The thermal and dynamical evolution

The thermal and dynamical evolution of a protostar of one solar mass has been investigated from the stage transparent to radiation to the stage of the beginning of quasi-hydrostatic equilibrium. The evolution in the transparent stage has been studied in the ρ-T diagram by comparing the time-scale of cooling or heating with the time-scale of free contraction or free expansion. We have taken into account the emission of radiation by H2 molecules, grains and ions (C+, Si+ and Fe+) as cooling processes, and interstellar star-light and cosmic ray particles as heating sources. It has been shown that when ρ≲×10−18 g/cm3 the gas cloud of one solar mass expands and returns to the interstellar gas, while the cloud of ρ≳×10−18 g/cm3 contracts to become a star.

In the subsequent opaque stage, the energy loss from the star is determined by the diffusion of photons, and the contraction becomes more and more adiabatic. When the contraction proceeds to a certain extent, the growth of a pressure gradient in the central region gives rise to a bounce of this region. The bouncing core and the contracting envelope build up a new density distribution, and the protostar contracts again as a whole. The protostar repeats this process a few times.

When the release of gravitational energy becomes large enough to ionize hydrogen atoms completely, the bounce of the core gives rise to a strong shock wave. The arrival of the shock wave at the surface gives rise to a sudden increase in the luminosity accompanied probably by explosive phenomena such as the production of high energy particles and light elements Li, Be and B. Afterward the star is in quasi-hydrostatic equilibrium, and in a short period of about 103 years the star becomes wholly convective. The subsequent evolution is a quasi-static contraction toward the main sequence.

ผลลัพธ์ (ไทย) 1:

สอบสวนการร้อน dynamical วิวัฒนาการดาวฤกษ์ก่อนเกิดของมวลดวงอาทิตย์หนึ่งจากขั้นตอนที่โปร่งใสการฉายรังสีระยะของจุดเริ่มต้นของสภาวะสมดุลอุทกสถิตกึ่ง ศึกษาวิวัฒนาการในขั้นตอนที่โปร่งใสในไดอะแกรมρ T โดยการเปรียบเทียบสเกลเวลาเย็น หรือร้อน ด้วยสเกลเวลาฟรีหดตัวหรือขยายตัวฟรี เราได้นำมาพิจารณาการปล่อยก๊าซของรังสี โดยโมเลกุล H2 ธัญพืช และประจุ (C + ศรี + และ Fe +) เป็นกระบวนการระบายความร้อน และดวงดาวแสงดาวและรังสีคอสมิกอนุภาคเป็นแหล่งความร้อน มันได้รับการแสดงที่เมื่อρ≲× 10−18 g/cm3 เมฆก๊าซของมวลหนึ่งดวงอาทิตย์ขยายตัว และกลับไปก๊าซดวงดาว ในขณะที่เมฆρ≳× 10−18 g/cm3 สัญญาจะกลายเป็น ดาวในขั้นตอนต่อมาทึบ การสูญเสียพลังงานจากดาวถูกกำหนด โดยการแพร่ของ photons และการหดตัวกลายเป็นการอะเดียแบติกมาก เมื่อการหดตัวดำเนินการบางขอบเขต การเติบโตของการไล่ระดับความดันในภาคกลางก่อให้เกิดการตีกลับของภูมิภาคนี้ หลักใหญ่และซองจดหมายทำสัญญาสร้างการกระจายความหนาแน่นใหม่ และดาวฤกษ์ก่อนเกิดการสัญญาอีกทั้ง ดาวฤกษ์ก่อนเกิดการทำซ้ำกระบวนการนี้กี่ครั้งเมื่อปล่อยพลังงานความโน้มถ่วงขนาดใหญ่พอที่จะ ionize อะตอมไฮโดรเจนทั้งหมด ตีกลับของหลักก่อให้เกิดคลื่นกระแทกแรงขึ้น การมาถึงของคลื่นกระแทกที่ผิวก่อให้เกิดการเพิ่มขึ้นอย่างฉับพลันในความสว่างที่พร้อมระเบิดปรากฏการณ์เช่นการผลิตพลังงานสูงอนุภาคและองค์ประกอบแสง Li คงจะ B. Afterward ดาวอยู่ในสภาวะสมดุลอุทกสถิตกึ่ง และในระยะเวลาสั้น ๆ ประมาณ 103 ปี ดาวจะด้วยการพาทั้งหมด วิวัฒนาการต่อมาเป็นตัวกึ่งถาวรต่อลำดับหลัก

ผลลัพธ์ (ไทย) 2:

