Протозвезда

Протозвезда — звезда на начальной стадии своей эволюции и на заключительном этапе своего формирования перед возникновением термоядерного синтеза. Точные границы этого понятия размыты, а сами протозвёзды могут иметь совершенно разные характеристики. Однако в любом случае в процессе эволюции звёзд отправной точкой стадии протозвезды является начало сжатия молекулярного облака, а завершающей — момент, когда основным источником энергии звезды становится термоядерный синтез, и она становится полноценной звездой главной последовательности. В зависимости от массы протозвезды, данная стадия может продолжаться от 10⁵ лет для самых крупных объектов до 10⁹ лет для самых маломассивных.

Протозвезда HBC 1

В англоязычной литературе термин «протозвезда» используется только для стадии, когда аккреция оболочек всё ещё продолжается; для описания всей эволюции звезды, когда она ещё не достигла главной последовательности, используется термин «молодой звёздный объект» (англ. young stellar object).

Характеристики

Из-за изменений, которым протозвёзды подвергаются со временем, их параметры варьируются в довольно широком диапазоне. Их массы могут достигать 100—150 M_⊙; минимальная масса протозвёзд, которые в дальнейшем становятся полноценными звёздами, составляет 0,07—0,08 M_⊙, но встречаются объекты и меньшей массы^[1]. Эффективная температура протозвёзд при формировании составляет несколько десятков кельвинов и постепенно возрастает до температуры, которую звезда будет иметь на главной последовательности. Полная светимость протозвёзд — от 10⁻³ до 10⁵ L_⊙^[2]. Протозвёзды — молодые объекты, которые не успели покинуть родительское молекулярное облако и чаще всего достаточно тесно сгруппированы в наиболее плотных и непрозрачных частях облака. Концентрация протозвёзд в большинстве случаев превышает 1 пк⁻³, а примерно половина их сгруппирована в областях с концентрацией более 25 пк^−3[3].

Классификация

Обычно выделяется четыре класса протозвёзд: 0, I, II и III, которые различаются в первую очередь спектрами. Эти различия обусловлены разницей в эволюционных стадиях (см. ниже➤)^{[3][4][5][6][7]}.

• Класс 0: протозвезда излучает в основном в дальнем инфракрасном и миллиметровом диапазонах. Спектр излучения чернотельный, его эффективная температура составляет менее 70 K. Наблюдается только газопылевая оболочка, её масса больше массы протозвезды. В этой стадии протозвёзды промежуточной массы проводят порядка 10⁵ лет: распространена оценка длительности в 10⁴ лет, но она, судя по всему, ошибочна и вызвана тем, что измерения проводились на аномальной выборке^[3].
• Класс I: спектр похож на спектр протозвезды класса 0, но наблюдается также поток в ближнем инфракрасном диапазоне. Спектр излучения также чернотельный, его эффективная температура составляет от 70 до 650 K, но в нём наблюдается избыток инфракрасного излучения, который создаётся аккреционным диском. Масса протозвезды превышает массу окружающего вещества. В этой стадии протозвёзды промежуточной массы проводят порядка 10⁵ лет.
• Класс II: максимум спектра достигается в ближнем инфракрасном диапазоне, протозвезда видима и в оптическом диапазоне. Эффективная температура чернотельного спектра составляет от 650 до 2800 K, избыток инфракрасного излучения выражен слабее. В этой стадии протозвёзды промежуточной массы проводят порядка 10⁶ лет.
• Класс III: максимум спектра находится в видимом диапазоне. Эффективная температура чернотельного спектра составляет более 2800 K, инфракрасный избыток практически отсутствует. В этой стадии протозвёзды промежуточной массы проводят порядка 10⁷ лет.

Существует также альтернативная классификация, для которой вводится параметр ${\displaystyle \alpha =d\log \lambda F_{\lambda }/d\log \lambda }$ в диапазоне от 2,2 до 10—25 мкм. Эта величина характеризует зависимость спектральной плотности излучения от длины волны: если ${\displaystyle \alpha >0}$, то поток на длинных волнах больше, чем на коротких, и наоборот, если ${\displaystyle \alpha <0}$. В этой классификации протозвезду относят к классу I, если у её спектра ${\displaystyle \alpha >0}$, к классу II относятся протозвёзды с ${\displaystyle -1{,}5<\alpha <0}$, а к классу III — протозвёзды с ${\displaystyle \alpha <-1{,}5}$. В случае, если в длинах волн менее 10 мкм звезда не наблюдается, её относят к классу 0. Классы в этих двух системах приблизительно соответствуют друг другу^[3][4]. Иногда источники с ${\displaystyle -0{,}3<\alpha <0{,}3}$ выделяют в отдельный тип — источники с плоским спектром (англ. flat spectrum)^[8].

