Младо ѕвездено тело

МЅТ во облачниот комплекс Ро Змијоносец

V1331 Лебед, МЅТ опкружено од отсјајна маглина

Ѕвездообразба
Класи на објекти
Меѓуѕвездена средина Молекуларен облак Глобула Темна маглина Младо ѕвездено тело Протоѕвезда T Бик Ѕвезда пред главната низа Хербигова Ae/Be-ѕвезда Хербиг-Ароово тело
Теоретски претстави
Насобирање Функција на почетна маса Џинсова нестабилност Келвин–Хелмхолцов механизам Маглинска хипотеза Планетарна преселба
п р у

Младо ѕвездено тело (МЅТ) — ѕвезда во рана фаза на нејзиниот развој. Оваа класа опфаќа две групи тела: протоѕвезди и ѕвезди пред главната низа.

Ѕвездата се образува со насобирање на материјал кој упаѓа во протоѕвезда од околуѕвезден диск или обвивка. Материјалот во дискот е постуден од површината на протоѕвездата, па затоа зрачи светлина на поголеми бранови должини и со вишок инфрацрвено зрачење. Како што материјалот во дискот се троши, инфрацрвениот вишок се намалува. Затоа, МЅТ обичнјо се класификуваат во развојни фази според наклонот на спектрална распределба на енергијата во средноинфрацрвениот појас, според шемата на Чарлс Џ. Лада (1987). Тој предложил три класи (I, II и III), врз основа на вредностите на интервалите во спектрален показател ${\displaystyle \alpha \,}$:^[1]

${\displaystyle \alpha ={\frac {d\log(\lambda F_{\lambda })}{d\log(\lambda )}}}$.

Тука ${\displaystyle \lambda \,}$ е брановата должина, а ${\displaystyle F_{\lambda }}$ е густината на текот.

${\displaystyle \alpha \,}$ се пресметува во брановодолжинскиот интервал од 2,2 до 20 ${\displaystyle {\mu }m}$ (близу- и средноинфрацрвен појас). Филип Андре и колегите (1993) ја откриле класата 0: тела со силно подмилиметарско зрачење, но многу слаби ${\displaystyle {\lambda }<10{\mu }m}$.^[2] Томас Грин и колегите (1994) додале петта класа на извори со „рамен спектар“.^[3]

• Класа 0 — извори неоткривливи на ${\displaystyle {\lambda }<20{\mu }m}$
• Класа I — извори со ${\displaystyle {\alpha }>0,3}$
• Рамен спектар — извори со ${\displaystyle 0,3>{\alpha }>-0,3}$
• Класа II — извори со ${\displaystyle -0,3>{\alpha }>-1,6}$
• Класа III — извори со ${\displaystyle {\alpha }<-1,6}$

Оваа класификациска шема приближно ја одразува развојната низа. Се смета дека најдлабоко всадените извори од класата 0 се развиваат кон I фаза, слободувајќи се од нивните околуѕвездени обвивки. Со време тие стануваат оптички видливи на родната линија како ѕвезди пред главната низа.

Телата од класата II имаат околуѕвездени дискови и приближно соодветствуваат на ѕвезди од типот на T Бик, додека пак ѕвездите од класата III ги имаат изгубено своите дискови и приближно соодветствуваат слаболиниски ѕвезди од типот на Т Бик. Постои и преодна фаза каде дисковите се откриваат на поголеми бранови должини (на пр. на ${\displaystyle 24{\mu }m}$). Тие се нарекуваат преоднодискови тела.

Младите ѕвездени тела се во потесна врска со раните појави на ѕвездениот развој: млазовите и двополовите истеци, мазерите, Хербиг-Ароовите тела и протопланетарните дискови (околуѕвездени дискови или проплиди).

Овие ѕвезди можеме да ги разликуваме и по маса: масивни МЅТ, МЅТ со средна маса и кафеави џуџиња.

• 
  Млад ѕвезден млаз MHO 2147 ^[4]
• 
  Илустрација на диманиката на еден проплид

• Глобула

• Младо ѕвездено тело на Ризницата ^?

п р у Ѕвездообразба Класи на тела Меѓуѕвездена средина Молекуларен облак Глобула Темна маглина Младо ѕвездено тело Протоѕвезда Ѕвезда од типот на T Бик Ѕвезда пред главната низа Хербигова Ae/Be-ѕвезда Хербиг-Ароово тело Теоретски концепти Функција на почетна маса Џинсова нестабилност Келвин-Хелмхолцов механизам Маглинска хипотеза Планетарна преселба