Перегляд вихідного коду сторінки Протозоря

[[Файл:Witness the Birth of a Star.jpg|міні||250пкс|Художнє зображення процесу акреції. Чорним кольором показано непрозору зовнішню оболонку ([[глобула Бока]]), що огортає протозорю.]]
'''Протозоря'''&nbsp;— [[астрономія|астрономічний]] об'єкт, що перебуває на проміжному етапі [[еволюція зір|зоряної еволюції]]&nbsp;— від фрагменту газо-пилової хмари до власне зорі на стадії [[Головна послідовність | головної послідовності]]<ref name=aesproto>{{А-Е-С|Протозорі|384—385|p}}</ref>.

У процесі формування зорі з газопилової хмари виділяють три основні стадії<ref name=aesproto></ref>:
# [[Ізотермічний процес|Ізотермічний]] колапс та формування компактного ядра.
# [[Акреція (космос)|Акреція]] протяжної оболонки на сформоване ядро.
# Повільне стискання ядра після завершення акреції. Ця стадія характерна тільки для зір невеликої маси (менше трьох [[Маса Сонця|мас Сонця]]), її називають [[стадія Хаяші|стадією Хаяші]] за ім'ям японського астрофізика [[Чушіро Хаяші]], який 1961 року побудував її модель.

Термін [[протозоря]] в широкому сенсі вживають щодо всіх трьох стадій еволюції газової хмари в зорю, а у вузькому сенсі&nbsp;— лише щодо другої стадії<ref name=aesproto/>.

== Походження назви ==
Термін «протозоря» запровадив [[Віктор Амбарцумян]] у публікаціях наприкінці 1940-х&nbsp;— початку 1950-х років. Щоправда, він вважав, що зорі утворюються внаслідок розпаду масивних об'єктів невідомої природи, які він і позначав цим терміном<ref>[http://slovari.yandex.ru/~книги/БСЭ/Протозвёзды/ Протозвёзды]{{Недоступне посилання|date=липень 2019 |bot=InternetArchiveBot }} БСЭ, 1969–1978 {{ref-ru}}</ref><ref>{{cite book|url=http://www.astronet.ru/db/msg/1222187/|title=Звёзды|chapter-url=http://www.astronet.ru/db/msg/1222187/sect16.html|chapter=Протозвёзды|author=Юрий Андреевич Насимович|accessdate=29 листопада 2012|archive-date=29 грудня 2012|archive-url=https://web.archive.org/web/20121229002820/http://www.astronet.ru/db/msg/1222187}}{{ref-ru}}</ref>. Пізніші дослідження дійшли висновку, що зорі утворюються з [[Міжзоряне середовище|дифузної міжзоряної речовини]].

Термін «протозоря» в його сучасному розумінні вперше вжито 1965 року в праці японських астрофізиків Хаяші та Накано<ref>{{cite journal|title=Thermal and Dynamical Properties of a Protostar and Its Contraction to the Stage of Quasi-Static Equilibrium|author=Chushiro Hayashi and Takenori Nakano|journal=Prog. Theor. Phys. Vol. 34 No. 5 (1965) pp. 754-775|year=1965|volume=34|issue=5|pages=754-775|doi=10.1143/PTP.34.754|url=http://ptp.ipap.jp/link?PTP/34/754/|accessdate=25 березня 2022|archive-date=3 квітня 2012|archive-url=https://web.archive.org/web/20120403045448/http://ptp.ipap.jp/link?PTP%2F34%2F754%2F}}{{ref-en}}</ref>.

Слід зазначити, що фахівці вживають цей термін лише щодо ''стадії акреції'', а об'єкти, які перебувають на подальших стадіях (зокрема, на стадії повільного [[гравітація|гравітаційного]] стиснення), позначають термінами «''молоді зорі''» або «[[зорі до головної послідовності]]»<ref name=protos13></ref>. Однак у популярній літературі цей термін поширюють і на всі ранні стадії еволюції (до виходу зорі на [[головна послідовність|головну послідовність]]).

