www.wikidata.uk-ua.nina.az

Протозоря астрономічний об єкт що перебуває на проміжному етапі зоряної еволюції від фрагменту газо пилової хмари до вла

Протозоря

Протозоря — астрономічний об'єкт, що перебуває на проміжному етапі зоряної еволюції — від фрагменту газо-пилової хмари до власне зорі на стадії головної послідовності.

Художнє зображення процесу акреції. Чорним кольором показано непрозору зовнішню оболонку (глобула Бока), що огортає протозорю.

У процесі формування зорі з газопилової хмари виділяють три основні стадії:

  1. Ізотермічний колапс та формування компактного ядра.
  2. Акреція протяжної оболонки на сформоване ядро.
  3. Повільне стискання ядра після завершення акреції. Ця стадія характерна тільки для зір невеликої маси (менше трьох мас Сонця), її називають 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 — лише щодо другої стадії.

Походження назви Редагувати

Термін «протозоря» запровадив Віктор Амбарцумян у публікаціях наприкінці 1940-х — початку 1950-х років. Щоправда, він вважав, що зорі утворюються внаслідок розпаду масивних об'єктів невідомої природи, які він і позначав цим терміном. Пізніші дослідження дійшли висновку, що зорі утворюються з дифузної міжзоряної речовини.

Термін «протозоря» в його сучасному розумінні вперше вжито 1965 року в праці японських астрофізиків Хаяші та Накано.

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

Ізотермічне стискання газової хмари Редагувати

Область зореутворення у Великій Магеллановій Хмарі.
Фото з телескопа Хаббла

Зореутворення розпочинається в газовій хмарі розміром декілька парсеків. Така хмара не може бути повністю однорідною: у ній існують невеликі флуктуації густини. Підвищення густини у хмарі може утворитися через різноманітні причини. Здебільшого його зумовлює ударна хвиля, яка виникає внаслідок зіткнення між окремими хмарами, спалаху наднової неподалік або потрапляння хмари до спірального рукава галактики.
Коли густина досягає критичної межі внаслідок гравітаційної нестійкості хмара має стискатися та фрагментуватися на менші частини. Окремі частини стискаються вже незалежно одна від одної. Такий процес конденсації може відбуватися в кілька кроків, що призводить до утворення зір у вигляді скупчень або асоціацій. Утворення окремої зорі відбувається з хмари з концентрацією частинок 104—106 на кубічний сантиметр і температурою близько 10 К. Газові хмари з такою концентрацією насправді спостерігаються. Вони складаються переважно з молекулярного водню. У такому стані вони непрозорі для видимого світла та електромагнітного випромінювання з меншою довжиною хвилі, але прозорі для інфрачервоного випромінювання з довжиною хвилі понад 1 мкм.

За звичайних умов стиснення газової хмари призводить до підвищення температури в ній та збільшення тиску, що врівноважує силу тяжіння й зупиняє стискання. Однак у міжзоряних молекулярних хмарах діє ефективний механізм охолодження: зіткнення між молекулами водню збуджує обертальний рівень із подальшим випромінюванням електромагнітного кванта з довжиною хвилі 28 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.

Схематичне зображення колапсу газо-пилової хмари та утворення протозорі

Внаслідок того, що стиснення 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 вільного падіння. Для хмари сонячної маси та розміру близько 0,02 пк характерний час такого стискання (tff) становить близько 200 тис. років.

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 M☉, радіусом близько 100 R☉ та температурою ~200 K.

Акреція на компактне ядро Редагувати

Структура протозорі:
1. Оптично прозора газова оболонка у вільному падінні.
2. Несправжня фотосфера, що випромінює переважно в інфрачервоному діапазоні.
3. Непрозора пилогазова оболонка («кокон»).
4. Фронт ударної хвилі.
5. Гідростатично рівноважне ядро.

Ізотермічна оболонка продовжує вільне падіння на гідростатично рівноважне непрозоре ядро й натикається на нього на швидкості близько 1 км/с. Виникає ударна хвиля й температура ядра продовжує зростати. Коли температура досягає 2000 K, розпочинається дисоціація молекул водню, а потім — іонізація атомів водню. Ці процеси поглинають багато енергії й зростання температури ядра припиняється. Рівновага порушується й ядро стрімко стискається. Нове рівноважне (вже плазмове ядро) має параметри M≈0,015 M☉, R≈1,3 R☉, T≈20 000 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 — близько 15 км/с. 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 — відбувається інтенсивне перемішування речовини й розподіл густини та температури стає адіабатичним. Це значно сповільнює стискання.