Некоторые протозвёзды могут принадлежать, помимо вышеописанных классов, к другим типам звёзд по иным принципам классификации. Так, например, протозвёзды классов II и III с массами до 3 M_⊙ переменны и являются звёздами типа T Тельца^[5][6][9], либо, в некоторых случаях, фуорами^[10]. Объекты с большей массой, до 10 M_⊙, на стадии протозвезды проходят стадию звёзд Хербига (Ae/Be)^[11][12].

Эволюция

Структура протозвезды.
1 — свободно падающее вещество
2 — фотосфера, излучающая в инфракрасном диапазоне
3 — непрозрачная газопылевая оболочка
4 — фронт ударной волны
5 — гидростатически равновесное ядро

Стадии эволюции протозвёзд и звёзд до главной последовательности

Формирование

Звёзды формируются из молекулярных облаков, состоящих в основном из водорода и гелия. Когда в облаке появляется гравитационная неустойчивость, оно начинает сжиматься, а в дальнейшем разделяется на области меньшего размера, каждая из которых продолжает коллапсировать — иногда этот момент рассматривается как начало стадии протозвезды^[13], но чаще за него принимается формирование гидростатически равновесного ядра (см. ниже➤).

В результате сжатия выделяется энергия, но из-за того, что облако прозрачно для инфракрасного излучения с длиной волны более 10 мкм, вся она излучается в окружающее пространство. Однако облако постепенно уплотняется, становится всё более непрозрачным для собственного излучения и в какой-то момент начинает нагреваться^[14][15].

Быстрое сжатие

Сжатие облака происходит неравномерно, и через некоторое время после начала сжатия в облаке формируется гидростатически равновесное ядро — обычно считается, что именно с этого момента облако, а точнее его ядро, является протозвездой^[15][16]. Практически вне зависимости от массы облака, масса ядра будет составлять 0,01 M_⊙, радиус — несколько а.е., а температура в центре — 200 K. Аккреция внешних слоёв облака на ядро приводит к росту его массы и температуры, но при температуре в 2000 K её рост останавливается, так как энергия уходит на распад молекул водорода. В какой-то момент равновесие нарушается и ядро начинает сжиматься. Следующее равновесное состояние достигается для более маленького, теперь уже ионизованного ядра с массой 0,001 M_⊙, радиусом около 1 R_⊙ и температурой 2⋅10⁴ K, и всего за срок порядка 10 лет вещество из первого сформировавшегося ядра выпадает на более маленькое ионизованное ядро. При этом ядро, излучающее в оптическом диапазоне, скрыто от окружающего пространства оболочкой, которая имеет гораздо меньшую температуру и излучает только в инфракрасном диапазоне^[15]. В это время протозвезда принадлежит к классу 0, а потом постепенно переходит к классу I➤^[5][7].

Аккреция внешних слоёв продолжается, протозвезда постепенно увеличивает радиус до 4 R_⊙, который останется до завершения аккреции практически неизменным^[7], а падающее на ядро со скоростью 15 км/с вещество образует ударную волну. На ядро падает вещество сферической оболочки, ионизуется, и, когда большая часть материала попадает на протозвезду, она становится доступной для наблюдения^[17]. До этого момента сжатие внешней оболочки идёт по динамической временной шкале, то есть её длительность соответствует длительности свободного падения вещества, которому не препятствует давление газа^[18].

Темп аккреции на протозвезду связан со скоростью звука в среде оболочки, обозначаемой ${\displaystyle c}$, и гравитационной постоянной ${\displaystyle G}$ соотношением ${\displaystyle {\dot {M}}=kc^{3}/G}$, где ${\displaystyle k}$ — безразмерный коэффициент, в различных моделях принимающий значения порядка 30; в среднем, это соответствует величине порядка 10⁻⁵ M_⊙/год. Со временем темп аккреции уменьшается, и всё вещество оболочки падает на протозвезду за срок порядка миллиона лет^[7].

У протозвёзд достаточно большой массы возрастающее давление излучения и звёздный ветер сдувают часть вещества оболочки, при этом может образоваться объект Хербига — Аро^[17][19][20]. Кроме того, если изначально облако вращалось, у протозвезды ещё может остаться протопланетный диск, состоящий из вещества, которое не аккрецировало на звезду; он впоследствии может эволюционировать в планетную систему^[7][21].

Медленное сжатие

Эволюционные треки протозвёзд разной массы в период их медленного сжатия (синий цвет) и их изохроны (отмечены разными цветами)

Протозвёзды, у которых уже закончилась аккреция оболочек, иногда выделяются в отдельный тип: звёзды до главной последовательности, к ним относятся классы протозвёзд II и III➤. В англоязычной литературе такие объекты уже не называются протозвёздами, но существует термин «молодой звёздный объект» (англ. young stellar object), объединяющий протозвёзды и звёзды до главной последовательности^[7][22].

