Jump to content

Նախաաստղ

Վիքիպեդիայից՝ ազատ հանրագիտարանից

Նախաաստղ, շատ երիտասարդ աստղ, որը դեռևս զանգված է հավաքում իր մայր մոլեկուլային ամպից: Սա աստղային էվոլյուցիայի գործընթացի ամենավաղ փուլն է[1]: Փոքր զանգված ունեցող աստղի համար (այսինքն՝ Արեգակի զանգվածով կամ ավելի փոքր) այն տևում է մոտ 500,000 տարի[2]: Փուլն սկսվում է այն ժամանակ, երբ մոլեկուլային ամպի հատվածն առաջին անգամ սեղմվում է սեփական ձգողականության ուժի ազդեցության տակ, և սեղմվող հատվածի ներսում ձևավորվում է անթափանց, ճնշմամբ պահպանվող միջուկ: Այն ավարտվում է, երբ ներհոսող գազը սպառվում է՝ թողնելով նախամանրհաջորդականության աստղ, որը սեղմվում է՝ հետագայում դառնալով գլխավոր հաջորդականության աստղ՝ հելիում արտադրող ջրածնային միջուկային սինթեզի սկզբնավորմամբ:

Պատմություն

[խմբագրել | խմբագրել կոդը]

Նախաաստղերի ժամանակակից պատկերը, որն ամփոփված է վերևում, առաջին անգամ առաջարկել է Չուշիրո Հայաշին 1966 թվականին[3]: Առաջին մոդելներում նախաաստղերի չափերը մեծապես գերագնահատված են եղել: Հետագա թվային հաշվարկները պարզաբանել են այդ հարցը[4][5][6] և ցույց են տվել, որ նախաաստղերն ընդամենը չափավոր կերպով ավելի մեծ են, քան նույն զանգվածի գլխավոր հաջորդականության աստղերը: Այս հիմնական տեսական արդյունքը հաստատվել է դիտարկումներով, որոնք ցույց են տալիս, որ ամենամեծ նախագլխավոր հաջորդականության աստղերը նույնպես չափավոր չափեր ունեն:

Նախաաստղային էվոլյուցիա

[խմբագրել | խմբագրել կոդը]
Նորածին CARMA-7 աստղը և դրա շիթերը գտնվում են Երկրից մոտ 1400 լուսային տարի հեռավորության վրա՝ Օձի Հարավային աստղակույտում[7]։

Աստղառաջացումն սկսվում է համեմատաբար փոքր մոլեկուլային ամպերում, որոնք կոչվում են խիտ միջուկներ[8]: Յուրաքանչյուր խիտ միջուկ սկզբնապես գտնվում է հավասարակշռության մեջ սեփական ձգողականության (որը հակված է սեղմելու օբյեկտը) և գազի ու մագնիսական ճնշումների (որոնք հակված են այն ընդլայնելու) միջև: Երբ խիտ միջուկն իրեն շրջապատող ավելի մեծ ամպից զանգված է կուտակում, սեփական ձգողականությունն սկսում է գերակշռել ճնշմանը, և սկսվում է սեղմումը: Սկզբնապես միայն գազի ճնշմամբ պահպանվող իդեալականացված գնդաձև ամպի տեսական մոդելավորումը ցույց է տալիս, որ սեղմման գործընթացը տարածվում է ներսից դեպի դուրս[9]: Դեռևս աստղեր չպարունակող խիտ միջուկների սպեկտրոսկոպիկ դիտարկումները ցույց են տալիս, որ սեղմումն իսկապես տեղի է ունենում: Այնուամենայնիվ, սեղմման տիրույթի կանխատեսված արտաքին տարածումը մինչ օրս չի դիտարկվել[10]:

Խիտ միջուկի կենտրոնի ուղղությամբ սեղմվող գազն առաջին հերթին ձևավորում է փոքր զանգվածով նախաաստղ, այնուհետև՝ օբյեկտի շուրջ պտտվող նախամոլորակային սկավառակ: Սեղմման շարունակման հետ մեկտեղ, անկյունային մոմենտի պահպանման հետևանքով, գազի ավելի ու ավելի մեծ քանակություն է հարվածում սկավառակին, այլ ոչ թե աստղին: Չնայած մեծածավալ տեսական աշխատանքներին՝ դեռևս պարզված չէ, թե սկավառակի նյութն ճշգրիտ ինչպես է պարուրաձև հոսում ներս՝ դեպի նախաաստղը: Այս խնդիրը բնորոշ է աճանստման սկավառակի տեսության ավելի լայն հարցին, որն իր դերն ունի աստղաֆիզիկայի մեծ մասում:

Նախամոլորակային սկավառակի դինամիկայի պատկերում:
HBC 1-ը երիտասարդ նախագլխավոր հաջորդականության աստղ է[11]։

Անկախ մանրամասներից՝ նախաաստղի արտաքին մակերևույթն առնվազն մասնակիորեն բաղկացած է հարվածային ալիքով տաքացած գազից, որն ընկել է սկավառակի ներքին եզրից: Հետևաբար, մակերևույթը խիստ տարբերվում է նախագլխավոր հաջորդականության կամ գլխավոր հաջորդականության աստղի համեմատաբար հանգիստ լուսոլորտից: Իր խոր ընդերքում նախաաստղն ունի ավելի ցածր ջերմաստիճան, քան սովորական աստղը: Դրա կենտրոնում ջրածին-1-ն իր հետ դեռևս միջուկային սինթեզի մեջ չի մտնում: Այնուամենայնիվ, տեսությունը կանխատեսում է, որ ջրածնի իզոտոպ դեյտերիումը (ջրածին-2) սինթեզվում է ջրածին-1-ի հետ՝ ստեղծելով հելիում-3: Այս սինթեզի արձագանքից առաջացած ջերմությունը հակված է ընդլայնելու նախաաստղը և դրանով իսկ օգնում է որոշել դիտարկվող ամենաերիտասարդ նախագլխավոր հաջորդականության աստղերի չափերը[12]:

Սովորական աստղերից արտադրվող էներգիան առաջանում է դրանց կենտրոններում տեղի ունեցող միջուկային սինթեզից: Նախաաստղերը նույնպես էներգիա են արտադրում, բայց այն առաջանում է դրանց մակերևույթի և շրջապատող սկավառակի մակերևույթի հարվածային տիրույթներում ազատվող ճառագայթումից: Այսպիսով ստեղծված ճառագայթումը պետք է անցնի շրջապատող խիտ միջուկի միջաստղային փոշու միջով: Փոշին կլանում է բոլոր հարվածող ֆոտոնները և դրանք վերաճառագայթում ավելի երկար ալիքների երկարություններում: Հետևաբար, նախաաստղը տեսանելի ալիքների երկարություններում հայտնաբերելի չէ և չի կարող տեղադրվել Հերցշպրունգ-Ռեսելի դիագրամում՝ ի տարբերություն ավելի զարգացած նախագլխավոր հաջորդականության աստղերի:

Նախաաստղից արձակվող փաստացի ճառագայթումը, ըստ կանխատեսումների, գտնվում է ինֆրակարմիր և միլիմետրային տիրույթներում: Այդպիսի երկար ալիքի երկարությամբ ճառագայթման կետային աղբյուրները սովորաբար տեսանելի են մոլեկուլային ամպերով քողարկված տիրույթներում: Ընդունված է համարել, որ պայմանականորեն 0 դասի կամ I դասի աղբյուրներ պիտակավորվածները նախաաստղեր են[13][14]: Այնուամենայնիվ, այս նույնացման համար դեռևս վերջնական ապացույցներ չկան:

Երիտասարդ աստղերի դիտարկվող դասեր

[խմբագրել | խմբագրել կոդը]
Դաս առավելագույն ճառագայթում տևողություն (տարիներ)
0 ենթամիլիմետր 104
I հեռավոր ինֆրակարմիր 105
II մերձավոր ինֆրակարմիր 106
III տեսանելի 107[15]

Պատկերասրահ

[խմբագրել | խմբագրել կոդը]

Տես նաև

[խմբագրել | խմբագրել կոդը]