Для хмар із масою близько сонячної цей процес триватиме доти, доки на ядро не впаде майже вся оболонка. Якщо початкова густина хмари відповідає рівню джинсівської нестійкості (10−19 г/см³), то, за розрахунками Ларсона (які пізніше було підтверджено іншими вченими) тривалість стадії становитиме близько 1 млн років, тобто, у 3—5 разів перевищуватиме час вільного падіння, а радіус новоутвореної зорі під час появи її з «кокона» становитиме близько 2 R☉. Втім, якщо початкова молекулярна хмара щільніша, час акреції скорочується, а радіус новоутвореної зорі буде більшим. Такі об'єкти для спостерігача майже не відрізняється від зір, хоча температура в їх центрі (2×105 ) ще не достатня для перебігу термоядерних реакцій водневого циклу. Подальша еволюція протозорі має назву стадії Хаяші та описується за допомогою діаграми Герцшпрунга—Рассела. Відповідні об'єкти спостерігаються як змінні зорі типу T Тельця та Ae/Be зорі Хербіга.

Розрахунками Хаяші було доведено, що для конвективної протозорі температура її поверхні слабко залежить від маси та майже не залежить від світності: . Як наслідок, зі зменшенням радіуса зменшується й світність зорі. На діаграмі Герцшпрунга—Рассела така зоря розташована вище головної послідовності й поступово «опускається» до неї. Траєкторія зорі буде майже вертикальною лінією, яка має назву трек Хаяші.

Зорі масою < 0,3 M☉ залишаються повністю конвективними навіть після досягнення головної послідовності. У зір масою > 0,3 M☉ 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 M☉, то термоядерні реакції в ньому розпочинаються ще до завершення стадії. Таким чином, зоря досягає головної послідовності ще до того, як зникне непрозора оболонка, яка її оточує. Такі «зорі-кокони» теж було виявлено. Вони спостерігаються в інфрачервоному світлі як області іонізованого водню, оточені холодними оболонками.

Однак не всі протозорі перетворюються на справжні зорі. Якщо маса протозорі становить менше 0,075 M☉, її стискання буде зупинено тиском виродженого електронного газу і в її надрах ніколи не виникнуть умови для інтенсивного перебігу термоядерних реакцій. Такі об'єкти мають назву коричневих карликів.

Стадія Хаяші Редагувати

Щільне скупчення близько 50 молодих зір, 35 з яких є протозорями.
Зображення синтезовано зі спостережень телескопа Спітцера.

Гравітаційне стискання зорі масою < 3 M☉ триватиме доти, доки в її центрі не буде досягнуто температури, достатньої для початку термоядерних реакцій водневого циклу (близько 3 млн К). Відбувається воно набагато повільніше: для протосонця цей час становить близько 30 млн років. Для інших зір він обернено пропорційний третьому степеню маси. Для червоних карликів найменшої маси цей час становитиме кілька мільярдів років, тобто, він порівняний із віком нашої Галактики.

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 — зорі T Тельця.

Змінні зорі типу T Тельця Редагувати

Це холодні зорі, що швидко та хаотично змінюють свій блиск. Така поведінка є свідченням бурхливих конвективних процесів. Характерною особливістю є наявність в їх спектрах ліній поглинання літію, якого там у сотні разів більше, ніж в атмосфері Сонця. Це може означати, що в них ще не розпочалися перші ядерні реакції, що призводять до «спалювання» легких елементів.

На діаграмі Герцшпрунга—Рассела ці зорі розташовані вище головної послідовності. Вони спостерігаються групами, що мають назву T-асоціацій, які досить часто збігаються з O-асоціаціями, що крім зір типу T Тельця містять також молоді гарячі масивні зорі. У таких асоціаціях спостерігаються густі газопилові міжзоряні хмари, а також нестаціонарні зорі спектральних класів A та B (так звані Ae/Be зорі Хербіга). Дослідники вважають останні масивнішими аналогами зір типу T Тельця, хоча питання про різницю між ними остаточно ще не з'ясовано.