== Ізотермічне стискання газової хмари ==
[[Файл:Heic0411a.jpg|міні||250пкс|Область зореутворення у [[Велика Магелланова Хмара|Великій Магеллановій Хмарі]]. <br/>Фото з [[телескоп Хаббла|телескопа Хаббла]]]]
Зореутворення розпочинається в газовій хмарі розміром декілька [[парсек]]ів. Така хмара не може бути повністю однорідною: у ній існують невеликі [[флуктуація (фізика)|флуктуації]] [[Густина|густини]]. Неоднорідності густини у хмарі можуть виникати з різноманітних причин. Здебільшого їх зумовлює [[ударна хвиля]], яка виникає внаслідок зіткнення між окремими хмарами, спалах [[наднова|наднової]] неподалік або потрапляння хмари до [[галактичний рукав|спірального рукава галактики]]. <br/>Коли густина досягає критичної межі внаслідок [[гравітаційна нестійкість|гравітаційної нестійкості]] хмара має фрагментуватися на менші частини. Окремі частини стискаються незалежно одна від одної. Такий процес конденсації може відбуватися в кілька кроків, що призводить до утворення зір у вигляді [[зоряне скупчення|скупчень]] або [[зоряні асоціації|асоціацій]]. Утворення окремої зорі відбувається з хмари з концентрацією частинок 10<sup>4</sup>—10<sup>6</sup> на кубічний сантиметр і [[температура|температурою]] близько 10 [[Кельвін|К]]. Газові хмари з такою концентрацією насправді спостерігаються. Вони складаються переважно з молекулярного [[водень|водню]]<ref name=zrzs3>{{книга| автор=Шкловский И. С. |назва=Звезды: их рождение, жизнь и смерть|частина=Газово-пылевые комплексы межзвездной среды — колыбель звезд| посилання= |рік=1984|  видання=3-е изд., перераб.|місце= М. |видавництво=Наука, Главная редакция физико-математической литературы |сторінок=384}}{{ref-ru}}</ref>. У такому стані вони непрозорі для [[видиме світло|видимого світла]] та [[електромагнітне випромінювання|електромагнітного випромінювання]] з меншою довжиною хвилі, але прозорі для [[інфрачервоне випромінювання|інфрачервоного випромінювання]] з [[довжина хвилі|довжиною хвилі]] понад 1 [[мікрометр|мкм]]<ref name=protos12>{{книга|автор=Ламзин С. А., Сурдин В. Г.| посилання=http://www.astronet.ru/db/msg/1190949/index.html|частина=[http://www.astronet.ru/db/msg/1190949/node12.html От облака к звезде] |назва=Протозвёзды. Где, как и из чего формируются звёзды.|місце=М.|видавництво= Наука| рік=1992}}{{ref-ru}}</ref>.

За звичайних умов стиснення газової хмари призводить до підвищення [[температура|температури]] в ній та збільшення [[тиск]]у, що врівноважує [[сила тяжіння|силу тяжіння]] й зупиняє стискання. Однак у [[міжзоряні хмари|міжзоряних]] [[молекулярна хмара|молекулярних хмарах]] діє ефективний механізм охолодження: зіткнення між [[молекула]]ми водню збуджує обертальний рівень із подальшим випромінюванням [[фотон|електромагнітного кванта]] з [[довжина хвилі|довжиною хвилі]] 28 [[Мікрометр|мкм]]. Міжзоряна хмара прозора для такого випромінювання (принаймні, на початковому етапі стиснення) і воно полишає її. Таким чином, енергія, що вивільняється внаслідок стиснення, не призводить до нагрівання речовини<ref name=zrzs3></ref>.
[[Файл:Collasso protostella.svg|міні||250пкс|Схематичне зображення колапсу газо-пилової хмари та утворення протозорі]]

Внаслідок того, що стискання відбувається майже за постійної температури, тиск газу в хмарі зростає набагато повільніше, ніж сили гравітації. Невдовзі після початку стискання тиском газу в подальших розрахунках можна знехтувати. Це означає, що стискання відбувається практично в режимі [[вільне падіння|вільного падіння]]. Для хмари [[маса Сонця|сонячної маси]] та розміру близько 0,02 [[парсек|пк]] характерний час такого стискання (t<sub>ff</sub>) становить близько 200 тис. років<ref name=protos12></ref>.

