Ранние стадии формирования звёзд

Введение

Ранняя стадия процесса звездообразования.

Протозвезда – это очень молодая звезда, которая всё ещё собирает массу из своего родительского молекулярного облака. Это самая ранняя фаза в процессе звёздной эволюции. Для звезды с низкой массой (то есть, как Солнце или меньше) она длится около 500 000 лет. Эта фаза начинается, когда фрагмент молекулярного облака впервые коллапсирует под действием собственной гравитации, и внутри коллапсирующего фрагмента формируется непрозрачное ядро, поддерживаемое давлением. Она заканчивается, когда запас падающего газа исчерпывается, оставляя звезду, предшествующую главной последовательности, которая сжимается и впоследствии становится звездой главной последовательности с началом синтеза водорода в гелий.

История

Современная картина протозвезд, обобщенная выше, была впервые предложена Чусиро Хаяси в 1966 году. В первых моделях размеры протозвезд были значительно переоценены. Последующие численные расчёты прояснили этот вопрос и показали, что протозвезды лишь умеренно больше звезд главной последовательности той же массы. Этот фундаментальный теоретический результат был подтвержден наблюдениями, которые выявили, что самые крупные звезды, находящиеся на пред-главной последовательности, также имеют умеренные размеры.

Протозвездная эволюция

Звездное формирование начинается в относительно небольших молекулярных облаках, называемых плотными ядрами. Каждое плотное ядро изначально находится в равновесии между собственной гравитацией, стремящейся сжать объект, и давлением газа и магнитным давлением, стремящимися его расширить. По мере того как плотное ядро аккрецирует массу из окружающего его более крупного облака, собственная гравитация начинает преобладать над давлением, и начинается коллапс. Теоретическое моделирование идеализированного сферического облака, изначально поддерживаемого только давлением газа, указывает на то, что процесс коллапса распространяется изнутри кнаружи. Спектроскопические наблюдения плотных ядер, в которых ещё нет звёзд, показывают, что сжатие действительно происходит. Однако предсказанное наружное распространение области коллапса до сих пор не наблюдалось. Газ, коллапсирующий к центру плотного ядра, сначала формирует протозвезду малой массы, а затем протопланетный диск, вращающийся вокруг объекта. По мере продолжения коллапса всё большее количество газа устремляется в диск, а не на звезду, что является следствием закона сохранения углового момента. Точный механизм спирального движения вещества в диске к протозвезде пока не установлен, несмотря на значительные теоретические усилия. Эта проблема иллюстрирует более общую задачу теории аккреционных дисков, играющую важную роль во многих областях астрофизики. Независимо от деталей, внешняя поверхность протозвезды состоит, по крайней мере частично, из ударно-ионизированного газа, упавшего с внутреннего края диска. Таким образом, эта поверхность существенно отличается от относительно спокойной фотосферы звезды пред-основной последовательности или звезды главной последовательности. В своей глубокой внутренней части протозвезда имеет более низкую температуру, чем обычная звезда. В её центре водород-1 ещё не начинает термоядерный синтез. Однако теория предсказывает, что изотоп водорода дейтерий (водород-2) сливается с водородом-1, образуя гелий-3. Тепло, выделяющееся при этой реакции синтеза, стремится расширить протозвезду, тем самым определяя размер самых молодых наблюдаемых звёзд пред-основной последовательности. Энергия, генерируемая обычными звёздами, происходит от ядерного синтеза, происходящего в их ядрах. Протозвезды также генерируют энергию, но она исходит от излучения, высвобождаемого при ударах на их поверхности и на поверхности окружающего диска. Это излучение должно проходить сквозь межзвёздную пыль в окружающем плотном ядре. Пыль поглощает все падающие фотоны и переизлучает их на больших длинах волн. Следовательно, протозвезда не обнаруживается в оптическом диапазоне и не может быть помещена на диаграмму Герцпрунга — Рассела, в отличие от более развитых звёзд пред-основной последовательности. Предполагается, что фактическое излучение протозвезды лежит в инфракрасном и миллиметровом диапазонах. Точечные источники излучения с такой длиной волны часто наблюдаются в областях, заслонённых молекулярными облаками. Обычно считается, что объекты, классифицируемые как источники класса 0 или класса I, являются протозвездами. Однако окончательных доказательств этой идентификации до сих пор нет.

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.