Ծանոթագրություններ

[խմբագրել | խմբագրել կոդը]
  1. ↑ Stahler, S. W. & Palla, F. (2004). The Formation of Stars. Weinheim: Wiley-VCH. ISBN 3-527-40559-3.
  2. ↑ Dunham, M. M.; և այլք: (2014). The Evolution of Protostars in Protostars and Planets VI. University of Arizona Press. arXiv:1401.1809. doi:10.2458/azu_uapress_9780816531240-ch009. ISBN 9780816598762. S2CID 89604015.
  3. ↑ Hayashi, Chushiro (1966). «The Evolution of Protostars». Annual Review of Astronomy and Astrophysics. 4: 171–192. Bibcode:1966ARA&A...4..171H. doi:10.1146/annurev.aa.04.090166.001131.
  4. ↑ Larson, R. B. (1969). «Numerical Calculations of the Dynamics of a Collapsing Protostar». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 145 (3): 271–295. Bibcode:1969MNRAS.145..271L. doi:10.1093/mnras/145.3.271.
  5. ↑ Winkler, K.-H. A. & Newman, M. J. (1980). «Formation of Solar-Type Stars in Spherical Symmetry: I. The Key Role of the Accretion Shock». Astrophysical Journal. 236: 201. Bibcode:1980ApJ...236..201W. doi:10.1086/157734.
  6. ↑ Stahler, S. W., Shu, F. H., and Taam, R. E. (1980). «The Evolution of Protostars: I. Global Formulation and Results». Astrophysical Journal. 241: 637. Bibcode:1980ApJ...241..637S. doi:10.1086/158377.{{cite journal}}: CS1 սպաս․ բազմաթիվ անուններ: authors list (link)
  7. ↑ «Infant Star's First Steps». Վերցված է 2015 թ․ նոյեմբերի 10-ին.
  8. ↑ Myers, P. C. & Benson, P. J. (1983). «Dense Cores in Dark Clouds: II. NH3 Observation and Star Formation». Astrophysical Journal. 266: 309. Bibcode:1983ApJ...266..309M. doi:10.1086/160780.
  9. ↑ Shu, F. H. (1977). «Self-Similar Collapse of Isothermal Spheres and Star Formation». Astrophysical Journal. 214: 488. Bibcode:1977ApJ...214..488S. doi:10.1086/155274.
  10. ↑ Evans, N. J., Lee, J.-E., Rawlings, J. M. C., and Choi, M. (2005). «B335 - A Laboratory for Astrochemistry in a Collapsing Cloud». Astrophysical Journal. 626 (2): 919–932. arXiv:astro-ph/0503459. Bibcode:2005ApJ...626..919E. doi:10.1086/430295. S2CID 16270619.{{cite journal}}: CS1 սպաս․ բազմաթիվ անուններ: authors list (link)
  11. ↑ «A diamond in the dust». Վերցված է 2016 թ․ փետրվարի 16-ին.
  12. ↑ Stahler, S. W. (1988). «Deuterium and the Stellar Birthline». Astrophysical Journal. 332: 804. Bibcode:1988ApJ...332..804S. doi:10.1086/166694.
  13. ↑ Adams, F. C., Lada, C. J., and Shu, F. H. (1987). «The Spectral Evolution of Young Stellar Objects». Astrophysical Journal. 312: 788. Bibcode:1987ApJ...312..788A. doi:10.1086/164924. hdl:2060/19870005633.{{cite journal}}: CS1 սպաս․ բազմաթիվ անուններ: authors list (link)
  14. ↑ Andre, P, Ward-Thompson, D. and Barsony, M. (1993). «Submillimeter Continuum Observations of rho Ophiuchi A: The Candidate Protostar VLA 1623 and Prestellar Clumps». Astrophysical Journal. 406: 122. Bibcode:1993ApJ...406..122A. doi:10.1086/172425.{{cite journal}}: CS1 սպաս․ բազմաթիվ անուններ: authors list (link)
  15. ↑ «IMPRS» (PDF). www.solar-system-school.de.

Արտաքին հղումներ

[խմբագրել | խմբագրել կոդը]
Վիքիպահեստն ունի նյութեր, որոնք վերաբերում են «Նախաաստղ» հոդվածին։
Ստացված է «https://hy.wikipedia.org/w/index.php?title=Նախաաստղ&oldid=10882400» էջից