Розподіл густини в хмарі стає дуже неоднорідним: густина стрімко зростає до центру. Внаслідок цього центральна частина стає непрозорою для інфрачервоного випромінювання й температура в ній починає швидко зростати. Утворюється гідростатично рівноважне ядро із початковою масою ~0,05&nbsp;[[Маса Сонця|M<sub>☉</sub>]], радіусом близько 100&nbsp;R<sub>☉</sub> та температурою ~200&nbsp;K<ref name=protos13>{{книга|автор=Ламзин С. А., Сурдин В. Г.| посилання=http://www.astronet.ru/db/msg/1190949/index.html|частина=[http://www.astronet.ru/db/msg/1190949/node13.html Что же такое протозвёзды?] |назва=Протозвёзды. Где, как и из чего формируются звёзды.|місце=М.|видавництво= Наука| рік=1992}}{{ref-ru}}</ref>.

== Акреція на компактне ядро ==
[[Файл:Protostar structure.svg|міні||250пкс|Структура протозорі:<br/>
1. Оптично прозора газова оболонка у вільному падінні.<br/>
2. Несправжня фотосфера, що випромінює переважно в інфрачервоному діапазоні.<br/>
3. Непрозора пилогазова оболонка («кокон»).<br/>
4. Фронт ударної хвилі.<br/>
5. Гідростатично рівноважне ядро.]]
Ізотермічна оболонка продовжує вільне падіння на гідростатично рівноважне непрозоре ядро й натикається на нього на [[швидкість|швидкості]] близько 1 км/с. Виникає [[ударна хвиля]]<ref name=protos12/> й температура ядра продовжує зростати. Коли температура досягає 2000 [[Кельвін|K]], розпочинається [[Дисоціація (хімія)|дисоціація]] [[молекула|молекул]] водню, а потім&nbsp;— [[іонізація]] [[атом]]ів водню. Ці процеси поглинають багато енергії й зростання температури ядра припиняється. Рівновага порушується й ядро знову стрімко стискається. Нове рівноважне (вже [[плазма (агрегатний стан)|плазмове]] ядро) має параметри M≈0,015&nbsp;M<sub>☉</sub>, R≈1,3&nbsp;R<sub>☉</sub>, T≈20&nbsp;000&nbsp;K. Воно інтенсивно випромінює в оптичному діапазоні, але для зовнішнього спостерігача протозоря виглядає як холодний протяжний об'єкт, оскільки випромінювання ядра поглинається оболонкою та перевипромінюється нею в інфрачервоному діапазоні. Нагрівання значно зменшує швидкість стискання оболонки, однак швидкість речовини, що падає на нове компактне ядро, набагато більша&nbsp;— близько 15 км/с<ref name=protos13/>. Температура в надрах зорі в цей час досить швидко зростає й [[випромінювання]] вже не в змозі забезпечити перенесення енергії до поверхні. Тому в дію вступає [[конвекція]]&nbsp;— відбувається інтенсивне перемішування речовини й розподіл густини та температури стає [[Адіабатичний процес|адіабатичним]]. Це значно сповільнює стискання<ref name=protos12/>.

