Rambler's Top100Astronet    
  по текстам   по ключевым словам   в глоссарии   по сайтам   перевод   по каталогу
 

На первую страницу
Лекции по Общей Астрофизике для Физиков

<< 5.2 Образование звезд. | Оглавление | 5.4 Стационарные звезды >>

5.3 Протозвезды.

Качественно проследим, как происходит коллапс молекулярного облака, размер которого удовлетворяет критерию неустойчивости Джинса. Рассмотрим сферическое облако идеального газа с массой . Оно будет сжиматься из-за самогравитации, если радиус удовлетворяет неравенству

(5.1)

Видно, что при минимально возможной температуре межзвездной среды 3 К (всегда есть нагрев реликтовым излучением!) размер облака достаточно большой и даже при  K составляет сотни астрономических единиц.

Облако начинает сжиматься в шкале свободного падения , поскольку хорошая прозрачность нейтрального вещества для фотонов позволяет сжатию происходить практически в изотермическом режиме. Подставляя радиус из (5.1), находим время свободного сжатия как функцию температуры:

(5.2)

Энергия, выделяемая при гравитацинном сжатии, ведет к увеличению температуры. Пока вещество не является плазмой, его непрозрачность мала, и рождающиеся фотоны низких энергий свободно выходят из облака, унося часть выделяемой энергии. По мере роста плотности время свободного падения укорачивается, но рост плотности ведет к росту непрозрачности (в основном из-за поглощения ИК-фотонов пылью и молекулами) поэтому изотермическое сжатие постепенно сменяется на адиабатическое. Легко можно оценить радиус, до которого может сжаться облако с данной массой, из условия затраты выделяемой гравитационной энергии на диссоциацию молекул и ионизацию вещества. Пусть вещество изначально состоит из молекулярного водорода. На диссоциацию одной молекулы затрачивается  эрг, на ионизацию каждого атома водорода требуется еще 13.6 эВ (  эрг), то есть для превращения 1 г вещества в плазму нужно затратить эрг. Присутствие молекул гелия повышает эту оценку почти в 2 раза. Из условия находим радиус "непрозрачной" протозвезды


Заметим, что в процессах диссоциации и ионизации энергия затрачивается на разрыв молекулярных связей или отрыв электронов от атомов (фазовый переход 1 рода), а значит при адиабатическом сжатии рост температуры при прочих равных условиях будет меньше. Это означает, что показатель адиабаты будет меньше 5/3 (может быть порядка 1), хотя газ остается вполне идеальным. Расчеты показывают, что температура такой плазмы не превышает  K.

Можно оценить и светимость протозвезды на стадии сжатия в шкале свободного падения. Поскольку источником энергии служит гравитационная энергия сжимающегося облака, то


Подставляя (5.1), (5.2) получаем


( эрг/с - болометрическая светимость Солнца). Так как температура в центре возрастает, для числовых оценок подставляем в эту формулу температуру ионизации водородно-гелиевой плазмы  K. Эта оценка показывает, что перед тем, как стать непрозрачной, протозвезда буквально "загорается" в течение короткого времени, а затем опять "гаснет" из-за резкого увеличения непрозрачности при лавинообразной ионизации.

Дальнейшее сжатие собственно непрозрачной (т.е. имеющей фотосферу, как и Солнце) протозвезды происходит также в динамической шкале времени. Светимость протозвезды на непрозрачной стадии определяется балансом выделяемой гравитационной энергии и способностью высвечивания энергии с поверхности, которая, как известно, максимальна для абсолютно черного тела , где - эффективная температура. Температура фотосферы звезды определяется условием просачивания квантов из толщи звезды наружу, т.е. непрозрачностью звездных недр. Расчеты показывают, что у протозвезд энергия переносится конвективными движениями в оболочке (возникновение конвекции связано с увеличением непрозрачности с ростом плотности в условиях ионизации водорода и гелия), при этом в фотосфере устанавливается универсальная температура порядка 3500 K. На диаграмме Герцшпрунга-Рессела звезда эволюционирует вдоль т.н. конвективного трека Хаяши, который впервые количественно рассчитал это процесс, и сама стадия сжимающейся конвективной протозвезды носит название стадии Хаяши.

Светимость протозвезды на стадии Хаяши есть просто


а время жизни определяется из условия


Как только температура и плотность в центре звезды достаточно возрастут, начнутся ядерные реакции и протозвезда станет нормальной звездой, находящейся на главной поледовательности диаграммы Герцшпрунга - Рассела.

Разумеется, реальная картина сжатия протозвезд существенно сложнее. В частности, мы пренебрегали эффектами магнитного поля и вращения, которые неизбежно присутствуют в астрофизических условиях. Оба эффекта препятствуют сжатию протозвезд.

Роль вращения достаточно очевидна. Из закона сохранения момента импульса облака с заданной массой при сжатии следует, что энергия вращения при сжатии возрастает как . Рост гравитационной энергии происходит медленнее, , а значит при некотором радиусе центробежные силы остановят сжатие.

Менее очевидно влияние магнитного поля. В холодных молекулярных облаках поле "взаимодействует" с нейтральными частицами посредством физического процесса, аналогичного амбиполярной диффузии в лабораторной плазме. В отличии от последнего случая (диффузия легких электронов приводит к диффузии тяжелых ионов из-за Кулоновского взаимодействия), в межзвездной среде с магнитным полем взаимодействуют тяжелые ионы, а связь с нейтральными атомами осуществляется через столкновения атомов с ионами. Характерное время диффузии неоднородного магнитного поля из межзвездного облака за счет этого процесса оказывается порядка


где и концентрации ионов и атомов водорода. Расчеты показывают, что космические лучи и распад радиоактивных ядер поддерживают концентрацию ионов на таком уровне (), так что время диффузии магнитного поля порядка времени свободного падения. Если облако поддерживется в гидростатическом равновесии (например, вращением), то уменьшение магнитного потока в облаке из-за дрейфа ионов может стать весьма заметным. На микроскопическом уровне уменьшение потока магнитного поля связано с эффективным усилением диссипации поля из-за столкновений ионов с нейтральными атомами, которые уменьшают проводимость космической плазмы.



<< 5.2 Образование звезд. | Оглавление | 5.4 Стационарные звезды >>

Публикации с ключевыми словами: звезды - Межзвездная среда - Космология - теоретическая астрофизика - астрофизика
Публикации со словами: звезды - Межзвездная среда - Космология - теоретическая астрофизика - астрофизика
См. также:
Все публикации на ту же тему >>

Мнения читателей [70]
Оценка: 3.0 [голосов: 165]
 
О рейтинге
Версия для печати Распечатать

Астрометрия - Астрономические инструменты - Астрономическое образование - Астрофизика - История астрономии - Космонавтика, исследование космоса - Любительская астрономия - Планеты и Солнечная система - Солнце


Астронет | Научная сеть | ГАИШ МГУ | Поиск по МГУ | О проекте | Авторам

Комментарии, вопросы? Пишите: info@astronet.ru или сюда

Rambler's Top100 Яндекс цитирования