Stea secvență pre-principală

De la Wikipedia, enciclopedia liberă.
Salt la navigare Salt la căutare
T Tauri , prototipul clasei omonime a stelelor secvenței pre-principale.

Definește stea de secvență pre-principală (stea sau obiect PMS - acronimul „ engleză P re- M ain S equence) faza de formare a stelei între stadiul protostelului și secvența principală . Acestea sunt împărțite în variabile Orion (cu un interval de masă între 0,08 și 2 mase solare M ☉ ) și stelele Herbig Ae / Be (2-8 M ☉ ). Nu există stele PMS mai mari decât 8 M ☉ , deoarece atunci când intră în joc mase foarte mari, embrionul stelar atinge condițiile necesare declanșării fuziunii hidrogenului extrem de rapid, începând secvența principală. [1]

Evoluţie

Urma lui Hayashi a unei stele asemănătoare soarelui.
1. Prăbușirea protostelului: intern total convectiv .
2. Creșterea temperaturii efective : inițierea primelor reacții nucleare, prima schiță a nucleului radiativ (intrarea în urma Henyey ).
3. Declanșarea fuziunii hidrogenului: nucleu total radiativ (intrarea în ZAMS).

Steaua este considerată o protostelă pentru tot timpul în care materia care o înconjoară precipită în centrul condensului; atunci când procesul de acumulare se oprește și gazele din jur sunt dispersate, steaua este considerată o stea de secvență pre-principală. Energia emisă de aceste obiecte nu se datorează reacțiilor termonucleare de fuziune a hidrogenului în nucleul stelar , ci prăbușirii gravitaționale .[2]

Steaua PMS urmează o cale caracteristică pe diagrama HR, cunoscută sub numele de urma Hayashi , pe parcursul căreia continuă să se contracte. [3] Contracția continuă până la atingerea limitei Hayashi , după care continuă la o temperatură constantă într-un timp Kelvin-Helmholtz mai mare decât timpul de creștere ; [1] apoi stelele cu mai puțin de 0,5 mase solare ajung la secvența principală. Stele mai masive, la sfârșitul urmei Hayashi, suferă în schimb un prăbușire lentă într-o stare apropiată de echilibrul hidrostatic, în acest moment urmând o cale din diagrama HR numită urma Henyey . [4]

Caracteristici

Stelele PMS se pot distinge de stelele secvenței principale prin analiza spectrelor stelare , care permite măsurarea corelației dintre gravitație și temperatură : o stea secvență pre-principală are un raport mai mare raza / masă decât cel al unei stele cu secvența principală , un semn al volumelor mai mici ale acestuia din urmă.

Stelele PMS devin vizibile în optică atunci când trec linia de naștere stelară , situată în dreapta secvenței principale din diagrama HR . Această etapă evolutivă este echivalentă cu mai puțin de 1% din viața stelei (pentru comparație, secvența principală corespunde cu aproximativ 80%). [5]

Aceste stele au emisii în exces în domeniul infraroșu , un semn al prezenței pe orbită a unui disc de acumulare format din gaz și praf, [6] locul probabil de formare planetară.

Clase

Regiunea întunecată a LDN 1265 ( vdB 1 ) din complexul Cassiopeia , iluminată în puncte mici de lumina unor stele din apropiere; se remarcă steaua Ae / Be a Herbig V633 Cassiopeiae . 2MASA

Stelele Ae / Be ale lui Herbig și variabilele Orion aparțin stelelor secvenței pre-principale. Variabilele Orion sunt împărțite la rândul lor în stele T Tauri , stele EX Lupi ( EXors ) și stele FU Orionis ( FUors ) ; aceste ultime două clase sunt considerate tipologii particulare ale lui T Tauri. [7]