Для хмар із масою близько [[маса Сонця|сонячної]] цей процес триватиме доти, доки на ядро не впаде майже вся оболонка. Якщо початкова густина хмари відповідає рівню [[гравітаційна нестійкість|джинсівської нестійкості]] (10<sup>−19</sup> г/см³), то, за розрахунками Ларсона<ref>{{cite journal|title=Numerical calculations of the dynamics of collapsing proto-star|author=Larson, Richard B.|journal=Monthly MNRAS Homepage Notices of the Royal Astronomical Society|volume=145|pages=271|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1969MNRAS.145..271L|year=1969|accessdate=24 листопада 2012|archive-date=3 липня 2014|archive-url=https://web.archive.org/web/20140703191101/http://adsabs.harvard.edu/abs/1969MNRAS.145..271L}}{{ref-en}}</ref> (які пізніше було підтверджено іншими вченими) тривалість стадії становитиме близько 1&nbsp;млн років, тобто, у 3—5 разів перевищуватиме час вільного падіння, а радіус новоутвореної зорі під час її появи з «кокона» становитиме близько 2&nbsp;R<sub>☉</sub>. Втім, якщо початкова молекулярна хмара щільніша, час акреції скорочується, а радіус новоутвореної зорі буде більшим<ref name=protos13/>. Такі об'єкти для спостерігача майже не відрізняється від зір, хоча температура в їх центрі (2×10<sup>5</sup>) ще не достатня для перебігу [[термоядерна реакція|термоядерних реакцій]] [[водневий цикл|водневого циклу]]. Подальша еволюція протозорі має назву ''стадії Хаяші'' та описується за допомогою [[діаграма Герцшпрунга—Рассела|діаграми Герцшпрунга—Рассела]]. Відповідні об'єкти спостерігаються як [[змінні зорі типу T Тельця]] та [[Ae/Be зорі Хербіга]]<ref name=protos12/><ref>{{cite web|author=Кисельов Микола Миколайович|title=Розсіяння світла на пилових частинках комет, астероїдів і навколозоряних оболонок: спостереження та інтерпретація|work=дисертація д-ра фіз.-мат. наук/Харківський національний ун-т ім. В.Н.Каразіна.|date=2002-03-01|place=Х.|url=http://disser.com.ua/content/9994.html|archiveurl=https://www.webcitation.org/6HYtf3YiT?url=http://disser.com.ua/content/9994.html|archivedate=2013-06-22|accessdate=2012-11-29|deadurl=yes}}</ref>.

Розрахунками Хаяші було доведено<ref name="ha">{{cite journal|url=http://adsabs.harvard.edu/full/1961PASJ...13..450H|title=Stellar evolution in early phases of gravitational contraction.|author=Hayashi, C.|journal=Publications of the Astronomical Society of Japan|volume=13,|pages=450-452|year=1961|accessdate=24 листопада 2012|archive-date=21 січня 2016|archive-url=https://web.archive.org/web/20160121201600/http://adsabs.harvard.edu/full/1961PASJ...13..450H}}{{ref-en}}</ref>, що для конвективної протозорі температура її поверхні слабко залежить від маси та майже не залежить від [[світність|світності]]: <math>T_{ef} \sim M^{\frac{7}{31}}L^{\frac{1}{62}}</math>. Як наслідок, зі зменшенням радіуса зменшується й світність зорі. На [[діаграма Герцшпрунга—Рассела|діаграмі Герцшпрунга—Рассела]] така зоря розташована вище [[головна послідовність|головної послідовності]] й поступово «опускається» до неї. Траєкторія зорі буде майже вертикальною лінією, яка має назву [[трек Хаяші]].

Зорі масою < 0,3&nbsp;M<sub>☉</sub> залишаються повністю конвективними навіть після досягнення [[головна послідовність|головної послідовності]]. У зір масою > 0,3&nbsp;M<sub>☉</sub> на деякому етапі виникає ядро з променевим перенесенням енергії, і це призводить до підвищення температури поверхні. Траєкторія зорі на діаграмі стає майже горизонтальною і має назву [[трек Хеньї]].

Якщо ж маса ядра під час акреції перевищить 3&nbsp;M<sub>☉</sub>, то термоядерні реакції в ньому розпочинаються ще до завершення стадії. Таким чином, зоря досягає [[головна послідовність|головної послідовності]] ще до того, як зникне непрозора оболонка, яка її оточує. Такі «зорі-кокони» теж було виявлено<ref name=protos12/>. Вони спостерігаються в інфрачервоному світлі як області іонізованого водню, оточені холодними оболонками<ref name=zrzs5>{{книга| автор=Шкловский И. С. |назва=Звезды: их рождение, жизнь и смерть|частина=Эволюция протозвезд и протозвездных оболочек| посилання= |рік=1984|  видання=3-е изд., перераб.|місце= М. |видавництво=Наука, Главная редакция физико-математической литературы |сторінок=384}}{{ref-ru}}</ref>.

