ПРОТОЗВЁЗДЫ

. Общепринятого и полного определения П. не существует, хотя это понятие широко используется в астрофизике. Наиб. часто под П. понимают объект, находящийся на стадии эволюции звёзд от коллапсирующего родительского межзвёздного облака до появления в центре облака полностью ионизованного гидростатически равновесного ядра, т. е. зародыша молодой звезды. Это ядро сжимается и взаимодействует с остатками облака довольно сложным образом, приобретая структуру и параметры "обычной" звезды. Понятие П. иногда распространяют и на эту стадию сжатия вплоть до того момента, когда начинают "работать" осн. ядерные источники энергии и звезда "садится" на главную последовательность Герцшпрунга- Ресселла диаграммы.

Звёзды образуются в результате сжатия межзвёздных облаков (см. Звездообразование). Сжатие межзвёздного газа обусловлено силами гравитации и внеш. давлением, к-рым противодействуют силы теплового давления, центробежные, магнитного поля, турбулентного давления и т. д. Наиб. важный вид неустойчивости, приводящий к сжатию облака и в конечном счёте к образованию звезды,- гравитационная неустойчивость. Порог этой неустойчивости обычно характеризуется джинсовской массой М _Дж. Это масса, содержащаяся в сфере диаметром, равным критич. длине волны гравитац. неустойчивости в бесконечной однородной среде, т. н. джинсовской длине , где

a _зв - скорость звука, r - плотность.При массе облака М ₀> M _Дж изотермич. газовая конфигурация начинает сжиматься практически в режиме свободного падения - коллапсировать. (Изотермичность обеспечивается эфф. потерями на излучение пыли, а также потерями на столкновит. возбуждение тонкой структуры атомов и ионов С, О, Si и т. д.) Др. критерий гравитац. неустойчивости изотермич. газового шара получается, если учесть внеш. давление р _в: коллапс развивается при М ₀ > M _в =. В недрах плотных облаков или в одиночной глобуле, обжимаемой внеш. давлением (напр., в зоне HII), этот критерий может быть выполнен заведомо до того, как будет выполнен критерий М ₀> M _Дж. В ряде случаев магн. поле играет, по-видимому, осн. роль в обеспечении механич. равновесия облаков. Квазиоднородное магн. поле, характеризуемое магн. потоком F, может удерживать облако от коллапса, если масса облака не превышает критич. значения M_F= 0,15. Напр., поле с индукцией 30 мкГс может удерживать в равновесии сгусток массой 10³M( М- масса Солнца) и радиусом 2 пк. Прямые свидетельства существования магн. поля такой величины в нек-рых молекулярных облаках получены по наблюдениям зеемановского расщепления линий. В каждом конкретном случае доминирует тот механизм, к-рому соответствует наименьшая критич. масса. Развитие коллапса может стимулироваться и хим. реакциями. Напр., в условиях первичного звездообразования в среде, не содержащей тяжёлых элементов, важнейший фактор, обеспечивающий коллапс облаков с массами порядка звёздных,- охлаждение вследствие возбуждения вращат. уровней молекул Н ₂ и последующего излучения. (Такие молекулы образуются в реакциях ,

а также ЗН Н ₂ + Н.) Критич. массы для наиб. распространённого компонента межзвёздной среды - диффузных облаков (, темп-ра Т= 50-2000 К) - слишком велики, и в этих объектах звёзды образовываться не могут. В случае плотных и холодных молекулярных облаков (, Т50 К), т. е. облаков, наблюдаемых в линиях СО и др. молекул, значения критич. масс близки к звёздным и именно в молекулярных облаках наблюдается активное звездообразование. Наиб. вероятные места рождения звёзд - ядра молекулярных облаков, представляющие собой плотные и холодные газовые сгустки (, Т10-100 К).

Рис. 1. Изменение радиусов R и масс М ядер протозвёзд с массами 1М и 7М , аккрецирующих вещество холодного (10 К) родительского облака. В случае массивной протозвезды аккреция прекращается (точка Г') только на главной последовательности, до этого момента звезда остаётся ненаблюдаемой в видимом диапазоне. -джинсовская длина волны, числа означают длительность стадий в годах для протозвезды с массой 1 М пунктир соответствует модели Хаяси для 1М , r(М)- зависимость радиуса от массы (содержащейся в сфере радиуса r) для однородного сферического облака с полной массой 1М , находящегося на границе гравитационной неустойчивости.

