Tähti pääsarjaan

Esipääsarjan tähti  on tyyppi nuorimmista tähdistä , jotka toisin kuin prototähdet ovat jo näkyvissä optisella alueella . Näissä tähdissä voi jo tapahtua lämpöydinreaktioita , mutta niissä ei vapaudu tarpeeksi energiaa kompensoimaan tähtisäteilyn aiheuttamia energiahäviöitä. Päälämmönlähde on tällaisten tähtien puristuminen oman painovoimansa vuoksi, mikä erottaa ne pääsarjan tähdistä . Näillä tähdillä on korkea kirkkaus (suuren koonsa vuoksi) ja alhaiset lämpötilat, minkä vuoksi ne sijaitsevat Hertzsprung-Russell-kaavion oikeassa yläkulmassa . Ajan myötä niiden koko pienenee ja kuumenee liikkuen alas ja vasemmalle kaaviota pitkin ennen pääsarjaan siirtymistä. Esimerkkejä esipääsarjan tähdistä ovat T Tauri -tähdet .

Määritelmä

Terminologiasta riippuen pääsarjaa edeltäviä tähtiä voidaan pitää prototähtien vaiheen loppuosana ja erillisenä tähtien evoluution vaiheena prototähtien vaiheiden ja pääsekvenssin välillä . Pääsekvenssiä edeltävä vaihe alkaa, kun tähti menettää kaasu- ja pölyverhonsa (vaikka akkretion kiekko saattaa jäädä) ja tulee näkyviin optisella alueella [1] , mutta joskus alku määritellään hetkeksi, jolloin tähti loppuu. deuterium , joka kuluu ensimmäisenä lämpöydinreaktioissa [2] [3] . Hetkeä, jolloin puristus loppuu ja lämpöydinreaktioiden tehoa verrataan tähden kirkkauteen, pidetään tämän vaiheen päättymisenä ja siirtymänä pääsekvenssiin [4] . Prototähtien luokituksessa tähdet pääsarjaan asti vastaavat luokkia II ja III [5] [6] .

Ominaisuudet

Fyysiset ominaisuudet

Pääsarjaa edeltävien tähtien ominaisuudet vaihtelevat niiden massojen ja iän mukaan. Joka tapauksessa näillä tähdillä on alhainen lämpötila - kylmimmällä se voi olla 650 K ja nousee lopulta lämpötilaan, joka tähdellä on pääsarjassa [7] . Samaan aikaan näiden tähtien kirkkaus on suurempi kuin pääsarjan tähtien kirkkaus niiden suuren koon vuoksi, joten pääsarjaa edeltävät tähdet ovat Hertzsprung-Russell-kaavion oikeassa yläkulmassa . Tällaisten tähtien pääasiallinen energianlähde on gravitaatiopuristus, mutta niissä voi tapahtua lämpöydinreaktioita - ytimien muuntuminen ensin litiumista , berylliumista ja boorista ja sitten vedystä heliumytimiksi [ 8] . Myös tähtien spektreillä pääsekvenssiin asti on piirteitä: niissä voidaan esimerkiksi joissain tapauksissa havaita emissioviivoja [9] [10] , ja akkrektiolevyn läsnäolo voi johtaa infrapunaylimäärään [5] [6] .

Pääsarjaa edeltävät tähdet voivat muiden luokitteluperiaatteiden mukaan kuulua muihin tähtiluokkiin. Esimerkiksi esipääsarjan tähdet, joiden massa on enintään 3 M ⊙ , ovat muuttuvia ja ovat T Tauri -tähtiä [5] [6] [11] tai joissakin tapauksissa fuureja [12] . Tähdet pääsarjaan asti suuremmalla massalla, jopa 10 M ⊙ , kulkevat Herbig (Ae/Be) -vaiheen läpi [13] [14] .

Evoluutio

Kuten prototähdissä , tähtien energia pääsekvenssiin asti säteilee pääasiassa painovoiman supistumisen vuoksi, joten tässä vaiheessa tähti puristuu ja kuumenee. Tämä prosessi pysähtyy vasta, kun lämpötila ja paine ytimessä nousevat niin paljon, että ytimessä tapahtuvien lämpöydinreaktioiden tehoa verrataan tähden kirkkauteen, ja tällä hetkellä tähti siirtyy pääsekvenssiin . Tämän supistumisen kesto määräytyy termisen aika-asteikon mukaan, joka on paljon lyhyempi kuin tähden elinikä [15] . Massiivisimmilla tähdillä se kestää noin 10 5 vuotta ja vähiten 10 9 vuotta. Auringon osalta pääsekvenssiä edeltävä vaihe kesti 30 miljoonaa vuotta [16] [17] [18] [19] . Lisäksi pääsarjaa edeltävien tähtien protoplanetaariset levyt muuttuvat tässä vaiheessa planeettajärjestelmiksi [1] [20] . Tässä vaiheessa lisääntymistä voi tapahtua, vaikkakin paljon hitaammin kuin nopean supistumisen aikana: luokkaa 10 −8 -10 −7 M ⊙ /vuosi, jolla on jo erittäin heikko vaikutus tähden parametreihin [1 ] .

