GM2 / R). No poskol'ku RJ >> R, to vydelenie gravitacionnoi energii sostavlyaet DE » k2GM2 / R.

Kak sleduet iz teoremy viriala, k momentu ustanovleniya gidrostaticheskogo ravnovesiya polovina etoi energii zatrachivaetsya na nagrevanie gaza, a vtoraya polovina mozhet byt' izrashodovana na dissociaciyu molekul, ionizaciyu atomov i na izluchenie. Dlya dissociacii 1 kg molekulyarnogo vodoroda i posleduyushei ionizacii atomov vodoroda i geliya neobhodimo zatratit' c » 109 Dzh/kg. Znachit, chtoby vse veshestvo protozvezdy prevratit' v plazmu, neobhodimo zatratit' energiyu cM. Iz ravenstva cM = k2GM2 / 2Rx poluchim radius protozvezdy v moment ustanovleniya gidrostaticheskogo ravnovesiya: Rx » k2GM / 2c.

Za vremya izotermicheskogo szhatiya ne mozhet byt' vysvechena energiya bolee toi, chto vydelyaetsya gravitacionnym mehanizmom: GM2 / R0, gde R0 - radius, pri kotorom oblako stanovitsya neprozrachnym. No poskol'ku R0 >> Rx, to eta energiya nichtozhno mala po sravneniyu s energiei, vydelyayusheisya na stadii adiabaticheskogo szhatiya, i eyu mozhno prenebrech'.

Ustanovlenie gidrostaticheskogo ravnovesiya oznachaet, chto v kazhdoi tochke protozvezdy soblyudaetsya ravenstvo sil gravitacii i gazovogo davleniya:

\large$$\frac{dP}{dt}=-\frac{GM\rho}{R^2}$$

ili po poryadku velichiny R / R » GMr / R2. Togda, uchityvaya, chto dlya vodorodnoi plazmy T = R / (2rA), gde A - universal'naya gazovaya postoyannaya, poluchim: T ~ M / Rx. A tak kak Rx ~ M, to T ne zavisit ot massy protozvezdy.

Hotya v privedennyh vyshe ocenkah figuriruyut nekie srednie velichiny R, r i T, mozhno pokazat', chto analogichnye sootnosheniya spravedlivy i dlya sootvetstvuyushih velichin Rc, rc i Tc v centre protozvezdy. V chastnosti, rc ~ r ~ M / R3x ~ M-2.

Po raschetam Hayashi i Nakano v moment dostizheniya gidrostaticheskogo ravnovesiya radius protozvezdy s massoi v 1 M$_\odot$ sostavlyaet 50 R$_\odot$, a u prochih protozvezd on otlichaetsya ot etoi velichiny proporcional'no ih masse. Iz etogo sleduet, chto v nachale stadii Hayashi temperatura v centre protozvezd pochti ne zavisit ot ih massy i ravna 2 105 K, a central'naya plotnost' protozvezdy obratno proporcional'na kvadratu ee massy. No chem men'she plotnost', tem bolee prozrachno veshestvo dlya izlucheniya. Poetomu u massivnyh protozvezd dlya otvoda tepla iz central'nyh oblastei dostatochno tol'ko izlucheniya: v ih yadre konvekciya otsutstvuet i poetomu govoryat, chto u massivnyh protozvezd formiruetsya "luchistoe yadro". Zvezdy zhe s massoi menee 3 M$_\odot$ ostayutsya polnost'yu konvektivnymi.

Informaciyu o lyubom astronomicheskom ob'ekte my poluchaem prezhde vsego iz analiza ego izlucheniya. Poetomu vopros o tom, kak budet izluchat' protozvezda v hode svoei evolyucii, predstavlyaet osobyi interes. Na stadii izotermicheskogo szhatiya svetimost' oblaka rezko vozrastaet so vremenem, poskol'ku skorost' szhatiya nepreryvna uvelichivaetsya. Iz-za nizkoi temperatury gaza izluchenie sosredotocheno v dalekom IK diapazone - eto prezhde vsego izluchenie molekul N2 v liniyah s dlinoi volny okolo 28 mkm i teplovoe izluchenie pyli v oblasti okolo dliny volny 200 mkm. Maksimum svetimosti, ravnyi primerno 0,2 L$_\odot$ dlya protozvezdy massoi 1 M$_\odot$, dolzhen dostigat'sya neposredstvenno pered tem, kak oblako stanet neprozrachnym.