Stelele Ae / Be ale lui Herbig, aparținând claselor A și B , reprezintă cei mai masivi reprezentanți ai stelelor secvenței pre-principale. Acestea se caracterizează prin spectre în care domină liniile de emisie de hidrogen ( seria Balmer ) și calciu ; această emisie nu provine direct de la stea, ci de la materialul care se îngroașă în jurul ei. Cu toate acestea, acesta diferă substanțial de cel al stelelor Be , analogii lor din secvența principală; de fapt, în cazul stelelor Be, se datorează unui disc de material provenit din părțile externe ale stelei în sine, în timp ce în cazul stelelor Ae / Be ale lui Herbig se datorează intervenției discului rezidual din proces de acumulare. [8]

Stelele T Tauri sunt similare Soarelui ca masă și temperatură, dar au un diametru de câteva ori mai mare și, din acest motiv, mai luminoase. [9] Ele sunt caracterizate prin înaltă rotație viteze, tipice tinere stele, [10] [11] și posedă extrem de intense câmpuri magnetice , care atrag gazele din apropiere sugătoare - le de-a lungul liniilor de câmp , cauzând masive facle și extinse pete pe ele. Fotosferă , [12] precum și alimentarea cu jeturi bipolare. [13] Stelele T Tauri au, de asemenea, emisii de raze X și radio intense și variabile, de aproximativ 1000 de ori mai mari decât Soarele, iar multe au vânturi stelare extrem de puternice. Un indice al tinereții stelelor T Tauri este dat de cantitățile mari de litiu în comparație cu stelele secvenței principale; acest element este de fapt distrus de temperaturile ridicate ale nucleelor ​​stelelor secvenței principale unde sunt declanșate reacțiile de fuziune nucleară, în timp ce rezistă temperaturilor considerabil mai scăzute ale nucleelor ​​T Tauern.

Printre T Tauri sunt incluse și stelele FU Orionis, din clasa F sau G , și stelele EX Lupi, din clasa K sau M. [7] Cele două clase stelare se caracterizează prin schimbări bruște și vizibile ale luminozității și tipului spectral. [7]

Notă

  1. ^ a b M. Heydari-Malayeri, Enigma stelelor masive , în Științele , vol. 475, martie 2008, pp. 64-71. Adus la 24 iunie 2008.
  2. ^ ET Young, Cloudy, cu probabilitate de stele , în The Sciences , vol. 500, aprilie 2010, pp. 76-83. Adus la 11 august 2010 .
  3. ^ C. Hayashi, Evoluția stelară în fazele timpurii ale contracției gravitaționale , în Publicații ale Societății Astronomice din Japonia , vol. 13, 1961, pp. 450-452.
  4. ^ LG Henyey, R. Lelevier, RD Levée, The Early Phases of Stellar Evolution , în Publicații ale Societății Astronomice din Pacific , vol. 67, nr. 396, 1955, p. 154, DOI : 10.1086 / 126791 .
  5. ^ Formarea stelelor , pe cosmored.it . Adus la 18 iunie 2010 .
  6. ^ GH Herbig , Fenomene eruptive în evoluția stelară timpurie , în Astrophysical Journal (Partea 1) , vol. 217, 1 noiembrie 1977, pp. 693-715, DOI : 10.1086 / 155615 . Adus pe 7 august 2010 .
  7. ^ a b c JA Acosta-Pulido, M. Kun, P. Ábrahám, Á. Kóspál, SZ Csizmadia, și colab. , 2004-2006 Outburst and Environment of V1647 Ori , în The Astronomical Journal , vol. 133, mai 2007, pp. 2020-2036. Adus la 8 iulie 2009.
  8. ^ HJGLM Lamers, F.-J. Zickgraf, D. de Winter, L. Houziaux, J. Zorec, O clasificare îmbunătățită a stelelor de tip B [e] , în Astronomy and Astrophysics , vol. 340, 1998, pp. 117-128.
  9. ^ Aproximarea stelei la un corp negru ideal, luminozitatea sa ( ) este direct proporțională cu raza ( ) și temperatura suprafeței ( ); acești parametri, plasați unul în raport cu celălalt, dau ecuația :
    unde este indică suprafața radiantă a stelei (aproximativă la o sferă ) e constanta Stefan-Boltzmann .
  10. ^ J. Ferreira, G. Pelletier, S. Appl, Reconnection X-winds: spin-down of low-mass protostars , în Monthly Notices of the Royal Astronomical Society , vol. 312, 26 iunie 2007, pp. 387-397.
  11. ^ Terry Devitt, Ce pune frânele pe stelele care se învârt nebunește? , în news.wisc.edu , Universitatea din Wisconsin-Madison, 31 ianuarie 2001. Accesat la 27 iunie 2007 .
  12. ^ M. Küker, T. Henning, G. Rüdiger, Cuplaj magnetic stea-disc în sistemele clasice T Tauri [ link rupt ] , în Astrophysical Journal , vol. 589, 2003, pp. 397-409. Adus de douăzeci și unu iunie 2007.
  13. ^ Owen , p. 145 .

