Физическая энциклопедия Том 4 - Порохов А.М.
Скачать (прямая ссылка):
фазу второго коллапса (Б ~~ Б), превращаясь в моло- 163
И*
ПРОТОЗВЕЗДЫ
ПРОТОН
дую звезду, окружённую мощной газово-пылевой обо-дочкой (такие оболочки иногда иаз. протозвёэдными). Дальнейшая эволюция аккрецирующей молодой звезды (В — Г) сопровождается ростом массы с характерным временем аккреции ta~ XO1 (МIM^)Т *!* лет (T — темп-ра протозвёздного облака). Вследствие большой непрозрачности ионизов. вещества в звезде развивается конвекция
и ш
4
2
О -2
4,0 3,0 2,0 Ig(?,, к;
Рио. 2. Эволюционные треки гидростатически равновесных протозвёзд на диаграмме Герцшпрунга — Ресселла. L — светимость, TtQ — эффективная температура. Треки а, б, г относятся к протозвеэде с массой IMq, в, д, е— к протозвёадам с массами О.35М0, 3Mq, 9М0. Заштрихованная область — т. н. линия рождения звёзд. Разрывы в треках соответствуют отсутствию гидростатического равновесия и очень быстрой эволюции с характерным временем tm.
(см. Конвективная неустойчивость). Конвективный механизм теплоотвода настолько эффективен, что звезда сжимается при практически постоянной поверхностной (эффективной) темп-ре. После прекращения аккрецик звезда становится наблюдаемой в оптич. диапазоне (линия рождения звёзд — заштрихованная область на рис. 2) и сжимается вдоль вертикального (конвективного) трека иа диаграмме Герцпшруига — Ресселла (Г — Д). В результате перестройки структуры звезды её радиус R и светимость L уменьшаются. Когда L уменьшится до мин. значения для равновесных конвективных звёзд, условие конвективной неустойчивости нарушается и появляется радиативиое ядро (ядро с лучистым переносом энергии, см. Лучистое равновесие). Звезда переходит на горизонтальный (иа диаграмме Герцшпрукга — Ресселла) илк радиативный трек (Д — Е) н эволюционирует вдоль него с характерным временем тепловой релаксацик (т. н. время Кельвина — Гельмгольца) *кг я» ЪЛ^(М( M (R(Rq)(LILq) (Я0и Lq —радиус и светимость Солица). На рис. і для сравнения приведён трек аиалитич. модели П. (М — I Mq), предложенной в работах группы Ч. Хая-си (Ch. Hayashi), оказавшкх в 60-е гг. большое влиякке и а развитие представлений о П.
Протозвёздиые оболочки существуют в течение характерного времени ta, т. е. при обычных условиях, ~106 — 10е лет. Оии определяют наблюдаемые проявления П., поскольку непрозрачны в видимом дкапазоие и перерабатывают б. ч. излучения молодых звёзд в ИК-кз л учение (рис. 3). Поэтому такие оболочки наз. также коконами. Непрозрачность обусловлена пылью, темп-ра к-рой для силикатных частиц не превышает 1000 К, а б. ч. пыли ещё холоднее 100 К). Вследствие этого П. нзлучают оси. долю эиергки в диапазоне, недоступном для наземных наблюдений, и изучаются методами внеатмосферной астрономии. Вокруг достаточно мас-сквных звёзд по мере увеличения их эфф. темп-ры образуются зоиы НИ. Коконы поглощают видимое излучение зон НИ, и эти зоиы (т. и. компактные воны HII) обнаруживаются по радиоизлучению н пику излучения в ИК-области. Градиент давления излучения и но-иизов. водорода препятствует коллапсу оболочки к в ноиечиом итоге приводит и разлёту обол очи и. Более раннюю стадию эволюции П. (коллапс) наблюдать трудно вследствие малой сиорости выделения энергии на этой стадии.
. Комплексные наблюдения П. обнаруживают сложный 164 хараитер движений вещества в этих объектах и их он-
рестностях. Характерны биполярные истечения больших масс (до 100 Mq) со сиоростями десятки км/с, узкие струи (джеты), скорости к-рых составляют сотнк км/с, диски вокруг центрального источника, так что изображённые иа рис. 3 «разрезы» протоэвёздиых оболочек следует считать «экваториальными». Вещество из окрестности очень молодых звёзд истекает вдоль оси сим-
Рис. 3. Последовательные стадии эволюции структуры протозвезды с массой 5 0 Mq и теоретического спектра выходящего из неё излучения. Плотность потока Sv дана в Вт/(м*-Гц), частота v в Гц. Для сравнения показаны нормированные по расстоянию спектры источника протозвёздного типа S140IR и компактной зоны HII W3 (ОН). Стрелками показано движение вещества.
метрии, и, по-видимому, существует неск. мощных механизмов перекачки энергии коллапса вращающегося облака в энергию таиих направленных движений. Моделировать динамику протоэвёздиых оболочек и компактных зои HII довольно сложно, особенно с.учётом влияния вращения и маги, поля, и пока что полной в общепринятой модели таких объектов не существует.
JTwm..'Shu F. H., Adams P CilLizano S., Star for* mation In molecular clouds: observation and theory, «Ann. Rey, Astron. Astrophys.», 1987, v. 25, p. 23; Шустов Б. М., Молекулярные ядра и протоавезды, в сб.: Современные проблемы физики и эволюции звезд, М., 1989; Б ненова тый-Ко-г а н Г. С., Физические вопросы теории звездной эволюции. М., 1989. ^ Б. М. Шустов,
ПРОТОН (от греч. protos — первый) (символ р) — стабильная элементарная частица, ядро атома .водорода. Масса тр — 1,672614(14)-10-24 г ^?- 1836 /Oe, где /Jie — масса электрона; в энергетич. единицах Jnp я» 939,3 МэВ. Электрич. заряд П. положителен: е = 4,803242(14)-10-10 СГСЭ единиц заряда. Спин П. равен 1(г, поэтому П. подчиняются Ферми -- Дирака статистике. Маги, момент П. /хр = 2,792763(30)]?, где ця — я дерн ын магнетон. Вместе с нейтронами П. образуют атомные ядра всех хим. элементов, при ^om число П. в ядре равно атомному номеру данного элемента и, следовательно, определяет место элемента в периодич. системе элементов Менделеева. Существует античастица по отношению и П.— антипротон.
