Жұлдыздың алғашқы қадамдары: протожұлдыз – молекулалық бұлттан масса жинап, дамудың бастапқы кезеңі. 500 мың жылға дейін соқады, кейін негізгі жұлдызға айналады.
Ағылшыншамен салыстырыңыз: абзацты басыңыз — түпнұсқа терезеде ашылады. Абзац астындағы EN түймесі оны мәтін ішінде көрсетеді.
Мазмұны
Кіріспе
Жұлдыз пайда болу процесінің бастапқы кезеңі
Early stage in the process of star formation
Протожұлдыз – әлі де аналық молекулалық бұлтынан масса жинап жатқан өте жас жұлдыз. Бұл жұлдыздық эволюция процесінің ең алғашқы фазасы. Төмен массалы жұлдыз үшін (яғни, Күн массасынан кем немесе оған тең жұлдыз үшін) бұл фаза шамамен 500 000 жылға созалады. Фаза молекулалық бұлттың фрагменті өз гравитациясының күшімен алғаш рет құлай бастағанда басталады, содан кейін құлап жатқан фрагменттің ішінде жарық өткізбейтін, қысыммен ұсталып тұратын ядро пайда болады. Ол құлап түсетін газдың азаюымен аяқталады, нәтижесінде негізгі тізбекке дейінгі жұлдыз қалады, ол кейіннен сутегінің термоядролық синтезі басталып гелий түзілгенде, негізгі тізбек жұлдызына айналады.
A protostar is a very young star that is still gathering mass from its parent molecular cloud. It is the earliest phase in the process of stellar evolution. For a low mass star (i. e. that of the Sun or lower), it lasts about 500,000 years. The phase begins when a molecular cloud fragment first collapses under the force of self gravity and an opaque, pressure supported core forms inside the collapsing fragment. It ends when the infalling gas is depleted, leaving a pre main sequence star, which contracts to later become a main sequence star at the onset of hydrogen fusion producing helium.
Тарих
Жоғарыда қысқаша баяндалған протожұлдыздардың қазіргі түсінігін алғаш рет 1966 жылы Чуширо Хаяси ұсынды. Алғашқы модельдерде протожұлдыздардың мөлшері тым жоғары бағаланған болатын. Кейінгі сандық есептеулер бұл мәселені түсінікті етті және протожұлдыздардың бірдей массадағы негізгі тізбек жұлдыздарынан айтарлықтай үлкен болмайтынын көрсетті. Бұл негізгі теориялық нәтиже бақылаулар арқылы расталды, соның нәтижесінде ең ірі протожұлдыздардың да шағын мөлшерде екені анықталды.
The modern picture of protostars, summarized above, was first suggested by Chushiro Hayashi in 1966. In the first models, the size of protostars was greatly overestimated. Subsequent numerical calculations clarified the issue, and showed that protostars are only modestly larger than main sequence stars of the same mass. This basic theoretical result has been confirmed by observations, which find that the largest pre main sequence stars are also of modest size.
Протожұлдыздық эволюция
Жұлдыз пайда болуы салыстырмалы түрде кішкентай молекулалық бұлттарда, яғни тығыз ядроларда басталады. Әрбір тығыз ядро бастапқыда өзіндік гравитациясымен, оны қысып ұстауға бейім, және газ қысымы мен магниттік қысыммен тепе-теңдікте болады, олар оны кеңейтуге бейім. Тығыз ядро үлкен, айналасындағы бұлттан масса жинаған сайын, өзіндік гравитация қысымды басып, құлау басталады. Тек газ қысымымен ғана қолдау көрсетілген идеалды сфералық бұлттың теориялық модельдеуі, құлау процесінің іштен сыртқа қарай таралатынын көрсетеді. Жұлдызды әлі құрамаған тығыз ядролардың спектроскопиялық байқаулары ықшамдалу орын алатынын көрсетеді. Дегенмен, құлау аймағының сыртқа қарай таралуы әлі байқалған жоқ. Тығыз ядроның ортасына қарай құлаған газ алдымен төмен массалы протожұлдызды, содан кейін объектінің айналасында айналатын протопланеталық дискіні құрайды. Құлау жалғасқан сайын, газдың үлкен бөлігі жұлдызға емес, дискіге шағылысады, бұл бұрыштық импульстің сақталуының салдары. Дискідегі материалдың протожұлдызға қарай спираль бойынша қалай қозғалатыны әлі толық түсініксіз, теориялық зерттеулерге қарамастан. Бұл мәселе, астрофизиканың көп бөлігінде маңызды рөл атқаратын аккрециялық дискілер теориясының үлкен мәселесін көрсетеді. Деректерге қарамастан, протожұлдыздың сыртқы беті кем дегенде жартылай дискінің ішкі жиегінен құлаған, соққы толқынынан өткен газдан тұрады. Сондықтан, беткі қабаты алдын-алағы негізгі тізбекке дейінгі немесе негізгі тізбек жұлдызының салыстырмалы түрде тыныш фотосферасынан өте ерекшеленеді. Оның терең ішкі қабаттарында температурасы қалыпты жұлдызға қарағанда төмен. Оның ортасында