Посилання Редагувати

  1. ↑ Протозорі // Астрономічний енциклопедичний словник / за заг. ред. І. А. Климишина та А. О. Корсунь. — Львів : Голов. астроном. обсерваторія НАН України : Львів. нац. ун-т ім. Івана Франка, 2003. — С. 384—385. — ISBN 966-613-263-X.
  2. Протозвёзды[недоступне посилання з липня 2019] БСЭ, 1969–1978 (рос.)
  3. Юрий Андреевич Насимович. [[1]]. . Архів оригіналу за 29 грудня 2012. Процитовано 29 листопада 2012. (рос.)
  4. Chushiro Hayashi and Takenori Nakano (1965). . Prog. Theor. Phys. Vol. 34 No. 5 (1965) pp. 754-775 34 (5): 754–775. doi:10.1143/PTP.34.754. Архів оригіналу за 3 квітня 2012. Процитовано 25 березня 2022. (англ.)
  5. ↑ Ламзин С. А., Сурдин В. Г. Что же такое протозвёзды? // Протозвёзды. Где, как и из чего формируются звёзды. — М. : Наука, 1992.(рос.)
  6. ↑ Шкловский И. С. Газово-пылевые комплексы межзвездной среды — колыбель звезд // Звезды: их рождение, жизнь и смерть. — 3-е изд., перераб. — М. : Наука, Главная редакция физико-математической литературы, 1984. — 384 с.(рос.)
  7. ↑ Ламзин С. А., Сурдин В. Г. От облака к звезде // Протозвёзды. Где, как и из чего формируются звёзды. — М. : Наука, 1992.(рос.)
  8. Larson, Richard B. (1969). . Monthly MNRAS Homepage Notices of the Royal Astronomical Society 145: 271. Архів оригіналу за 3 липня 2014. Процитовано 24 листопада 2012. (англ.)
  9. Кисельов Микола Миколайович (1 березня 2002). Розсіяння світла на пилових частинках комет, астероїдів і навколозоряних оболонок: спостереження та інтерпретація. дисертація д-ра фіз.-мат. наук/Харківський національний ун-т ім. В.Н.Каразіна. Х. Архів оригіналу за 22 червня 2013. Процитовано 29 листопада 2012. 
  10. Hayashi, C. (1961). . Publications of the Astronomical Society of Japan 13,: 450–452. Архів оригіналу за 21 січня 2016. Процитовано 24 листопада 2012. (англ.)
  11. ↑ Шкловский И. С. Эволюция протозвезд и протозвездных оболочек // Звезды: их рождение, жизнь и смерть. — 3-е изд., перераб. — М. : Наука, Главная редакция физико-математической литературы, 1984. — 384 с.(рос.)
  12. Ae/Be зорі Хербіга // Астрономічний енциклопедичний словник / за заг. ред. І. А. Климишина та А. О. Корсунь. — Львів : Голов. астроном. обсерваторія НАН України : Львів. нац. ун-т ім. Івана Франка, 2003. — С. 44. — ISBN 966-613-263-X.
  13. Ламзин С. А., Сурдин В. Г. Звёзды типа T Тельца // Протозвёзды. Где, как и из чего формируются звёзды. — М. : Наука, 1992.(рос.)
Вікісховище має мультимедійні дані за темою: Протозоря