Bibliografie

  • (EN) Martin Schwarzschild, Structura și evoluția stelelor, Princeton University Press, 1958, ISBN 0-691-08044-5 .
  • ( RO ) Robert G. Aitken, The Binary Stars , New York, Dover Publications Inc., 1964.
  • V. Castellani, Fundamentele astrofizicii stelare , Bologna, Zanichelli, 1985. ( disponibil online [ link rupt ] )
  • ( EN ) CJ Lada, ND Kylafits, The Origin of Stars and Planetary Systems , Kluwer Academic Publishers, 1999, ISBN 0-7923-5909-7 .
  • ( EN ) Dina Prialnik, Introducere în teoria structurii și evoluției stelare , Cambridge University Press, 2000, ISBN 0-521-65065-8 .
  • ( EN ) L. Hartmann, Procese de acumulare în formarea stelelor , Cambridge University Press, 2000, ISBN 0-521-78520-0 .
  • ( EN ) T. Padmanabhan, Theoretical Astrophysics: Stars and Stellar Systems Vol. 2 , Cambridge University Press, 2001, p. 594, ISBN 0-521-56631-2 .
  • AA.VV, Universul - Marea enciclopedie a astronomiei , Novara, De Agostini, 2002.
  • A. De Blasi, Stelele: naștere, evoluție și moarte , Bologna, CLUEB, 2002, ISBN 88-491-1832-5 .
  • J. Gribbin, Enciclopedia astronomiei și cosmologiei , Milano, Garzanti, 2005, ISBN 88-11-50517-8 .
  • ( EN ) M. Salaris, Evoluția stelelor și a populațiilor stelare , editat de S. Cassisi, John Wiley și Sons, 2005, pp. 108-109, ISBN 0-470-09220-3 .
  • W. Owen, Atlasul ilustrat al universului , Milano, Il Viaggiatore, 2006, ISBN 88-365-3679-4 .
  • ( EN ) J. Craig Wheeler, Cosmic Catastrophes: Exploding Stars, Black Holes, and Mapping the Universe , ediția a II-a, Cambridge, Cambridge University Press, 2007, paginile 339, ISBN 0-521-85714-7 .
  • C. Abbondi, Univers în evoluție de la nașterea până la moartea stelelor , Sandit, 2007, ISBN 88-89150-32-7 .
  • ( EN ) J. Ballesteros-Paredes, RS Klessen, M.-M. Mac Low, E. Vazquez-Semadeni, Molecular Cloud Turbulence and Star Formation , în B. Reipurth, D. Jewitt, K. Keil (eds), Protostars and Planets V , pp. 63-80, ISBN 0-8165-2654-0 .

Elemente conexe

Adus de la „ https://it.wikipedia.org/w/index.php?title=Stella_pre-sequenza_principale&oldid=121881327 ”