Ѕвезда пред главната низа

Ѕвезда пред главната низа (ПГН или PMS, од анг. pre-main sequence star) — ѕвезда во развојна фаза пред да ја достигне главната низа. Во претходната етапа, телото било протоѕвезда која примила повеќе маса од обвивката сочинета од околуѕвездена прашина и гас. Откако ќе ја оддува оваа обвивка, ѕвездата станува оптички видлива и се јавува на родната линија во Херцшпрунг-Раселовиот дијаграм. Сега ѕвездата ја насобрала речиси сета нејзина маса, но сè уште не почнала со согорување на водородот (т.е. негово јадрено соединување). Потоа таа се стега, внатрешната температура ѝ расте сè додека не почне да го согорува водородот на главната низа од нулта старост. Овој период на стегање е имено предглавнонизната фаза.^[1]^[2]^[3]^[4] ПГН-телата можат да бидат T Tau-ѕвезди ако имаат помалку од 2 сончеви маси (M_☉), или Хербигови Ae/Be-ѕвезди, ако имаат 2 до 8 M_☉. Ѕвездите со уште поголема маса немаат предглавнонизна фаза бидејќи се стегаат пребргу како протоѕвезди. Кога ќе станат видливи, водородот во нивните средишта веќе се соединува и со тоа се главнонизни тела.

Изворот на енергија кај ПГН-телата е гравитациско стегање, наспроти согорувањето на водородот кај главнонизните ѕвезди. На Херцшпрунг-Раселовиот дијаграм, предглавнонизните ѕвезди со преку 0,5 M_☉ прво одат вертикално надолу долж Хајашиевите патеки, а потоа налево и горизонтално долж Хењиевите патеки, за на крај да запрат во главната низа. Оние со помалку од 0,5 M_☉ се стегаат вертикално по Хајашиевата патека во текот на целиот развој.

ПГН-ѕвездите можат емпириски да се распознаат и различат од главнонизните со мерење на нивната површинска гравитација според спектарот. ПГН-телото има поголем полупречник од главнонизна ѕвезда со иста маса и затоа има и помала површинска гравитација. Иако се оптички видливи, ПГН-телата се ретки во споредба со главнонизните, бидејќи нивното стегање трае само 1 отсто од времето потребно за соединување на водородот. Во раниот дел на ПГН-фазата, највеќето ѕвезди имаат околуѕвездени дискови во кои се одвива планетообразба.

Поврзано

Наводи

↑ Richard B. Larson (10 септември 2003). „The physics of star formation“ (PDF). Reports on Progress in Physics. 66 (10): 1669–1673. arXiv:astro-ph/0306595. Bibcode:2003RPPh...66.1651L. doi:10.1088/0034-4885/66/10/r03. S2CID 18104309.
↑ Neil F. Comins; William J. Kaufmann III (2011). Discovering the Universe. стр. 350. ISBN 978-1-4292-5520-2.
↑ Derek Ward-Thompson; Anthony P. Whitworth (2011). An Introduction to Star Formation. Cambridge University PressХњ. стр. 119. ISBN 978-1-107-62746-8.
↑ Stahler, S. W.; Palla, F. (2004). The Formation of Stars. Weinheim: Wiley-VCH. ISBN 978-3-527-40559-6.

[1] Richard B. Larson (10 септември 2003). „The physics of star formation“ (PDF). Reports on Progress in Physics. 66 (10): 1669–1673. arXiv:astro-ph/0306595. Bibcode:2003RPPh...66.1651L. doi:10.1088/0034-4885/66/10/r03. S2CID 18104309.

[2] Neil F. Comins; William J. Kaufmann III (2011). Discovering the Universe. стр. 350. ISBN 978-1-4292-5520-2.

[3] Derek Ward-Thompson; Anthony P. Whitworth (2011). An Introduction to Star Formation. Cambridge University PressХњ. стр. 119. ISBN 978-1-107-62746-8.

[4] Stahler, S. W.; Palla, F. (2004). The Formation of Stars. Weinheim: Wiley-VCH. ISBN 978-3-527-40559-6.

[1]