Hertzsprung - Russell-kaaviossa nämä tähdet liikkuvat alas ja vasemmalle kohti pääsarjaa. Lisäksi, jos tähti on täysin konvektiivinen , mikä riippuu sen massasta, niin sen lämpötila ei muutu puristuksen aikana ja se liikkuu pystysuunnassa alaspäin Hayashi-rataa , muuten sen lämpötila nousee puristuksen aikana, valoisuus muuttuu hieman ja tähti siirtyy vasemmalla kaaviossa - Henyn radalla . Tähdet, joiden massa on välillä 0,3–0,5 M ⊙ (eri arvioiden mukaan) ja 3  M ⊙ , lakkaavat olemasta täysin konvektiivisia puristuksen aikana ja liikkuvat ensin Hayashi-rataa pitkin ja sitten Henya-rataa pitkin. Tähdet, joiden massa on alle 0,3–0,5 M ⊙ liikkuvat Hayashi-reittiä pitkin pääsarjaan asti, kun taas yli 3  M ⊙ tähdet liikkuvat vain Henya-rataa pitkin [16] [21] [22] [23] . Kohteille , joiden massa on alle 0,07–0,08 M⊙ , lämpöydinfuusio ei koskaan tule ainoaksi energianlähteeksi, niiden supistuminen ei pysähdy ja niistä tulee ruskeita kääpiöitä [4] [24] [25] .

