Протозвезда – это очень молодая звезда, которая все еще собирает массу из своего молекулярного облака. Протозвездная фаза – самая ранняя в процессе звездной эволюции.
Все звезды в начале своей жизни начинаются как молекулярные облака из пыли и газа. Какое-то событие заставит газ сжиматься и начать процесс превращения в звезду. Причиной такого процесса может стать проходящая звезда, нарушившая облако, или взрыв сверхновой. Наше Солнце когда-то было молекулярным облаком много миллиардов лет назад, а затем произошло событие, которое вызвало коллапс облака.
Объект может находиться в этой протозвездной стадии от 100 000 до 10+ миллионов лет, все зависит от того, когда он сможет начать ядерный синтез.
Когда молекулярное облако начинает коллапсировать, оно создает Протозвезду. Она еще не начала ядерный синтез, потому что слишком мала и не имеет достаточной массы, чтобы произвести необходимый синтез. Протозвезда должна достичь температуры в 10 миллионов градусов, чтобы произошел синтез.
Протозвезда и её особенности
Такой звезде, как Солнце, может потребоваться около 50 миллионов лет, чтобы перейти в следующую фазу. Все зависит от массы, чем выше масса, тем быстрее начнется ядерная реакция, чем меньше масса, тем дольше времени для этого понадобится.
Тепло от Протозвезды генерируется, когда газ сжимается сам по себе, а не из-за ядерного синтеза. Ядро звезды может быть скрыто от глаз из-за окружающей пыли и облаков. Одна из таких Протозвезд – V1647 Ориона, которая находится в созвездии Ориона.
По мере движения Протозвезды ее магнитное поле становится сильнее. Когда магнитное поле становится сильным, оно может создавать солнечные ветры, которые сдувают излишки пыли и газа. Эти ветра могут быть в виде потоков. По мере удаления пыли Протозвезда становится видимой.
На приведенном ниже снимке с телескопа Хаббл изображена двойная протозвезда под названием LLLL 54361 в созвездии Персея. Как видно из рисунка художника, две звезды вращаются друг вокруг друга. Протозвезды находятся в области звездообразования, известной как IC 348.
Было замечено, что у протозвезд имеются аккреционные диски, а также струи или потоки из их полюсов. Когда звезда готова стать звездой главной последовательности, аккреционный диск сдувается.
Рождение планетарной системы
Вещество, которое не втягивается в Протозвезду, может и, возможно, начнет коалесцировать и может образовать планету. Наша Солнечная система образовалась из молекулярного облака, внутреннее облако стало Солнцем, а другие газы – планетами.
Коллапсирующая звезда может создать двойную звездную систему или, как в нашем случае, планетные объекты. Материал в наших телах когда-то существовал в молекулярном облаке, но, к счастью, молекулы не были втянуты в звезду и смогли создать нас.
Протозвезда и фазы превращения
После протозвездной стадии звезда может войти в одну из четырех фаз:
- Т-Тельца.
- Главной последовательности.
- Коричневого карлика.
- Газового гиганта.
Звезда Т-Тельца
Для некоторых протозвезд, масса которых меньше трех солнечных масс, следующей стадией является стадия Т-Тельца. Это когда звезда сдула пыль, но еще не способна начать ядерный синтез. Звезда Т-Тельца будет находиться в этой фазе около 100 миллионов лет. Она будет больше, чем обычная звезда, и в конечном итоге уменьшится в размерах, чтобы стать звездой главной последовательности.
Коричневый карлик
Некоторые Протозвезды могут не стать звездой, подобной нашему Солнцу. Когда им не удается стать звездой, они могут стать либо Коричневыми карликами, либо планетой – газовым гигантом. Оба типа представляют собой большие газовые шары, если можно так выразиться, и не слишком отличаются друг от друга.
Звезда, у которой недостаточно массы, чтобы произвести необходимое тепло, чтобы стать звездой, может стать коричневым карликом. Примером коричневого карлика является 54 Рыбы B, который вращается вокруг своей родительской звезды. Коричневые карлики трудно заметить, учитывая, что они коричневые и поэтому не выделяются в темноте космоса. Считается, что на самом деле в космосе может быть больше коричневых карликов, чем звезд.
Газовые гиганты
Два крупнейших газовых гиганта в нашей солнечной системе могли когда-нибудь стать протозвездами, но так и не набрали необходимой массы для начала ядерного синтеза. Одна из самых маленьких известных звезд, EBLM-J055-557 AB – это звезда, которая на самом деле меньше Юпитера. Причина, по которой EBLM существует как звезда, в то время как Юпитер – всего лишь газовый гигант, заключается в том, что она имеет большую массу и, следовательно, начала ядерный синтез.