Rost neprozrachnosti privodit k umen'sheniyu svetimosti, prakticheski ne menyaya spektral'nogo sostava izlucheniya. Rezkoe povyshenie svetimosti do 300 L$_\odot$ proishodit v rezul'tate vyhoda na poverhnost' protozvezdy udarnoi volny, kotoraya nagrevaet vneshnie sloi do temperatury okolo 3000 K. Pri takoi temperature protozvezda uzhe stanovitsya opticheskim istochnikom izlucheniya krasnogo cveta.

Takim obrazom, v modeli Hayashi - Nakano posle okonchaniya bystrogo szhatiya protozvezda dolzhna vyglyadet' kak obychnaya holodnaya zvezda, prichem perehod ot stadii infrakrasnogo ob'ekta k opticheskomu dolzhen proizoiti ochen' bystro - menee chem za 100 sutok.
Diagramma svetimost'-temperatura
Ris. 12.1. Diagramma svetimost'-temperatura poverhnosti dlya zvezd tipa T Tel'ca (tochki) iz oblasti zvezdoobrazovaniya v Tumannosti Oriona: sploshnaya tolstaya liniya - nachal'naya glavnaya posledovatel'nost'; sploshnymi tonkimi liniyami pokazany treki protozvezd razlichnoi massy, znachenie kotoroi v edinicah M$_\odot$ ukazano vblizi glavnoi posledovatel'nosti; shtrihovye linii - polozhenie protozvezd s radiusami 1, 3 i 10 R$_\odot$

Teper' ostaetsya rasskazat' o poslednem etape evolyucii protozvezdy - o stadii medlennogo szhatiya. Poskol'ku dlya nablyudatelya protozvezda teper' principial'no ne otlichaetsya ot obychnyh zvezd, opisyvat' dal'neishuyu ee evolyuciyu udobno s pomosh'yu diagrammy Gercshprunga - Ressela (ris. 12.1). V 1961 g. Hayashi dokazal, chto dlya medlenno szhimayusheisya polnost'yu konvektivnoi protozvezdy spravedlivy dva sleduyushih utverzhdeniya: vo-pervyh, ee svetimost' dolzhna ubyvat' s umen'sheniem radiusa, a vo-vtoryh, temperatura poverhnosti takih protozvezd slabo zavisit ot ih massy i pochti ne zavisit ot svetimosti.

Kak my uzhe znaem, protozvezdy s massoi menee 3M$_\odot$, podhodyat k stadii medlennogo szhatiya polnost'yu konvektivnymi. Sledovatel'no, v sootvetstvii s teoriei Hayashi ih puti na diagramme Gercshprunga - Ressela dolzhny vyglyadet' kak pochti vertikal'nye linii. Etot etap zhizni protozvezd i nazyvayut stadiei Hayashi.

Protozvezdy massoi menee 0,3 M$_\odot$ v processe medlennogo szhatiya ostayutsya polnost'yu konvektivnymi i opuskayutsya na glavnuyu posledovatel'nost' po vertikal'nomu puti. U protozvezd bol'shei massy iz-za povysheniya central'noi temperatury v hode szhatiya v opredelennyi moment voznikaet luchistoe yadro. Eto sushestvenno izmenyaet dal'neishuyu svyaz' mezhdu temperaturoi poverhnosti protozvezdy i ee svetimost'yu: temperatura poverhnosti v hode dal'neishego szhatiya nachinaet bystro uvelichivat'sya.

Dlya teh, kto znakom s osnovami fiziki zvezd, popytaemsya obosnovat' privedennye vyshe utverzhdeniya. Snachala pokazhem, chto trek (put') polnost'yu konvektivnoi zvezdy na diagramme Gercshprunga - Ressela dolzhen byt' vertikal'nym. My uzhe videli, chto dlya zvezdy, nahodyasheisya v gidrostaticheskom ravnovesii, temperatura i plotnost' v centre svyazany s massoi i radiusom sootnosheniyami:

\large$$T_c \propto \frac{M}{R}, \qquad r_c \propto \frac{M}{R^3}.$$ (12.1)

Esli zvezda polnost'yu konvektivna, to entropiya gaza S postoyanna vdol' radiusa. A poskol'ku dlya ideal'nogo gaza S ~ T3/2r-1, to parametry zvezdy v centre svyazany s parametrami vblizi poverhnosti sleduyushim priblizhennym sootnosheniem:

\large$$\frac{T_c^{3/2}}{r_c} \gg \frac{T_{ef}^{3/2}}{r_{ef}}.$$ (12.2)

