Молодий зоряний об'єкт () — зоря на ранній стадії еволюції. Цей клас складається з двох груп об'єктів - протозір та зір до головної послідовності. Іноді їх також поділяють за масою на масивні молоді зоряні об’єкти (MYSO, Massive Young Stellar Object), молоді зоряні об’єкти проміжної маси (IMYSO, Intermediate Mass Young Stellar Object) та коричневі карлики. З молодими зоряними об’єктами пов’язані явища, характерні для ранніх стадій зоряної еволюції: та біполярн потоки, мазери, об’єкти Гербіга — Аро, протопланетні диски.

Протозорі

Протозоря є безпосереднім результатом гравітаційного колапсу щільної молекулярної хмари. Більшість таких хмар перебуває у стані динамічної рівноваги: гравітаційна сила врівноважується тиском газу, що складає хмару. Порушення цієї рівноваги може відбутися спонтанно через внутрішній турбулентний рух у хмарі, або, частіше, його спричиняє зовнішня подія, як-от ударні хвилі від вибуху сусідньої наднової чи зіткнення двох хмар, припливні сили між взаємодіючими галактиками тощо.

Незалежно від джерела збурення, якщо воно достатньо сильне, у ділянці хмари з підвищеною густиною гравітація починає переважати тиск, що призводить до колапсу. Протозорі з масою, близькою до сонячної, зазвичай витрачають близько 10 мільйонів років, щоб еволюціонувати від конденсованої хмари до зорі головної послідовності, тоді як масивніші зорі розвиваються значно швидше: зоря з масою 15 досягає головної послідовності приблизно за 100 000 років.

Першим результатом колапсу є утворення ядра в гідростатичній рівновазі, яке далі проходить стадію акреції.

Зорі до головної послідовності

Коли навколишній газ і пилова оболонка розсіюються й акреція припиняється, протозоря переходить у фазу зорі до головної послідовності. Джерелом енергії на цій стадії ще слугує гравітаційний колапс, а не термоядерне горіння водню, як у зір головної послідовності. Виділяють дві основні групи таких зір: оріонові змінні з масами від 0,08 до 2 та Ae/Be-зорі Гербіга з масами від 2 до 8 . Оріонові змінні, у свою чергу, поділяють на зорі типу T Тельця, та зоря типу FU Оріона (фуори); дві останні групи вважають окремими підтипами зір T Тельця.

Зір до головної послідовності з масами понад 8 не існує, оскільки за дуже великих мас зоряний зародок надзвичайно швидко досягає умов, необхідних для запуску термоядерного синтезу водню, і переходить на головну послідовність.

Класифікація за спектральним розподілом енергії Класифікація молодих зоряних об’єктів також спирається на спектроскопічні дослідження в інфрачервоному діапазоні, у якому ці об’єкти випромінюють значну частину своєї енергії. Для цього використовують (SED, акронім від англійського spectral energy distribution), тобто залежність інтенсивності випромінювання від довжини хвилі λ. У випадку процесів зореутворення астрономи головно досліджують частину спектрального розподілу енергії у ближньому та середньому інфрачервоному діапазонах.

Зорі T Тельця та протозорі мають характерний спектральний розподіл енергії. Залежно від внеску випромінювання пилу та випромінювання абсолютно чорного тіла самої зорі, 1984 року Лада та Вілкінг поділили зорі T Тельця на три класи (I, II, III) відповідно до значень спектрального індексу :

,

де — частота, а — густина потоку випромінювання. обчислюють у діапазоні довжин хвиль () від 2,2 до 20 (у ближньому та середньому інфрачервоному діапазоні).

Джерела класу I мають спектри, інтенсивність яких швидко зростає зі збільшенням довжини хвилі λ і переважно випромінюють при λ>20 мкм; джерела класу II мають значно більш плоский спектр із майже однаковим внеском у ближньому та далекому інфрачервоному діапазонах; нарешті, джерела класу III характеризуються спектром, який інтенсивніше випромінює при λ<2 мкм і різко слабшає при λ>5 мкм.

1993 року цю класифікацію поширили і на протозорі, для яких запровадили клас 0, що характеризується інтенсивним випромінюванням у субміліметровому діапазоні, яке, однак, стає дуже слабким при λ<10 мкм.

+ Спектральний розподіл енергії молодих зоряних об’єктівКласСпектрВигляд дискаВікПримітки Клас 0104 роківПочаткова стадія акреції Клас I105 роківОптично товстий диск, оболонка повністю оточує зорю Клас II106 роківОптично товстий диск Клас III107 роківОптично прозорий диск

Спектри цих класів інфрачервоних джерел можна пояснити в межах еволюційного сценарію:

Клас 0 – інфрачервоне випромінювання, ймовірно, походить від пилу з температурою близько 30 K. Протозоря повністю оточена газом і пилом і прихована від спостерігача через велику оптичну глибину пилової оболонки; внесок випромінювання абсолютно чорного тіла майже відсутній. Клас I – внесок пилу в середнє інфрачервоне випромінювання переважає над випромінюванням абсолютно чорного тіла молодої зорі T Тельця. Оскільки останнє частково виходить крізь оболонку, що оточує зорю, вважають, що пил не заповнює значну частину хмари з великим тілесним кутом, що дає змогу випромінюванню виходити назовні. Клас II – випромінювання диска і випромінювання абсолютно чорного тіла майже однакові, що свідчить про нагрівання пилового диска навколо зорі до головної послідовності її власним випромінюванням. Ширина спектральної компоненти диска більша, ніж очікується для абсолютно чорного тіла зі сталою температурою, оскільки диск має температурний градієнт, який зменшується з відстанню від центральної зорі. На цій стадії кількість пилу значно більша, ніж у джерел класу III. Класичні зорі T Тельця мають подібний спектральний розподіл енергії. Клас III – випромінювання абсолютно чорного тіла домінує над випромінюванням диска, що вказує на те, що основна енергія походить від центральної зорі. Такий спектральний розподіл енергії спостерігається у зір T Тельця зі слабкими спектральними лініями. Хоча ці зорі демонструють емісійні лінії, подібні до серії Бальмера водню, вони не дуже виражені, що свідчить про малу кількість газу поблизу зорі (ймовірно, залишків акреції). На цій стадії диск дуже розріджений (можливо, вже сформувалися планети) або майже повністю зник.

Див. також

Глобула Бока

Примітки