Steaua în secvența principală

O stea anterioară secvenței principale  este un tip de stele cele mai tinere care, spre deosebire de protostele , sunt deja vizibile în intervalul optic . Reacțiile termonucleare pot avea loc deja în aceste stele , dar nu este eliberată suficientă energie în ele pentru a compensa pierderile de energie din cauza radiației stelelor. Principala sursă de încălzire este comprimarea unor astfel de stele datorită propriei gravitații, care le deosebește de stelele din secvența principală . Aceste stele au luminozități mari (datorită dimensiunilor lor mari) și temperaturi scăzute, motiv pentru care sunt situate în partea dreaptă sus a diagramei Hertzsprung-Russell . În timp, acestea scad în dimensiune și se încălzesc, deplasându-se în jos și la stânga de-a lungul diagramei înainte de a intra în secvența principală. Un exemplu de stele anterioară secvenței principale sunt stelele T Tauri .

Definiție

În funcție de terminologie, stelele pre-secvența principală pot fi considerate ca parte finală a etapei protostelei și ca o etapă separată a evoluției stelare între etapele protostelei și secvența principală . Etapa anterioară secvenței principale începe atunci când steaua își pierde învelișul de gaz și praf (deși discul de acreție poate rămâne) și devine vizibil în domeniul optic [1] , dar uneori începutul este definit ca momentul în care steaua epuizează deuteriu , care este primul consumat în reacțiile termonucleare [2] [3] . Momentul în care se oprește compresia, iar puterea reacțiilor termonucleare este comparată cu luminozitatea stelei, este considerat sfârșitul acestei etape și trecerea la secvența principală [4] . În clasificarea protostelelor, stelele până la secvența principală corespund claselor II și III [5] [6] .

Caracteristici

Caracteristici fizice

Caracteristicile stelelor pre-secvența principală variază în funcție de masele și vârstele lor. În orice caz, aceste stele au temperaturi scăzute - pentru cele mai reci poate fi 650 K și eventual crește până la temperatura pe care o va avea steaua pe secvența principală [7] . În același timp, luminozitatea acestor stele este mai mare decât cea a stelelor din secvența principală datorită dimensiunilor lor mari, astfel încât stelele dinaintea secvenței principale se află în partea dreaptă sus a diagramei Hertzsprung-Russell . Principala sursă de energie pentru astfel de stele este compresia gravitațională, dar în ele pot avea loc reacții termonucleare - transformarea nucleelor ​​mai întâi de litiu , beriliu și bor , iar apoi hidrogen , în nuclee de heliu [8] . Spectrele stelelor până la secvența principală au și ele caracteristici: de exemplu, în unele cazuri, în ele pot fi observate linii de emisie [9] [10] , iar prezența unui disc de acreție poate duce la un exces de infraroșu [5] [6] .

Stelele dinaintea secvenței principale, conform altor principii de clasificare, pot aparține altor clase de stele. De exemplu, stelele pre-secvența principală cu mase de până la 3 M ⊙ sunt variabile și sunt stele T Tauri [5] [6] [11] , sau, în unele cazuri, fuors [12] . Stelele până la secvența principală cu o masă mai mare, până la 10 M ⊙ , trec prin stadiul Herbig (Ae/Be) [13] [14] .

Evoluție

Ca și în protostele , energia din stele până la secvența principală este radiată în principal datorită contracției gravitaționale, astfel încât în ​​acest stadiu steaua este comprimată și încălzită. Acest proces se oprește numai atunci când temperatura și presiunea din nucleu cresc atât de mult încât puterea reacțiilor termonucleare care au loc în nucleu este comparată cu luminozitatea stelei, iar în acest moment steaua trece la secvența principală . Durata acestei contracții este determinată de scala de timp termic , care este mult mai scurtă decât durata de viață a stelei [15] . Pentru cele mai masive stele, durează aproximativ 10 5 ani, iar pentru cele mai puțin masive, aproximativ 10 9 ani. Pentru Soare, etapa anterioară a secvenței principale a durat 30 de milioane de ani [16] [17] [18] [19] . În plus, discurile protoplanetare ale stelelor pre-secvența principală se transformă în sisteme planetare în această etapă [1] [20] . În această etapă, acreția poate avea loc, deși într-un ritm mult mai lent decât în ​​timpul contracției rapide: de ordinul a 10 −8 -10 −7 M ⊙ /an, ceea ce are deja un efect foarte slab asupra parametrilor stelei [1] ] .