Література Редагувати

Ця стаття належить до добрих статей української Вікіпедії.
Вікіпедія, Українська, Україна, книга, книги, бібліотека, стаття, читати, завантажити, безкоштовно, безкоштовно завантажити, mp3, відео, mp4, 3gp, jpg, jpeg, gif, png, малюнок, музика, пісня, фільм, книга, гра, ігри
Дата публікації:
Protozorya astronomichnij ob yekt sho perebuvaye na promizhnomu etapi zoryanoyi evolyuciyi vid fragmentu gazo pilovoyi hmari do vlasne zori na stadiyi golovnoyi poslidovnosti 1 Hudozhnye zobrazhennya procesu akreciyi Chornim kolorom pokazano neprozoru zovnishnyu obolonku globula Boka sho ogortaye protozoryu U procesi formuvannya zori z gazopilovoyi hmari vidilyayut tri osnovni stadiyi 1 Izotermichnij kolaps ta formuvannya kompaktnogo yadra Akreciya protyazhnoyi obolonki na sformovane yadro Povilne stiskannya yadra pislya zavershennya akreciyi Cya stadiya harakterna tilki dlya zir nevelikoyi masi menshe troh mas Soncya yiyi nazivayut stadiyeyu Hayashi za im yam yaponskogo astrofizika Chushiro Hayashi yakij 1961 roku pobuduvav yiyi model Termin protozorya v shirokomu sensi vzhivayut shodo vsih troh stadij evolyuciyi gazovoyi hmari v zoryu a u vuzkomu sensi lishe shodo drugoyi stadiyi 1 Zmist 1 Pohodzhennya nazvi 2 Izotermichne stiskannya gazovoyi hmari 3 Akreciya na kompaktne yadro 4 Stadiya Hayashi 4 1 Zminni zori tipu T Telcya 5 Posilannya 6 LiteraturaPohodzhennya nazvi RedaguvatiTermin protozorya zaprovadiv Viktor Ambarcumyan u publikaciyah naprikinci 1940 h pochatku 1950 h rokiv Shopravda vin vvazhav sho zori utvoryuyutsya vnaslidok rozpadu masivnih ob yektiv nevidomoyi prirodi yaki vin i poznachav cim terminom 2 3 Piznishi doslidzhennya dijshli visnovku sho zori utvoryuyutsya z difuznoyi mizhzoryanoyi rechovini Termin protozorya v jogo suchasnomu rozuminni vpershe vzhito 1965 roku v praci yaponskih astrofizikiv Hayashi ta Nakano 4 Slid zaznachiti sho fahivci vzhivayut cej termin lishe shodo stadiyi akreciyi a ob yekti yaki perebuvayut na podalshih stadiyah zokrema na stadiyi povilnogo gravitacijnogo stisnennya poznachayut terminami molodi zori abo zori do golovnoyi poslidovnosti 5 Odnak u populyarnij literaturi cej termin poshiryuyut i na vsi ranni stadiyi evolyuciyi do vihodu zori na golovnu poslidovnist Izotermichne stiskannya gazovoyi hmari Redaguvati nbsp Oblast zoreutvorennya u Velikij Magellanovij Hmari Foto z teleskopa HabblaZoreutvorennya rozpochinayetsya v gazovij hmari rozmirom dekilka parsekiv Taka hmara ne mozhe buti povnistyu odnoridnoyu u nij isnuyut neveliki fluktuaciyi gustini Pidvishennya gustini u hmari mozhe utvoritisya cherez riznomanitni prichini Zdebilshogo jogo zumovlyuye udarna hvilya yaka vinikaye vnaslidok zitknennya mizh okremimi hmarami spalahu nadnovoyi nepodalik abo potraplyannya hmari do spiralnogo rukava galaktiki Koli gustina dosyagaye kritichnoyi mezhi vnaslidok gravitacijnoyi nestijkosti hmara maye stiskatisya ta fragmentuvatisya na menshi chastini Okremi chastini stiskayutsya vzhe nezalezhno odna vid odnoyi Takij proces kondensaciyi mozhe vidbuvatisya v kilka krokiv sho prizvodit do utvorennya zir u viglyadi skupchen abo asociacij Utvorennya okremoyi zori vidbuvayetsya z hmari z koncentraciyeyu chastinok 104 106 na kubichnij santimetr i temperaturoyu blizko 10 K Gazovi hmari z takoyu koncentraciyeyu naspravdi sposterigayutsya Voni skladayutsya perevazhno z molekulyarnogo vodnyu 6 U takomu stani voni neprozori dlya