Napomnim, chto effektivnoi temperaturoi zvezdy (Tef) nazyvaetsya temperatura absolyutno chernogo tela, moshnost' izlucheniya kotorogo s edinicy poverhnosti ravna moshnosti izlucheniya dannoi zvezdy. Ispol'zuya eto opredelenie i zakon Stefana - Bol'cmana, mozhno vyrazit' svetimost' zvezdy (L) cherez ee radius i effektivnuyu temperaturu poverhnosti:

\large$$L=4\pi R^2\sigma T_{ef}^4 \quad \mbox{\rm ili} \quad L\sim R^2 T_{ef}^4\,.$$ (12.3)

Teoriya zvezdnyh atmosfer utverzhdaet, chto esli v fotosfere zvezdy perenos energii osushestvlyaetsya izlucheniem (a v bol'shinstve sluchaev eto deistvitel'no tak, poskol'ku iz-za maloi plotnosti veshestva konvekciya tam neeffektivna), to temperatura etih sloev pochti postoyanna, a plotnost' eksponencial'no umen'shaetsya v napravlenii k poverhnosti. Poetomu, kak i v sluchae zemnoi atmosfery, mozhno govorit' ob effektivnoi tolshine (H) atmosfery zvezdy, prichem H << R. Bolee togo, teoriya ukazyvaet, chto plotnost' gaza u osnovaniya fotosfery (ref) svyazana s velichinoi N sootnosheniem krefH » 1, gde k (sm2/g) - koefficient poglosheniya izlucheniya. Eto sootnoshenie sleduet iz opredeleniya fotosfery kak sloya, nizhe kotorogo veshestvo zvezdy uzhe neprozrachno.

Pri temperaturah T » (3 ¸ 5) 103 K osnovnuyu rol' v pogloshenii izlucheniya igrayut razlichnye molekuly i otricatel'nyi ion vodoroda. Zavisimost' koefficienta poglosheniya ot temperatury i plotnosti pri dannom himicheskom sostave ochen' slozhna, no v pervom priblizhenii ee mozhno approksimirovat' prostoi formuloi: k ~ Tarb, gde a i b - nekotorye postoyannye koefficienty. Hayashi i Nakano v svoih raschetah ispol'zovali znacheniya k, predvaritel'no vychislennye po slozhnym formulam i predstavlennye v vide tablic. No oni neploho mogut byt' approksimirovany nashei formuloi pri a = 4 i b = 0,5. Togda poluchim:

\large$$H \propto \frac{1}{T_{ef}^4 \rho_{ef}^{3/2}}.$$ (12.4)

V fotosfere, kak i vo vsei zvezde, soblyudaetsya gidrostaticheskoe ravnovesie. Poskol'ku H << R, to iz uravneniya ravnovesiya poluchaem:

\large$$P_{ef} \gg \frac{GM}{R^2} \rho_{ef} H.$$ (12.5)

Kombiniruya sootnosheniya (12.1) - (12.5), nahodim siyaz' mezhdu svetimost'yu zvezdy, ee massoi i effektivnoi temperaturoi:

\large$$T_{ef} \propto M^{7/31} L^{1/62}.$$ (12.6)

Poluchennoe vyrazhenie kak raz i dokazyvaet to, chto pri izmenenii svetimosti polnost'yu konvektivnoi zvezdy ee effektivnaya temperatura ostaetsya pochti postoyannoi. Na diagramme Gercshprunga - Ressela trek takoi zvezdy budet prakticheski vertikal'nym. A poskol'ku pri szhatii protozvezdy ee radius umen'shaetsya, to, kak vidno iz formuly (12.3), svetimost' protozvezdy na etoi stadii budet ubyvat' so vremenem.

V otlichie ot fotosfery v glubine protozvezdy gaz polnost'yu ionizovan i zavisimost' koefficienta poglosheniya ot r i T imeet uzhe drugoi vid (etu zavisimost' nazyvayut zakonom Kramersa):

\large$$k \propto \rho/T^{7/2}.$$ (12.7)

A poskol'ku u konvektivnoi zvezdy r ~ T3/2, to my vidim, chto k ~ T-2, ili, ispol'zuya formulu (12.1), k ~ R2. Znachit, veshestvo v centre protozvezdy naibolee prozrachno dlya izlucheniya. Teper' stanovitsya ponyatnym, pochemu na opredelennom etape szhatiya vokrug centra zvezdy voznikaet oblast', v kotoroi perenos energii osushestvlyaetsya izlucheniem - luchistoe yadro.