Muistiinpanot

  1. ↑ 1 2 3 Richard B Larson. Tähtien muodostumisen fysiikka  (eng.)  // Raportteja fysiikan edistymisestä . - Bristol: IOP Publishing , 2003. - 1. lokakuuta ( nide 66 , painos 10 ). — P. 1651–1697 . — ISSN 1361-6633 0034-4885, 1361-6633 . - doi : 10.1088/0034-4885/66/10/R03 . Arkistoitu 30. toukokuuta 2020.
  2. ↑ Darling D. Pre -main-sequence -objekti  . Tieteen Internet Encyclopedia . Haettu 14. marraskuuta 2020. Arkistoitu alkuperäisestä 18. huhtikuuta 2021.
  3. ↑ Adams, Fred C. Tähtien muodostuminen molekyylipilvissä // Universumin alkuperä ja kehitys  . - N. Y .: Jones & Bartlett , 1996. - s  . 47 . - 152 s. — ISBN 978-0-7637-0030-0 .
  4. ↑ 1 2 Surdin V. G. , Lamzin S. A. Protostars. Missä, miten ja mistä tähdet muodostuvat . Pilvestä tähteen . Astronet (1992) . Haettu 11. heinäkuuta 2020. Arkistoitu alkuperäisestä 23. syyskuuta 2015.
  5. ↑ 1 2 3 Prototähtien varhaiset vaiheet: tähtien muodostuminen ja protoplanetaariset  levyt . Kansainvälinen Max Planckin aurinkokuntatieteen tutkimuskoulu . Göttingenin yliopisto . Haettu 14. marraskuuta 2020. Arkistoitu alkuperäisestä 17. huhtikuuta 2021.
  6. ↑ 1 2 3 Armitage P. Protostähdet ja pääsarjaa edeltävät  tähdet . Jila . Coloradon yliopisto . Haettu 14. marraskuuta 2020. Arkistoitu alkuperäisestä 11. lokakuuta 2020.
  7. ↑ Takashi Hosokawa, Kazuyuki Omukai. Massiivisten prototähtien evoluutio korkealla kertymisnopeudella  //  The Astrophysical Journal . - Bristol: IOP Publishing , 2009. - 19. tammikuuta ( nide 691 , painos 1 ). - s. 823-846 . — ISSN 1538-4357 0004-637X, 1538-4357 . - doi : 10.1088/0004-637x/691/1/823 . Arkistoitu alkuperäisestä 2. heinäkuuta 2021.
  8. ↑ Tähti - Tähtien muodostuminen ja  evoluutio . Encyclopedia Britannica . Encyclopedia Britannica Inc. Haettu 14. marraskuuta 2020. Arkistoitu alkuperäisestä 1. tammikuuta 2018.
  9. ↑ Surdin V. G. , Lamzin S. A. Protosstars. Missä, miten ja mistä tähdet muodostuvat . T Tauri-tyyppiset tähdet . Astronet (1992) . Haettu 14. marraskuuta 2020. Arkistoitu alkuperäisestä 23. syyskuuta 2015.
  10. ↑ Kononovich, Moroz, 2004 , s. 356-358.
  11. ↑ Darling D. T Tauri tähti  . Tieteen Internet Encyclopedia . Haettu 6. lokakuuta 2020. Arkistoitu alkuperäisestä 27. tammikuuta 2021.
  12. ↑ Darling D. FU Orionis tähti  . Tieteen Internet Encyclopedia . Haettu 6. lokakuuta 2020. Arkistoitu alkuperäisestä 1. syyskuuta 2019.
  13. ↑ M. Vioque, R. D. Oudmaijer, M. Schreiner, I. Mendigutía, D. Baines. Uusien Herbig Ae/Be:n ja klassisten Be-tähtien luettelo - Koneoppimisen lähestymistapa Gaia DR2:een  // Astronomy & Astrophysics  . - N. Y .: Wiley-Blackwell , 2020. - 1. kesäkuuta ( nide 638 ). -P.A21 . _ — ISSN 1432-0746 0004-6361, 1432-0746 . - doi : 10.1051/0004-6361/202037731 . Arkistoitu alkuperäisestä 5.8.2020.
  14. ↑ Darling D. Herbig Ae/Be tähti . Tieteen Internet Encyclopedia . Haettu 6. lokakuuta 2020. Arkistoitu alkuperäisestä 14. lokakuuta 2020.
  15. ↑ Tähtien evoluutio . Tähtitieteen ja avaruusgeodesian laitos . Tomskin valtionyliopisto . Haettu 14. marraskuuta 2020. Arkistoitu alkuperäisestä 13. heinäkuuta 2018.
  16. ↑ 1 2 Surdin V. G. , Lamzin S. A. Protostars. Missä, miten ja mistä tähdet muodostuvat . Pilvestä tähteen . Astronet (1992) . Haettu 14. marraskuuta 2020. Arkistoitu alkuperäisestä 23. syyskuuta 2015.
  17. ↑ Kononovich, Moroz, 2004 , s. 393-394.
  18. ↑ Karttunen ym., 2007 , s. 243.
  19. ↑ I.-Juliana Sackmann, Arnold I. Boothroyd, Kathleen E. Kraemer. Meidän aurinko. III. Nykyisyys ja tulevaisuus  // Astrophysical  Journal . - Bristol: IOP Publishing , 1993. - 1. marraskuuta ( osa 418 ). - s. 457 . — ISSN 0004-637X . - doi : 10.1086/173407 . Arkistoitu alkuperäisestä 26. helmikuuta 2008.
  20. ↑ Kononovich, Moroz, 2004 , s. 356-358.
  21. ↑ Darling D. Henyey -raita  . Tieteen Internet Encyclopedia . Käyttöönottopäivä: 14.11.2020.
  22. ↑ Henyeyn kappale  . Oxfordin viite . Oxford University Press . Haettu 14. marraskuuta 2020. Arkistoitu alkuperäisestä 15. heinäkuuta 2021.
  23. ↑ Henyey LG ; Lelevier R.; Levée RD Tähtien evoluution varhaiset vaiheet  (englanniksi)  // Raportti. - San Francisco: The Astronomical Society of the Pacific , 1955. Arkistoitu alkuperäisestä 8. lokakuuta 2020.
  24. ↑ Burrows A.; Hubbard WB; Saumon D.; Lunine JI Laajennettu joukko ruskeita kääpiöitä ja erittäin pienimassaisia ​​tähtimalleja  //  The Astrophysical Journal  : academic journal. - Bristol: IOP Publishing , 1993. - Voi. 406 , no. 1 . - s. 158-171 . — ISSN 0004-637X . - doi : 10.1086/172427 . - .  — Ks. s. 160.
  25. ↑ Kononovich, Moroz, 2004 , s. 398.

Kirjallisuus

  Siirry Wikidata-kohteeseen  Sanakirjat ja tietosanakirjat