В теоретич. исследованиях П. наиб, внимание уделяется численным методам моделирования, поскольку они позволяют получать количеств. оценки при решении нелинейных систем ур-ний газодинамики (радиац. газодинамики), описывающих эволюцию П. Согласно результатам аналитич. и численных методов, коллапс гравитационного неустойчивого фрагмента газово-пыле-вого облака протекает негомологично (неоднородно). Негомологичность может быть обусловлена изначально неоднородным распределением плотности (напр., в ядрах молекулярных облаков отмечается концентрация вещества к центру). Даже в однородном облаке коллапс со временем становится негомологичным, поскольку возникающий на границе облака градиент давления не компенсируется к.-л. реальными граничными условиями, и во всех случаях появляется продвигающаяся к центру волна разрежения. Затем в центре облака за характерное время свободного падения образуется небольшое гидростатически равновесное квазиадиабатически сжимающееся ядро с массой М0,01 М. (точка А на рис. 1 и 2). Причина образования ядра - возросшая непрозрачность к собственному ИК-излучению, и, как следствие, рост темп-ры и градиента давления, останавливающего коллапс. Ядро аккрецирует вещество оболочки, к-рая продолжает падать свободно. Рост массы ядра сопровождается его дальнейшим сжатием и нагревом ( А- Б). По мере роста темп-ры происходит испарение пыли, диссоциация, а затем и ионизация водорода, ядро испытывает фазу второго коллапса ( Б - В), превращаясь в молодую звезду, окружённую мощной газово-пылевой оболочкой (такие оболочки иногда наз. протозвёздными). Дальнейшая эволюция аккрецирующей молодой звезды ( В- Г )сопровождается ростом массы с характерным временем аккреции лет ( Т - темп-ра протозвёздного облака). Вследствие большой непрозрачности ионизов. вещества в звезде развивается конвекция (см. Конвективная неустойчивость). Конвективный механизм теплоотвода настолько эффективен, что звезда сжимается при практически постоянной поверхностной (эффективной) темп-ре. После прекращения аккреции звезда становится наблюдаемой в оптич. диапазоне (линия рождения звёзд - заштрихованная область на рис. 2) и сжимается вдоль вертикального (конвективного) трека на диаграмме Герцшпрунга - Ресселла ( Г- Д). В результате перестройки структуры звезды её радиус R и светимость L уменьшаются. Когда L уменьшится до мин. значения для равновесных конвективных звёзд, условие конвективной неустойчивости нарушается и появляется радиативное ядро (ядро с лучистым переносом энергии, см. Лучистое равновесие). Звезда переходит на горизонтальный (на диаграмме Герцшпрунга - Ресселла) или радиативный трек ( Д - Е )и эволюционирует вдоль него с характерным временем тепловой релаксации (т. н. время Кельвина - Гельмгольца) (Rи L- радиус и светимость Солнца). На рис. 1 для сравнения приведён трек аналитич. модели П. ( М= 1 М), предложенной в работах группы Ч. Хая-си (Ch. Hayashi), оказавших в 60-е гг. большое влияние на развитие представлений о П.

Рис. 2. Эволюционные треки гидростатически равновесных про-тозвёзд на диаграмме Герцшпрунга - Ресселла. L - светимость, Т _эф - эффективная температура. Треки а, б, г относятся к протозвезде с массой 1М , в, д, е- к протозвёздам с массами 0,35М , ЗМ , 9М . Заштрихованная область - т. сп.

Протозвёздные оболочки существуют в течение характерного времени t_a, т. е. при обычных условиях, ~10⁵ - 10 ^е лет. Они определяют наблюдаемые проявления П., поскольку непрозрачны в видимом диапазоне и перерабатывают б. ч. излучения молодых звёзд в ИК-излучение (рис. 3). Поэтому такие оболочки наз. также коконами. Непрозрачность обусловлена пылью, темп-ра к-рой для силикатных частиц не превышает 1000 К, а б. ч. пыли ещё холоднее ( 100 К). Вследствие этого П. излучают осн. долю энергии в диапазоне, недоступном для наземных наблюдений, и изучаются методами внеатмосферной астрономии. Вокруг достаточно массивных звёзд по мере увеличения их эфф. темп-ры образуются зоны НII. Коконы поглощают видимое излучение зон НII, и эти зоны (т. н. компактные зоны НII) обнаруживаются по радиоизлучению и пику излучения в ИК-области. Градиент давления излучения и ионизов. водорода препятствует коллапсу оболочки и в конечном итоге приводит к разлёту оболочки. Более раннюю стадию эволюции П. (коллапс) наблюдать трудно вследствие малой скорости выделения энергии на этой стадии.

Комплексные наблюдения П. обнаруживают сложный характер движений вещества в этих объектах и их ок-

рестностях. Характерны биполярные истечения больших масс (до 100 М )со скоростями десятки км/с, узкие струи (джеты), скорости к-рых составляют сотни км/с, диски вокруг центрального источника, так что изображённые на рис. 3 "разрезы" протозвёздных оболочек следует считать "экваториальными". Вещество из окрестности очень молодых звёзд истекает вдоль оси сим-

Рис. 3. Последовательные стадии эволюции структуры прото-звезды с массой 50М и теоретического спектра выходящего из неё излучения. Плотность потока дана в Вт/(м ²·Гц), частота v в Гц. Для сравнения показаны нормированные по расстоянию спектры источника протозвёздного типа S140IR и компактной зоны НII W3 (ОН). Стрелками показано движение вещества.

метрии, и, по-видимому, существует неск. мощных механизмов перекачки энергии коллапса вращающегося облака в энергию таких направленных движений. Моделировать динамику протозвёздных оболочек и компактных зон НII довольно сложно, особенно с учётом влияния вращения и магн. поля, и пока что полной и общепринятой модели таких объектов не существует.

Лит.:Shu Р. Н., Adams Р. С., Lizаnо S., Star for-mation in molecular clouds: observation and theory, "Ann. Rev. Astron. Astrophys.", 1987, v. 25, p. 23; Шустов Б. М., Молекулярные ядра и протозвезды, в сб.: Современные проблемы физики и эволюции звезд, М., 1989; Бисноватый-Ко-г а н Г. С., Физические вопросы теории звездной эволюции, М., 1989. Б. М. Шустов.

Физическая энциклопедия. В 5-ти томах. — М.: Советская энциклопедия.Главный редактор А. М. Прохоров.1988.