Однак не всі протозорі перетворюються на справжні зорі. Якщо маса протозорі становить менше 0,075&nbsp;M<sub>☉</sub>, її стискання буде зупинено тиском [[вироджений електронний газ|виродженого електронного газу]] і в її надрах ніколи не виникнуть умови для інтенсивного перебігу термоядерних реакцій<ref name=protos12/>. Такі об'єкти мають назву [[коричневий карлик|коричневих карликів]].

== Стадія Хаяші ==
[[Файл:Serpens south.jpg|міні||280пкс|Щільне скупчення близько 50 молодих зір, 35 з яких є протозорями.<br/>Зображення синтезовано зі спостережень [[телескоп Спітцера|телескопа Спітцера]].]]

Гравітаційне стискання зорі масою < 3&nbsp;M<sub>☉</sub> триває доти, доки в її центрі не буде досягнуто температури, достатньої для початку [[термоядерна реакція|термоядерних реакцій]] [[водневий цикл|водневого циклу]] (близько 3 млн [[Кельвін|К]]). Відбувається воно набагато повільніше: для протосонця цей час становить близько 30&nbsp;млн років. Для інших зір він обернено пропорційний третьому [[степінь|степеню]] маси. Для [[червоний карлик|червоних карликів]] найменшої маси цей час становить кілька мільярдів років, тобто, він порівняний із віком нашої [[Чумацький Шлях|Галактики]]<ref name=zrzs5></ref>.

Зорі, що перебувають на стадії гравітаційного стискання, були відомі астрономам ще до побудови теорії протозір. Цей клас об'єктів отримав назву від їх типового представника&nbsp;— зорі [[T Тельця]].

=== Змінні зорі типу T Тельця ===
{{Детальніше|Зорі типу T Тельця}}
Це холодні зорі, що швидко та хаотично змінюють свій блиск. Така поведінка є свідченням бурхливих конвективних процесів. Характерною особливістю є наявність в їх [[спектр]]ах ліній поглинання [[літій|літію]], якого там у сотні разів більше, ніж в [[Зоряна атмосфера|атмосфері]] [[Сонце|Сонця]]. Це може означати, що в них ще не розпочалися перші ядерні реакції, що призводять до «спалювання» легких елементів.

На [[діаграма Герцшпрунга — Рассела|діаграмі Герцшпрунга—Рассела]] ці зорі розташовані вище головної послідовності. Вони спостерігаються групами, що мають назву [[зоряні асоціації|T-асоціацій]], які досить часто збігаються з O-асоціаціями, що крім зір типу T Тельця містять також молоді гарячі масивні зорі. У таких асоціаціях спостерігають густі газопилові міжзоряні хмари<ref name=zrzs5/>, а також нестаціонарні зорі [[спектральний клас|спектральних класів]] A та B (так звані [[Ae/Be зорі Хербіга]]). Наприкінці XX-го сторіччя їх вважали масивнішими аналогами [[Зорі типу T Тельця|зір типу T Тельця]]<ref>{{А-Е-С|Ae/Be зорі Хербіга|44|a1}}</ref>, хоча остаточно це не було з'ясовано<ref>{{книга|автор=Ламзин С. А., Сурдин В. Г.| посилання=http://www.astronet.ru/db/msg/1190949/index.html|частина=[http://www.astronet.ru/db/msg/1190949/node14.html Звёзды типа T Тельца] |назва=Протозвёзды. Где, как и из чего формируются звёзды.|місце=М.|видавництво= Наука| рік=1992}}{{ref-ru}}</ref>.

== Посилання ==
{{reflist}}
{{Commonscat|Protostars}}
== Література ==
* {{книга|автор=Ламзин С. А., Сурдин В. Г.| посилання=http://www.astronet.ru/db/msg/1190949/index.html|назва=Протозвёзды. Где, как и из чего формируются звёзды.|місце=М.|видавництво= Наука| рік=1992}}{{ref-ru}}

{{Зорі}}
{{добра стаття}}

[[Категорія:Зоряна астрономія]]
[[Категорія:Зоряна еволюція]]