сутегі-1 әлі сутегі-1 мен бірігіп, энергия шығармайды. Теория болжамдайды, сутегінің изотопы – дейтерий (сутегі-2) сутегі-1 мен бірігіп, гелий-3 құрайды. Бұл синтез реакциясынан туындайтын жылу протожұлдызды кеңейтеді, соның арқасында ең жас, негізгі тізбекке дейінгі жұлдыздардың мөлшері анықталады. Қалыпты жұлдыздар өз орталықтарындағы ядролық синтезден энергия алады. Протожұлдыздар да энергия өндіреді, бірақ ол оның бетіндегі және айналасындағы дискінің бетіндегі соққылардан шығатын сәулеленуден туындайды. Осылайша пайда болған сәулелену, айналасындағы тығыз ядродағы жұлдызаралық шаңнан өтуі керек. Шаң барлық түсетін фотондарды сіңіріп алып, оларды ұзын толқын ұзындығында қайта сәулелендіреді. Сәйкесінше, протожұлдызды оптикалық толқын ұзындығында анықтау мүмкін емес, және оны Герцспрунг-Рассел диаграммасына орналастыруға болмайды, бұл негізгі тізбекке дейінгі дамыған жұлдыздардан өзгеше. Протожұлдыздан шығатын сәулелену инфрақызыл және миллиметрлік толқын ұзындығында болады деп күтіледі. Мұндай ұзын толқынды сәулеленудің нүктелік көздері молекулалық бұлттармен жасырылған аймақтарда жиі кездеседі. Көбінесе 0 немесе I класты көздер деп аталатындар протожұлдыздар деп саналады. Алайда, бұл идентификацияны растайтын нақты дәлелдер әлі де жоқ.
Star formation begins in relatively small molecular clouds called dense cores. Each dense core is initially in balance between self gravity, which tends to compress the object, and both gas pressure and magnetic pressure, which tend to inflate it. As the dense core accrues mass from its larger, surrounding cloud, self gravity begins to overwhelm pressure, and collapse begins. Theoretical modeling of an idealized spherical cloud initially supported only by gas pressure indicates that the collapse process spreads from the inside toward the outside. Spectroscopic observations of dense cores that do not yet contain stars indicate that contraction indeed occurs. So far, however, the predicted outward spread of the collapse region has not been observed. The gas that collapses toward the center of the dense core first builds up a low mass protostar, and then a protoplanetary disk orbiting the object. As the collapse continues, an increasing amount of gas impacts the disk rather than the star, a consequence of angular momentum conservation. Exactly how material in the disk spirals inward onto the protostar is not yet understood, despite a great deal of theoretical effort. This problem is illustrative of the larger issue of accretion disk theory, which plays a role in much of astrophysics. Regardless of the details, the outer surface of a protostar consists at least partially of shocked gas that has fallen from the inner edge of the disk. The surface is thus very different from the relatively quiescent photosphere of a pre main sequence or main sequence star. Within its deep interior, the protostar has lower temperature than an ordinary star. At its center, hydrogen 1 is not yet fusing with itself. Theory predicts, however, that the hydrogen isotope deuterium (hydrogen 2) fuses with hydrogen 1, creating helium 3. The heat from this fusion reaction tends to inflate the protostar, and thereby helps determine the size of the youngest observed pre main sequence stars. The energy generated from ordinary stars comes from the nuclear fusion occurring at their centers. Protostars also generate energy, but it comes from the radiation liberated at the shocks on its surface and on the surface of its surrounding disk. The radiation thus created must traverse the interstellar dust in the surrounding dense core. The dust absorbs all impinging photons and reradiates them at longer wavelengths. Consequently, a protostar is not detectable at optical wavelengths, and cannot be placed in the Hertzsprung–Russell diagram, unlike the more evolved pre main sequence stars. The actual radiation emanating from a protostar is predicted to be in the infrared and millimeter regimes. Point like sources of such long wavelength radiation are commonly seen in regions that are obscured by molecular clouds. It is commonly believed that those conventionally labeled as Class 0 or Class I sources are protostars. However, there is still no definitive evidence for this identification.