Молодые звездные объекты — это звезды на ранней стадии эволюции, которая предшествует главной последовательности. Они могут быть протозвездами или звездами, предшествующими главной последовательности. Они разделены на классы 0, I, II и III в зависимости от того, сколько инфракрасного излучения они излучают.
- Протозвезды
- Звезды, предшествующие главной последовательности (звезды Т Тельца и звезды Хербига Ae/Be)
Объектам класса 0 всего несколько тысяч лет и в их ядрах еще не начался ядерный синтез. Они подпитываются исключительно гравитационной потенциальной энергией, которая выделяется при накоплении материала.
Протозвезды класса I все еще собирают пыль и газ из окружающих облаков, а их светимость в значительной степени зависит от гравитационной энергии. Однако, в отличие от объектов класса 0, они начали подвергаться ядерному синтезу в своих центрах. Эти звезды невидимы на оптических длинах волн и могут быть обнаружены только на инфракрасных и радиоволнах, потому что они все еще погружены в плотные облака пыли и газа.
Объекты класса II все еще окутаны дисками пыли и газа, но процесс накопления материала в основном завершен. Эти объекты также известны как классические звезды типа Т Тельца.
Объекты класса III уже не имеют свои диски из пыли и газа.
Протозвезды
Протозвезды — это недавно образовавшиеся звезды, которые все еще собирают материал из окружающего молекулярного облака. Они образуются, когда фрагмент родительского молекулярного облака разрушается под действием силы собственной гравитации, и внутри фрагмента образуется ядро. Эта стадия длится до тех пор, пока материал не истощится и звезды не станут видны как звезды, предшествующие главной последовательности.
Звезды образуются в плотных ядрах, небольших молекулярных облаках, которые изначально находятся в равновесии между силой собственной гравитации и давлением газа и магнитным давлением. По мере того, как эти облака собирают материал из окружающего облака, они становятся более массивными, а сила тяжести превышает давление. В результате плотное ядро начинает разрушаться. Газ, который сжимается к центру ядра, сначала создает небольшую протозвезду, а затем протопланетный диск вокруг нее.
Протозвезды могут быть исключительно массивными. В 2016 году группа ученых обнаружила молодой звездный объект, масса которого более чем в 30 раз превышает массу Солнца. Протозвезда, обозначенная как G11.92-0.61 MM1 (или просто MM1), находится примерно в 11 000 световых лет от нас и все еще находится в процессе сбора пыли и газа из своего молекулярного облака. Она будет еще более массивной, когда достигнет главной последовательности.
В 2020 году была обнаружена другая протозвезда большой массы, обозначенная как G45.47+0.05. По оценкам, ее масса в 30-50 раз больше массы Солнца. Как и MM1, он все еще находится в процессе роста.
Звезды, предшествующие главной последовательности
Как только звездные ветры рассеивают окружающие облака пыли и газа, звезды становятся видимыми как объекты, предшествующие главной последовательности. На данном этапе звезды накопили почти всю свою массу, но еще не начали сжигать водород в своих ядрах. Они сжимаются, а их внутренняя температура увеличивается, пока не начнется ядерный синтез водорода на главной последовательности нулевого возраста. Период, когда звезды сжимаются, известен как стадия, предшествующая главной последовательности. На этом этапе звезды подпитываются гравитационным сжатием. На ранней стадии большинство из них имеют околозвездные диски, где могут формироваться планеты.
Звезды до главной последовательности могут быть звездами Т Тельца Хербига Ae/Be, в зависимости от их массы. Звезды Т Тельца имеют массы до 2 масс Солнца, а звезды Хербига Ae/Be находятся в диапазоне от 2 до 8 масс Солнца. Звезды с большей начальной массой не имеют стадии, предшествующей главной последовательности. К тому времени, когда они становятся видимыми, они уже сжигают водород и находятся на главной последовательности.
Звезды Тельца
Звезды Т Тельца — это очень молодые переменные звезды, которые все еще сжимаются до главной последовательности. Они обычно находятся вблизи молекулярных облаков. В этот класс входят самые молодые видимые звезды спектральных типов F, G, K и M с массами до 2 масс Солнца. Этим звездам менее 10 миллионов лет. Около половины из них имеют протопланетные диски, которые в конечном итоге рассеиваются. Их эффективные температуры сопоставимы с температурами звезд главной последовательности с той же массой, но звезды типа Т Тельца более яркие, потому что они больше. Они подпитываются гравитационной энергией и не выделяют водород в своих ядрах, потому что их температуры в центре недостаточно высоки. Им требуется около 100 миллионов лет, чтобы достичь стадии главной последовательности.
Звезды Т Тельца были названы в честь Т Тельца — молодой звезды, открытой английским астрономом Джоном Расселом Хиндом в октябре 1852 года. Звезда освещает туманность NGC 1555, также известную как переменная туманность Хинда. Яркость туманности меняется, потому что ее центральная звезда непостоянна. Считается, что возраст Т Тельца составляет всего 0,4 миллиона лет. Она появляется в той же области неба, что и скопление Гиад, недалеко от Айна (Эпсилон Тельца) — звезды, которая отмечает глаз Быка.
Звезды Хербига Ae/Be
Звезды Хербига Ae/Be — это звезды до главной последовательности спектральных типов A или B с массами, в 2-8 раз превышающими массу Солнца. Как и звезды типа Т Тельца, они очень молоды – до 10 миллионов лет и все еще находятся в процессе сжатия. Они окутаны пылью и газом и иногда имеют околозвездные диски. Объекты могут различаться по яркости из-за материалов в околозвездных дисках.
Звезды Хербига Ae/Be были названы в честь американского астронома Джорджа Хербига, который первым идентифицировал их в 1960 году.