Po mere szhatiya protozvezdy vse men'shaya chast' ee ob'ema ostaetsya ohvachennoi konvekciei. Eto privodit k izmeneniyu napravleniya peremesheniya protozvezdy po diagramme Gercshprunga-Ressela. Rassmotrim predel'nyi sluchai: opredelim formu treka dlya zvezdy, polnost'yu nahodyasheisya v sostoyanii luchistogo ravnovesiya, u kotoroi perenos energii proishodit tol'ko za schet diffuzii kvantov iz nedr k poverhnosti. Podderzhivaetsya etot process za schet gradienta temperatury:

\large$$\sigma T^3\frac{dT}{dr} =- \frac{3kL_r\rho}{64\pi r^2}.$$ (12.8)

gde Lr, T i r - velichiny v tochke, otstoyashei ot centra zvezdy na rasstoyanie r. Dlya srednih znachenii etih velichin, kak i ran'she, poluchaem:

\large$$T^4 \propto kL\rho/R.$$ (12.9)

Ispol'zuya dlya k vyrazhenie (12.7), a dlya T i r - vyrazhenie (12.1), s uchetom formuly (12.3) poluchaem:

\large$$L \propto T_{ef}^{4/5} M^{22/5}.$$ (12.10)

Sledovatel'no, na diagramme Gercshprunga - Ressela forma treka dlya polnost'yu luchistoi protozvezdy s fiksirovannoi massoi opisyvaetsya sleduyushei zavisimost'yu:

\large$$\lg L \propto 0.8\lg T_{ef}.$$ (12.11)

Znachit, pri perehode ot konvektivnogo perenosa energii k luchistomu vertikal'nyi trek protozvezdy perehodit v naklonnuyu liniyu.

Do 1961 g. voobshe schitalos', chto evolyuciya protozvezd polnost'yu opisyvaetsya naklonnymi ("luchistymi") traektoriyami. Eto vyzyvalo ser'eznye trudnosti pri interpretacii diagramm "spektr - svetimost'" molodyh zvezdnyh skoplenii. Rabota Hayashi, ukazavshego na neobhodimost' ucheta konvekcii, pozvolila ustranit' voznikshie protivorechiya mezhdu teoriei i nablyudeniyami. Poetomu terminy "stadiya Hayashi" i "trek (traektoriya) Hayashi" zasluzhenno otrazhayut bol'shoi vklad yaponskogo astrofizika v reshenie etoi problemy.

Itak, protozvezda medlenno szhimaetsya, i nastupaet moment, kogda temperatura v ee nedrah dostigaet znacheniya okolo 3 106 K, pri kotorom nachinayutsya termoyadernye reakcii. Vnachale vydelenie termoyadernoi energii ne kompensiruet poter' na izluchenie s poverhnosti protozvezdy. Poetomu szhatie prodolzhaetsya, temperatura v nedrah vozrastaet, intensivnost' yadernogo goreniya usilivaetsya. Szhatie dolzhno prekratit'sya, kogda moshnost' termoyadernogo "kotla" stanet ravnoi svetimosti protozvezdy. Posle etogo sobytiya protozvezdu uzhe mozhno schitat' normal'noi zvezdoi, hotya razlichnye perehodnye processy eshe nekotoroe vremya budut prodolzhat'sya.

Prevrashenie protozvezdy massoi 1 M$_\odot$ v normal'nuyu zvezdu na diagramme Gercshprunga - Ressela proishodit v tochke s koordinatami L » 0,7 L$_\odot$ i Tef » 5800 K. Esli otmetit' na etoi diagramme analogichnye tochki dlya zvezd raznyh mass, to poluchitsya liniya, kotoruyu prinyato nazyvat' nachal'noi glavnoi posledovatel'nost'yu. Eto svoeobraznaya "startovaya liniya" normal'nyh zvezd. Odnako ne kazhdoi protozvezde suzhdeno stat' zvezdoi: lish', ob'ekty massoi bolee 0,07 M$_\odot$ "udostaivayutsya etoi chesti". U menee massivnyh protozvezd temperatura v centre nikogda ne podnimaetsya do urovnya, neobhodimogo dlya intensivnogo protekaniya termoyadernyh reakcii.
Central'naya temperatura i vklad yadernogo energovydeleniya
Ris. 12.2. Dlya protozvezd s massami 0.085 i 0.07 M pokazano, kak izmenyaetsya s vozrastom ih central'naya temperatura (vverhu) i vklad yadernogo energovydeleniya LYa v polnuyu svetimost' L. Vidno, chto ob'ekt s massoi 0.07 M$_\odot$ tak i ne prevrashaetsya v zvezdu glavnoi posledovatel'nosti.