vidimogo svitla ta elektromagnitnogo viprominyuvannya z menshoyu dovzhinoyu hvili ale prozori dlya infrachervonogo viprominyuvannya z dovzhinoyu hvili ponad 1 mkm 7 Za zvichajnih umov stisnennya gazovoyi hmari prizvodit do pidvishennya temperaturi v nij ta zbilshennya tisku sho vrivnovazhuye silu tyazhinnya j zupinyaye stiskannya Odnak u mizhzoryanih molekulyarnih hmarah diye efektivnij mehanizm oholodzhennya zitknennya mizh molekulami vodnyu zbudzhuye obertalnij riven iz podalshim viprominyuvannyam elektromagnitnogo kvanta z dovzhinoyu hvili 28 mkm Mizhzoryana hmara prozora dlya takogo viprominyuvannya prinajmni na pochatkovomu etapi stisnennya i vono polishaye yiyi Takim chinom energiya sho vivilnyayetsya vnaslidok stisnennya ne prizvodit do nagrivannya rechovini 6 nbsp Shematichne zobrazhennya kolapsu gazo pilovoyi hmari ta utvorennya protozoriVnaslidok togo sho stisnennya vidbuvayetsya majzhe za postijnoyi temperaturi tisk gazu v hmari zrostaye nabagato povilnishe nizh sili gravitaciyi Nevdovzi pislya pochatku stiskannya tiskom gazu v podalshih rozrahunkah mozhna znehtuvati Ce oznachaye sho stiskannya vidbuvayetsya praktichno v rezhimi vilnogo padinnya Dlya hmari sonyachnoyi masi ta rozmiru blizko 0 02 pk harakternij chas takogo stiskannya tff stanovit blizko 200 tis rokiv 7 Rozpodil gustini v hmari staye duzhe neodnoridnim gustina strimko zrostaye do centru Vnaslidok cogo centralna chastina staye neprozoroyu dlya infrachervonogo viprominyuvannya j temperatura v nij pochinaye shvidko zrostati Utvoryuyetsya gidrostatichno rivnovazhne yadro iz pochatkovoyu masoyu 0 05 M radiusom blizko 100 R ta temperaturoyu 200 K 5 Akreciya na kompaktne yadro Redaguvati nbsp Struktura protozori 1 Optichno prozora gazova obolonka u vilnomu padinni 2 Nespravzhnya fotosfera sho viprominyuye perevazhno v infrachervonomu diapazoni 3 Neprozora pilogazova obolonka kokon 4 Front udarnoyi hvili 5 Gidrostatichno rivnovazhne yadro Izotermichna obolonka prodovzhuye vilne padinnya na gidrostatichno rivnovazhne neprozore yadro j natikayetsya na nogo na shvidkosti blizko 1 km s Vinikaye udarna hvilya 7 j temperatura yadra prodovzhuye zrostati Koli temperatura dosyagaye 2000 K rozpochinayetsya disociaciya molekul vodnyu a potim ionizaciya atomiv vodnyu Ci procesi poglinayut bagato energiyi j zrostannya temperaturi yadra pripinyayetsya Rivnovaga porushuyetsya j yadro strimko stiskayetsya Nove rivnovazhne vzhe plazmove yadro maye parametri M 0 015 M R 1 3 R T 20 000 K Vono intensivno viprominyuye v optichnomu diapazoni ale dlya zovnishnogo sposterigacha protozorya viglyadaye yak holodnij protyazhnij ob yekt oskilki viprominyuvannya yadra poglinayetsya obolonkoyu ta pereviprominyuyetsya neyu v infrachervonomu diapazoni Nagrivannya znachno zmenshuye shvidkist stiskannya obolonki odnak shvidkist rechovini sho padaye na nove kompaktne yadro nabagato bilsha blizko 15 km s 5 Temperatura v nadrah zori v cej chas dosit shvidko zrostaye j viprominyuvannya vzhe ne v zmozi zabezpechiti perenesennya energiyi do poverhni Tomu v diyu vstupaye konvekciya vidbuvayetsya intensivne peremishuvannya rechovini j rozpodil gustini ta temperaturi staye adiabatichnim Ce znachno spovilnyuye stiskannya 7 Dlya hmar iz masoyu blizko sonyachnoyi cej proces trivatime doti doki na yadro ne vpade majzhe vsya obolonka Yaksho pochatkova gustina hmari vidpovidaye rivnyu dzhinsivskoyi nestijkosti 10 19 g sm to za rozrahunkami Larsona 8 