Положение протозвезды можно отметить на Диаграмме Герцшпрунга — Рассела: протозвезда, имеющая низкую температуру и высокую светимость, находится в её верхней правой части. Пока в звезде не начались термоядерные реакции и она выделяет энергию за счёт гравитационного сжатия, она медленно движется к главной последовательности^[7][15][17].

Так как эти тела поддерживаются собственным давлением, они сжимаются гораздо медленнее, чем на предыдущей стадии, — в тепловой временной шкале, то есть за период, в течение которого половина потенциальной гравитационной энергии израсходуется на излучение^[18]. У самых массивных звёзд она занимает около 10⁵ лет, а у наименее массивных — порядка 10⁹ лет. Для Солнца стадия сжатия и перехода на главную последовательность продлилась 30 миллионов лет^{[15][23][24][25]}.

В 1961 году Тюсиро Хаяси (Хаяши) показал, что если весь объём звезды занимает конвективная зона, то при медленном сжатии её температура практически не меняется, а светимость падает — это соответствует движению текущего положения звезды вертикально вниз на диаграмме, и такой путь звезды принято называть треком Хаяши. Звёзды с массами в диапазоне от 0,3—0,5 M_⊙ (по разным оценкам) до 3 M_⊙ в течение сжатия перестают иметь конвективные слои и в какой-то момент сходят с трека Хаяши, в то время как звёзды с массами менее 0,3—0,5 M_⊙ находятся на треке Хаяши на протяжении всего времени сжатия^[15][26][27].

После схода с трека Хаяши (для звёзд промежуточной массы) или с самого начала медленного сжатия (для массивных звёзд) звезда перестаёт быть конвективной и при сжатии начинает нагреваться, при этом светимость меняется незначительно. Это соответствует движению влево на диаграмме, и эта часть пути называется треком Хеньи^[26][27][28].

В любом случае в течение сжатия температура в центре звезды возрастает, и в ядре звезды начинают протекать термоядерные реакции — у звёзд малой и средней массы спустя некоторое время после начала сжатия, а у звёзд с массой более 8 M_⊙ — ещё до того, как прекратится аккреция^[4]. На ранних этапах это превращение лития и бериллия в гелий, и эти реакции производят меньше энергии, чем излучает звезда. Сжатие продолжается, но доля термоядерных реакций в выделении энергии увеличивается, ядро продолжает нагреваться, и когда температура достигает 3—4 миллионов K, начинается превращение водорода в гелий в p-p цикле^[16].

В некоторый момент, если звезда имеет массу больше 0,07—0,08 M_⊙, выделение энергии за счёт термоядерных реакций сравнивается со светимостью звезды и сжатие прекращается — этот момент считается моментом окончания формирования звезды и её перехода на главную последовательность. Если звезда имеет массу менее этого значения, то в ней тоже какое-то время могут идти термоядерные реакции, однако вещество звезды в ядре становится вырожденным раньше, чем прекращается сжатие, поэтому термоядерные реакции никогда не становятся единственным источником энергии, а сжатие не прекращается. Такие объекты называются коричневыми карликами^[15][29][30].

История изучения

Гипотеза о том, что звёзды формируются путём уплотнения межзвёздного газа, была высказана ещё Исааком Ньютоном, хотя он давал лишь качественное описание процесса. Только в 1902 году Джеймс Джинс опубликовал расчёты и вывод, что при достаточной массе облако газа может начать коллапсировать при прохождении волн^[31].

Впервые сам термин «протозвезда» ввёл Виктор Амбарцумян в 1953 году: в его гипотезе протозвёздами назывались гипотетические дозвёздные тела, которые в дальнейшем распадаются на звёзды^[32][33]. Близкое к современному представление о протозвёздах появилось благодаря Тюсиро Хаяси, который занимался моделированием протозвёзд и в 1966 году опубликовал статью, подробно описывающую эти объекты^[34]. В дальнейшем основные идеи практически не менялись, но теория дорабатывалась: например, Ричард Ларсон уточнил некоторые значения параметров протозвёзд во время их эволюции^[17][35].

При этом протозвёзды на ранних стадиях эволюции не наблюдались до конца 1980-х годов — основную трудность составляло то, что сами протозвёзды изначально скрыты за плотной газопылевой оболочкой. Кроме того, сама оболочка излучает в основном в инфракрасном диапазоне, который сильно поглощается земной атмосферой, что дополнительно затрудняет наблюдения с поверхности Земли^[36]. Главным источником сведений о звёздах на начальной стадии эволюции длительное время служили звёзды типа T Тельца, которые были выделены в отдельный тип звёзд ещё в 1945 году^[17][37]. Значительный вклад в изучение протозвёзд внесли также космические инфракрасные телескопы, такие как Спитцер и Гершель: например, только в Облаке Ориона теперь известно как минимум 200 протозвёзд^[38][39].