Szhatie takih protozvezd ostanavlivaet ne teplovoe a kvantovomehanicheskoe davlenie gaza. Iz principa zapreta Pauli sleduet, chto pri bol'shoi plotnosti plazmy elektrony nachinayut ispytyvat' sil'noe vzaimnoe ottalkivanie, kotoroe delaet plazmu chrezvychaino uprugoi. Etot effekt, nazvannyi davleniem vyrozhdennogo elektronnogo gaza, osobenno vazhen dlya malomassivnyh protozvezd, central'naya plotnost' u kotoryh v nachale stadii Hayashi znachitel'no vyshe, chem u protozvezd bol'shoi massy.

Kak vidno iz ris. 12.2. u protozvezdy massoi 0,07 M$_\odot$ davlenie vyrozhdennogo elektronnogo gaza ostanavlivaet szhatie eshe do togo, kak energovydelenie termoyadernyh reakcii smozhet kompensirovat' poteri na izuchenie energii s poverhnosti. V konce koncov takie protozvezdy, tak i ne stav normal'nymi zvezdami, prevrashayutsya v holodnye planetoobraznye tela. S takimi sverhlegkimi "zvezdo-planetami" my uzhe poznakomilis' v gl. 6.

Dlya togo chtoby ocenit', naskol'ko elektronnyi gaz blizok k vyrozhdeniyu, nuzhno sravnit' temperaturu gaza s velichinoi TF, nazyvaemoi temperaturoi Fermi. Esli T >> TF, to gaz ne vyrozhden i kvantovomehanicheskimi effektami mozhno prenebrech'. No esli T ~ TF, to pol'zovat'sya klassicheskim uravneniem sostoyaniya (t. e. zakonom Klapeirona - Mendeleeva) uzhe nel'zya.

Dlya nerelyativistskoi elektronnoi komponenty vodorodnoi plazmy TF » 3 105 Kr2/3. Poetomu v centre zvezdy spravedlivo otnoshenie

\large$$\left.\left(T/T_{\mathrm{F}}\right)\right|_c \propto M^{1/3}R.$$ (12.12)

Otsyuda vidno, chto po mere szhatiya elektronnyi gaz priblizhaetsya k vyrozhdeniyu, prichem bolee zametno vyrozhdenie proyavlyaetsya u zvezd maloi massy.

U protozvezd bol'shoi massy po mere ih priblizheniya k nachal'noi glavnoi posledovatel'nosti odna za drugoi "vklyuchayutsya" razlichnye termoyadernye reakcii. Pri otnositel'no nizkoi temperature nachinayut goret' izotopy litiya i berilliya. Oni bystro prevrashayutsya v gelii, vydelyaya sravnitel'no malo tepla. Zatem s povysheniem temperatury nachinaetsya osnovnaya reakciya prevrasheniya vodoroda v gelii. Poskol'ku v hode etoi reakcii rozhdayutsya promezhutochnye izotopy (D2, Ne3), kotoryh v normal'noi mezhzvezdnoi srede prakticheski net, v nedrah protozvezdy nekotoroe vremya proishodyat processy vyravnivaniya (relaksacii), posle kotoryh v ravnovesie prihodyat ne tol'ko fizicheskie parametry ob'ekta, no i ego izotopnyi sostav. V rezul'tate processov relaksacii szhatie protozvezdy v central'noi oblasti mozhet na vremya smenit'sya rasshireniem, pri etom ee traektoriya vblizi nachal'noi glavnoi posledovatel'nosti ispytyvaet dovol'no prichudlivye izgiby.

V zaklyuchenie etoi glavy skazhem o harakternom vremeni, kotoroe provodyat protozvezdy v stadii medlennogo szhatiya. Ocenit' eto vremya dovol'no prosto: po sushestvu, eto uzhe bylo sdelano 100 let nazad lordom Kel'vinom (gl. 4). Deistvitel'no, vysvechivanie teplovoi energii proishodit za schet izmeneniya energii gravitacionnoi. Polnoe vydelenie gravitacionnoi energii k momentu, kogda protozvezda dostigaet glavnoi posledovatel'nosti, sostavlyaet DE = GM2 / R, gde R - radius zvezdy. Polovina etoi energii idet na nagrevanie veshestva zvezdy, a polovina vysvechivaetsya. Harakternoe vremya szhatiya naidem, razdeliv poteryu energii pa moshnost' izlucheniya (estestvenno, chto eto vremya nazyvayut "kel'vinovskim" ili "kel'vin-gel'mgol'cevskim"):