În diagrama Hertzsprung-Russell, aceste stele se deplasează în jos și la stânga spre secvența principală. Mai mult decât atât, dacă steaua este complet convectivă , ceea ce depinde de masa sa, atunci temperatura ei nu se schimbă în timpul compresiei și se deplasează vertical pe traseul Hayashi , în caz contrar, temperatura ei crește în timpul compresiei, luminozitatea se schimbă ușor și steaua se deplasează la stânga în diagramă - de-a lungul pistei Heny . Stelele cu mase în intervalul de la 0,3–0,5 M ⊙ (conform diferitelor estimări) la 3  M ⊙ încetează să fie complet convective în timpul compresiei și se deplasează mai întâi de-a lungul pistei Hayashi și apoi de-a lungul pistei Henya. Stele cu mase mai mici de 0,3–0,5 M ⊙ se deplasează de-a lungul pistei Hayashi până la secvența principală, în timp ce stelele de peste 3  M ⊙ se deplasează numai de-a lungul pistei Henya [16] [21] [22] [23] . Pentru obiectele cu mase mai mici de 0,07–0,08 M ​​⊙ , fuziunea termonucleară nu devine niciodată singura sursă de energie, contracția lor nu se oprește și devin pitice maro [4] [24] [25] .

Note

  1. ↑ 1 2 3 Richard B Larson. Fizica formării stelelor  (ing.)  // Rapoarte despre progresul în fizică . - Bristol: IOP Publishing , 2003. - 1 octombrie ( vol. 66 , iss. 10 ). — P. 1651–1697 . — ISSN 1361-6633 0034-4885, 1361-6633 . - doi : 10.1088/0034-4885/66/10/R03 . Arhivat 30 mai 2020.
  2. ↑ Darling D. Obiect  pre -secvența principală . Internet Enciclopedia Științei . Preluat la 14 noiembrie 2020. Arhivat din original la 18 aprilie 2021.
  3. ↑ Adams, Fred C. Formarea stelelor în nori moleculari // The Origin and Evolution of the  Universe . - N. Y. : Jones & Bartlett , 1996. - P.  47 . — 152p. — ISBN 978-0-7637-0030-0 .
  4. ↑ 1 2 Surdin V. G. , Lamzin S. A. Protostars. Unde, cum și din ce stele se formează . De la nor la stea . Astronet (1992) . Preluat la 11 iulie 2020. Arhivat din original la 23 septembrie 2015.
  5. ↑ 1 2 3 Fazele timpurii ale protostelelor: formarea stelelor și  discurile protoplanetare . Școala Internațională de Cercetare Max Planck pentru Știința Sistemului Solar . Universitatea din Göttingen . Preluat la 14 noiembrie 2020. Arhivat din original la 17 aprilie 2021.
  6. ↑ 1 2 3 Armitage P. Protostele și stele pre-secvența principală  . Jila . Universitatea din Colorado . Preluat la 14 noiembrie 2020. Arhivat din original la 11 octombrie 2020.
  7. ↑ Takashi Hosokawa, Kazuyuki Omukai. Evoluția protostelelor masive cu rate ridicate de acumulare  //  The Astrophysical Journal . - Bristol: IOP Publishing , 2009. - 19 ianuarie ( vol. 691 , iss. 1 ). - P. 823-846 . — ISSN 1538-4357 0004-637X, 1538-4357 . - doi : 10.1088/0004-637x/691/1/823 . Arhivat din original pe 2 iulie 2021.
  8. ↑ Formarea și evoluția stelelor  . Enciclopedia Britannica . Encyclopedia Britannica Inc. Consultat la 14 noiembrie 2020. Arhivat din original la 1 ianuarie 2018.