yaki piznishe bulo pidtverdzheno inshimi vchenimi trivalist stadiyi stanovitime blizko 1 mln rokiv tobto u 3 5 raziv perevishuvatime chas vilnogo padinnya a radius novoutvorenoyi zori pid chas poyavi yiyi z kokona stanovitime blizko 2 R Vtim yaksho pochatkova molekulyarna hmara shilnisha chas akreciyi skorochuyetsya a radius novoutvorenoyi zori bude bilshim 5 Taki ob yekti dlya sposterigacha majzhe ne vidriznyayetsya vid zir hocha temperatura v yih centri 2 105 she ne dostatnya dlya perebigu termoyadernih reakcij vodnevogo ciklu Podalsha evolyuciya protozori maye nazvu stadiyi Hayashi ta opisuyetsya za dopomogoyu diagrami Gercshprunga Rassela Vidpovidni ob yekti sposterigayutsya yak zminni zori tipu T Telcya ta Ae Be zori Herbiga 7 9 Rozrahunkami Hayashi bulo dovedeno 10 sho dlya konvektivnoyi protozori temperatura yiyi poverhni slabko zalezhit vid masi ta majzhe ne zalezhit vid svitnosti T e f M 7 31 L 1 62 displaystyle T ef sim M frac 7 31 L frac 1 62 nbsp Yak naslidok zi zmenshennyam radiusa zmenshuyetsya j svitnist zori Na diagrami Gercshprunga Rassela taka zorya roztashovana vishe golovnoyi poslidovnosti j postupovo opuskayetsya do neyi Trayektoriya zori bude majzhe vertikalnoyu liniyeyu yaka maye nazvu trek Hayashi Zori masoyu lt 0 3 M zalishayutsya povnistyu konvektivnimi navit pislya dosyagnennya golovnoyi poslidovnosti U zir masoyu gt 0 3 M na deyakomu etapi vinikaye yadro z promenevim perenesennyam energiyi i ce prizvodit do pidvishennya temperaturi poverhni Trayektoriya zori na diagrami staye majzhe gorizontalnoyu i maye nazvu trek Henyi Yaksho zh masa yadra pid chas akreciyi perevishit 3 M to termoyaderni reakciyi v nomu rozpochinayutsya she do zavershennya stadiyi Takim chinom zorya dosyagaye golovnoyi poslidovnosti she do togo yak znikne neprozora obolonka yaka yiyi otochuye Taki zori kokoni tezh bulo viyavleno 7 Voni sposterigayutsya v infrachervonomu svitli yak oblasti ionizovanogo vodnyu otocheni holodnimi obolonkami 11 Odnak ne vsi protozori peretvoryuyutsya na spravzhni zori Yaksho masa protozori stanovit menshe 0 075 M yiyi stiskannya bude zupineno tiskom virodzhenogo elektronnogo gazu i v yiyi nadrah nikoli ne viniknut umovi dlya intensivnogo perebigu termoyadernih reakcij 7 Taki ob yekti mayut nazvu korichnevih karlikiv Stadiya Hayashi Redaguvati nbsp Shilne skupchennya blizko 50 molodih zir 35 z yakih ye protozoryami Zobrazhennya sintezovano zi sposterezhen teleskopa Spitcera Gravitacijne stiskannya zori masoyu lt 3 M trivatime doti doki v yiyi centri ne bude dosyagnuto temperaturi dostatnoyi dlya pochatku termoyadernih reakcij vodnevogo ciklu blizko 3 mln K Vidbuvayetsya vono nabagato povilnishe dlya protosoncya cej chas stanovit blizko 30 mln rokiv Dlya inshih zir vin oberneno proporcijnij tretomu stepenyu masi Dlya chervonih karlikiv najmenshoyi masi cej chas stanovitime kilka milyardiv rokiv tobto vin porivnyanij iz vikom nashoyi Galaktiki 11 Zori sho perebuvayut na stadiyi gravitacijnogo stiskannya buli vidomi astronomam she do pobudovi teoriyi protozir Cej klas ob yektiv otrimav nazvu vid yih tipovogo predstavnika zori T Telcya Zminni zori tipu T Telcya Redaguvati Dokladnishe Zori tipu T TelcyaCe holodni zori sho shvidko ta haotichno zminyuyut svij blisk Taka povedinka ye svidchennyam burhlivih konvektivnih procesiv Harakternoyu osoblivistyu ye nayavnist v yih spektrah linij poglinannya litiyu yakogo tam u sotni raziv bilshe nizh v atmosferi