\large$$t_{\textrm{KH}} = \frac{GM^2}{2RL}.$$ (12.13)

Zametim, chto osnovnoi zapas gravitacionnoi energii vydelyaetsya, kogda radius protozvezdy uzhe blizok k svoemu konechnomu znacheniyu, a svetimost' umen'shilas' do znacheniya, s kotorym ob'ekt vstupaet na nachal'nuyu glavnuyu posledovatel'nost' (L). Po etoi prichine skorost' dvizheniya protozvezdy po evolyucionnomu treku umen'shaetsya po mere ee szhatiya, i bol'shuyu chast' vremeni ona provodit vblizi glavnoi posledovatel'nosti. Poetomu, podstaviv v formulu (12.13) znachenie svetimosti zvezdy na glavnoi posledovatel'nosti, my poluchim dostatochno tochnuyu ocenku vremeni medlennogo szhatiya.

Dlya protosolnca (M = 1 M$_\odot$) eto vremya sostavlyaeg primerno 30 mln let. Dlya protozvezd inoi massy ono zavisit ot sootnosheniya mezhdu massoi, radiusom i svetimost'yu ih konechnogo "produkta" - normal'nyh zvezd. Kak izvestno, u zvezd glavnoi posledovatel'nosti umerennyh mass L ~ M5, a u bolee massivnyh L ~ M3. Poetomu v srednem mozhno prinyat', chto L ~ M4. A radius etih zvezd pochti proporcionalen ih masse (R ~ M). Otsyuda netrudno naiti zavisimost' vremeni medlennogo szhatiya ot massy protozvezdy:

\large$$t_{\textrm{KH}} \propto M^{-3}.$$ (12.14)

Sledovatel'no, chem massivnee protozvezda, tem men'she ei nuzhno vremeni, chtoby dostignut' glavnoi posledovatel'nosti. I naoborot, u predkov zvezd minimal'no vozmozhnoi massy (~ 10-1 M$_\odot$) vremya szhatiya primerno ravno vozrastu Galaktiki (» 2 1010 let). My uzhe govorili (gl. 6), chto takih malyutok nemalo v okrestnosti Solnca. Veroyatno, mnogie iz nih vse eshe prebyvayut v protozvezdnom sostoyanii.

Poskol'ku prodolzhitel'nost' medlennogo szhatiya protozvezdy sil'no zavisit ot ee massy, a prodolzhitel'nost' stadii svobodnogo padeniya - ne ochen', vse protozvezdy mozhno razdelit' na dve gruppy, granicei mezhdu kotorymi sluzhit znachenie massy 3 M$_\odot$. U menee massivnyh protozvezd medlennoe szhatie prodolzhaetsya znachitel'no dol'she svobodnogo padeniya, poetomu k momentu prihoda protozvezdy na glavnuyu posledovatel'nost' ee obolochka uzhe polnost'yu osela na yadro. No u massivnyh protozvezd medlennoe szhatie dlitsya nedolgo, poetomu yadro bystro prevrashaetsya v normal'nuyu zvezdu a obolochka eshe prodolzhaet svoe padenie, okutyvaya rodivshuyusya zvezdu holodnym gazopylevym "kokonom".


<< 11. Vblizi rozhdayusheisya zvezdy | Oglavlenie | 13. Chto zhe takoe protozvezdy? >>

Publikacii s klyuchevymi slovami: Protozvezdy - zvezdoobrazovanie
Publikacii so slovami: Protozvezdy - zvezdoobrazovanie
Sm. takzhe:
Vse publikacii na tu zhe temu >>

Mneniya chitatelei [4]
Ocenka: 3.1 [golosov: 98]
 
O reitinge
Versiya dlya pechati Raspechatat'

Astrometriya - Astronomicheskie instrumenty - Astronomicheskoe obrazovanie - Astrofizika - Istoriya astronomii - Kosmonavtika, issledovanie kosmosa - Lyubitel'skaya astronomiya - Planety i Solnechnaya sistema - Solnce

Astronet | Nauchnaya set' | GAISh MGU | Poisk po MGU | O proekte | Avtoram

Kommentarii, voprosy? Pishite: info@astronet.ru ili syuda

Rambler's Top100 Yandeks citirovaniya