 |
Астронет: К. А. Постнов/ГАИШ Лекции по Общей Астрофизике для Физиков http://variable-stars.ru/db/msg/1170612/node33.html |
<< 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.
Выделим сферическую массу 
. Она будет сжиматься из-за самогравитации, если
ее радиус удволетворяет неравенству
K составляет сотни
астрономических единиц.
Облако начинает сжиматься в шкале свободного падения
,
подставляя радиус из 5.1 находим время свободного сжатия
как функцию температуры:
Энергия, выделяемая при гравитацинном сжатии, ведет к увеличению
температуры. Пока вещество не является плазмой, его непрозрачность мала,
фотоны свободно выходят из облака. Легко можно оценить радиус,
до которого сожмется облако при данной массе, 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, 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 этой стадии.
Поскольку источником энергии служит гравитационная энергия сжимающегося
облака, то
Подставляя (5.1), (5.2) получаем
(
эрг/с - болометрическая светимость Солнца).
Поскольку температура 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
конвективным движением вещества (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 впревые рассчитал это процесс, и сама стадия сжимающейся
конвективной протозвезды носит название стадии Хаяши.
Светимость протозвезды на стадии Хаяши есть просто
а время 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-Рессела.
Разумеется, реальная картина сжатия протозвезд существенно сложнее. Мы не пренебрегали эффектами магнитного поля и вращения, которые неизбежно присутствуют в астрофизических условиях.
<< 5.2 Образование звезд. | Оглавление | 5.4 Стационарные звезды >>