Soncya Ce mozhe oznachati sho v nih she ne rozpochalisya pershi yaderni reakciyi sho prizvodyat do spalyuvannya legkih elementiv Na diagrami Gercshprunga Rassela ci zori roztashovani vishe golovnoyi poslidovnosti Voni sposterigayutsya grupami sho mayut nazvu T asociacij yaki dosit chasto zbigayutsya z O asociaciyami sho krim zir tipu T Telcya mistyat takozh molodi garyachi masivni zori U takih asociaciyah sposterigayutsya gusti gazopilovi mizhzoryani hmari 11 a takozh nestacionarni zori spektralnih klasiv A ta B tak zvani Ae Be zori Herbiga Doslidniki vvazhayut ostanni masivnishimi analogami zir tipu T Telcya 12 hocha pitannya pro riznicyu mizh nimi ostatochno she ne z yasovano 13 Posilannya Redaguvati a b v Protozori Astronomichnij enciklopedichnij slovnik za zag red I A Klimishina ta A O Korsun Lviv Golov astronom observatoriya NAN Ukrayini Lviv nac un t im Ivana Franka 2003 S 384 385 ISBN 966 613 263 X Protozvyozdy nedostupne posilannya z lipnya 2019 BSE 1969 1978 ros Yurij Andreevich Nasimovich 1 Zvyozdy Arhiv originalu za 29 grudnya 2012 Procitovano 29 listopada 2012 ros Chushiro Hayashi and Takenori Nakano 1965 Thermal and Dynamical Properties of a Protostar and Its Contraction to the Stage of Quasi Static Equilibrium Prog Theor Phys Vol 34 No 5 1965 pp 754 775 34 5 754 775 doi 10 1143 PTP 34 754 Arhiv originalu za 3 kvitnya 2012 Procitovano 25 bereznya 2022 angl a b v g Lamzin S A Surdin V G Chto zhe takoe protozvyozdy Protozvyozdy Gde kak i iz chego formiruyutsya zvyozdy M Nauka 1992 ros a b Shklovskij I S Gazovo pylevye kompleksy mezhzvezdnoj sredy kolybel zvezd Zvezdy ih rozhdenie zhizn i smert 3 e izd pererab M Nauka Glavnaya redakciya fiziko matematicheskoj literatury 1984 384 s ros a b v g d e zh Lamzin S A Surdin V G Ot oblaka k zvezde Protozvyozdy Gde kak i iz chego formiruyutsya zvyozdy M Nauka 1992 ros Larson Richard B 1969 Numerical calculations of the dynamics of collapsing proto star Monthly MNRAS Homepage Notices of the Royal Astronomical Society 145 271 Arhiv originalu za 3 lipnya 2014 Procitovano 24 listopada 2012 angl Kiselov Mikola Mikolajovich 1 bereznya 2002 Rozsiyannya svitla na pilovih chastinkah komet asteroyidiv i navkolozoryanih obolonok sposterezhennya ta interpretaciya disertaciya d ra fiz mat nauk Harkivskij nacionalnij un t im V N Karazina H Arhiv originalu za 22 chervnya 2013 Procitovano 29 listopada 2012 Hayashi C 1961 Stellar evolution in early phases of gravitational contraction Publications of the Astronomical Society of Japan 13 450 452 Arhiv originalu za 21 sichnya 2016 Procitovano 24 listopada 2012 angl a b v Shklovskij I S Evolyuciya protozvezd i protozvezdnyh obolochek Zvezdy ih rozhdenie zhizn i smert 3 e izd pererab M Nauka Glavnaya redakciya fiziko matematicheskoj literatury 1984 384 s ros Ae Be zori Herbiga Astronomichnij enciklopedichnij slovnik za zag red I A Klimishina ta A O Korsun Lviv Golov astronom observatoriya NAN Ukrayini Lviv nac un t im Ivana Franka 2003 S 44 ISBN 966 613 263 X Lamzin S A Surdin V G Zvyozdy tipa T Telca Protozvyozdy Gde kak i iz chego formiruyutsya zvyozdy M Nauka 1992 ros Vikishovishe maye multimedijni dani za temoyu ProtozoryaLiteratura RedaguvatiLamzin S A Surdin V G Protozvyozdy Gde kak i iz chego formiruyutsya zvyozdy M Nauka 1992 ros nbsp Cya stattya nalezhit do dobrih statej ukrayinskoyi Vikipediyi Otrimano z https uk wikipedia org w index php title Protozorya amp oldid 34967994