  9. ↑ Surdin V. G. , Lamzin S. A. Protostars. Unde, cum și din ce stele se formează . Stele de tip T Tauri . Astronet (1992) . Consultat la 14 noiembrie 2020. Arhivat din original la 23 septembrie 2015.
  10. ↑ Kononovici, Moroz, 2004 , p. 356-358.
  11. ↑ Darling D. T Tauri star  . Enciclopedia științei pe Internet . Preluat la 6 octombrie 2020. Arhivat din original la 27 ianuarie 2021.
  12. ↑ Dragă D. FU Orionis star  . Enciclopedia științei pe Internet . Preluat la 6 octombrie 2020. Arhivat din original la 1 septembrie 2019.
  13. ↑ M. Vioque, R. D. Oudmaijer, M. Schreiner, I. Mendigutía, D. Baines. Catalogul noilor stele Herbig Ae/Be și clasice Be - O abordare de învățare automată a Gaia DR2  // Astronomie și astrofizică  . - N. Y .: Wiley-Blackwell , 2020. - 1 iunie ( vol. 638 ). —P.A21 . _ — ISSN 1432-0746 0004-6361, 1432-0746 . - doi : 10.1051/0004-6361/202037731 . Arhivat din original pe 5 august 2020.
  14. ↑ Darling D. Herbig Ae/Be star . Enciclopedia științei pe Internet . Preluat la 6 octombrie 2020. Arhivat din original la 14 octombrie 2020.
  15. ↑ Evoluția stelelor . Departamentul de Astronomie și Geodezie Spațială . Universitatea de Stat din Tomsk . Consultat la 14 noiembrie 2020. Arhivat din original la 13 iulie 2018.
  16. ↑ 1 2 Surdin V. G. , Lamzin S. A. Protostars. Unde, cum și din ce stele se formează . De la nor la stea . Astronet (1992) . Consultat la 14 noiembrie 2020. Arhivat din original la 23 septembrie 2015.
  17. ↑ Kononovici, Moroz, 2004 , p. 393–394.
  18. ↑ Karttunen și colab., 2007 , p. 243.
  19. ↑ I.-Juliana Sackmann, Arnold I. Boothroyd, Kathleen E. Kraemer. Soarele nostru. III. Prezent și viitor  //  The Astrophysical Journal . - Bristol: IOP Publishing , 1993. - 1 noiembrie ( vol. 418 ). - P. 457 . — ISSN 0004-637X . - doi : 10.1086/173407 . Arhivat din original pe 26 februarie 2008.
  20. ↑ Kononovici, Moroz, 2004 , p. 356–358.
  21. ↑ Darling D. Henyey track  . Enciclopedia științei pe Internet . Data accesului: 14 noiembrie 2020.
  22. ↑ Piesa  Henyey . Referință Oxford . Oxford University Press . Consultat la 14 noiembrie 2020. Arhivat din original la 15 iulie 2021.
  23. ↑ Henyey LG ; Lelevier R.; Levée RD Fazele timpurii ale evoluției stelare  (engleză)  // Raport. - San Francisco: The Astronomical Society of the Pacific , 1955. Arhivat din original pe 8 octombrie 2020.
  24. ↑ Burrows A.; Hubbard WB; Saumon D.; Lunine JI Un set extins de pitică maro și modele de stele cu masă foarte mică  //  The Astrophysical Journal  : jurnal academic. - Bristol: IOP Publishing , 1993. - Vol. 406 , nr. 1 . - P. 158-171 . — ISSN 0004-637X . - doi : 10.1086/172427 . - Cod biblic .  — Vezi p. 160.
  25. ↑ Kononovici, Moroz, 2004 , p. 398.

Literatură

  Accesați articolul Wikidata  Dicționare și enciclopedii