วิวัฒนาการความร้อนและพลังของ Protostar ของมวลดวงอาทิตย์หนึ่งได้รับการตรวจสอบจากเวทีโปร่งใสรังสีไปยังขั้นตอนของการเริ่มต้นของสมดุลกึ่งไฮโดรลิก วิวัฒนาการในขั้นตอนที่โปร่งใสได้รับการศึกษาในρ-T แผนภาพโดยการเปรียบเทียบเวลาขนาดของการระบายความร้อนหรือความร้อนด้วยเวลาขนาดของการหดตัวหรือขยายตัวฟรีฟรี เราได้นำเข้าบัญชีการปล่อยรังสีโดยโมเลกุล H2, ธัญพืชและไอออน (C + + ศรีและเฟ +) เป็นกระบวนการระบายความร้อนและดวงดาวดาวแสงและอนุภาครังสีคอสมิกเป็นแหล่งความร้อน มันแสดงให้เห็นว่าเมื่อρ≲× 10-18 กรัม / cm3 เมฆก๊าซของมวลดวงอาทิตย์หนึ่งขยายตัวและผลตอบแทนที่ได้ก๊าซระหว่างดวงดาวในขณะที่เมฆρ≳× 10-18 กรัม / cm3 สัญญาที่จะกลายเป็นดาว. ใน ขั้นตอนที่ทึบแสงที่ตามมาการสูญเสียพลังงานจากดาวจะถูกกำหนดโดยการแพร่กระจายของโฟตอนและการหดตัวจะกลายเป็นอะเดียแบติกมากขึ้น เมื่อดำเนินการหดตัวในระดับหนึ่งการเจริญเติบโตของการไล่ระดับความดันในภาคกลางทำให้เกิดการตีกลับของภูมิภาคนี้ หลักใหญ่และซองจดหมายที่ทำสัญญาสร้างการกระจายความหนาแน่นของใหม่และสัญญา Protostar อีกครั้งโดยรวม Protostar ซ้ำขั้นตอนนี้ไม่กี่ครั้ง. เมื่อการเปิดตัวของพลังงานแรงโน้มถ่วงจะมีขนาดใหญ่พอที่จะทำให้เป็นละอองอะตอมไฮโดรเจนสมบูรณ์เด้งของแกนก่อให้เกิดคลื่นกระแทกที่แข็งแกร่ง การมาถึงของคลื่นกระแทกที่พื้นผิวก่อให้เกิดการเพิ่มขึ้นอย่างฉับพลันในการส่องสว่างมาพร้อมกับอาจจะโดยปรากฏการณ์ระเบิดเช่นการผลิตของอนุภาคพลังงานสูงและองค์ประกอบแสงลี่และ B เป็นดาวนั้นอยู่ในภาวะสมดุลกึ่งไฮโดรลิก, และในช่วงเวลาสั้นประมาณ 103 ปีที่จะกลายเป็นดาวไหลเวียนในเครือ วิวัฒนาการที่ตามมาคือการหดกึ่งคงมีต่อลำดับหลัก

ผลลัพธ์ (ไทย) 3:

ระบบพลวัต และวิวัฒนาการของดาวฤกษ์ก่อนแถบลำดับหลักหนึ่งมวลดวงอาทิตย์ได้ถูกตรวจสอบจากขั้นตอนที่โปร่งใสเพื่อรังสีระยะเริ่มต้นของความสมดุลไฮโดรสแตติก . วิวัฒนาการในขั้นตอนที่โปร่งใส มีการศึกษาในρ - t แผนภาพเปรียบเทียบมาตราส่วนเวลาเย็นหรือร้อน กับเวลาของการหดตัวหรือขยายตัวแบบฟรีฟรีเราได้พิจารณาการแผ่รังสีโดยโมเลกุลของ H2 , ธัญพืชและไอออน ( C , Si และ Fe ) เย็น กระบวนการ และระหว่างดวงดาว ดาวไลท์ และอนุภาครังสีคอสมิกเป็นแหล่งความร้อน มันได้ถูกแสดงเมื่อρ≲× 10 − 18 กรัมต่อลิตรเมฆก๊าซหนึ่งมวลดวงอาทิตย์ขยายและส่งกลับไปยังก๊าซระหว่างดวงดาว ในขณะที่เมฆρ≳× 10 − 18 กรัมต่อลิตร สัญญา

จะเป็นดาวในเวทีทึบตามมา การสูญเสียพลังงานจากดาวที่ถูกกำหนดโดยการแพร่กระจายของโฟตอน และการหดตัวมากขึ้นสำหรับเพิ่มเติม เมื่อมีการหดตัวได้ในระดับหนึ่ง การไล่ระดับของความดันในส่วนกลาง ให้สูงขึ้นเพื่อการตีกลับของภูมิภาคนี้ เพลงหลักและสัญญาการกระจายความหนาแน่นของซองจดหมายสร้างขึ้นใหม่และดาวฤกษ์ก่อนแถบลำดับหลักสัญญาอีกทั้ง ส่วนดาวฤกษ์ก่อนเกิดทำซ้ำขั้นตอนนี้หลายครั้ง

เมื่อปล่อยพลังงานแรงโน้มถ่วงจะกลายเป็นขนาดใหญ่พอที่จะเปลี่ยนเป็นอิออนไฮโดรเจนอะตอมอย่างสมบูรณ์ เด้งของหลัก ให้สูงขึ้นเพื่อคลื่นช็อกที่แข็งแกร่งการมาถึงของคลื่นช็อกที่พื้นผิวให้สูงขึ้นเพื่อการเพิ่มขึ้นอย่างฉับพลันในผ่องใสพร้อมด้วยอาจจะ โดยปรากฏการณ์ระเบิดเช่นการผลิตของอนุภาคพลังงานสูงและองค์ประกอบแสง ลี เป็น และ บี หลังจากนั้นดาวอยู่ในความสมดุลไฮโดรสแตติก และในช่วงเวลาสั้น ๆของเกี่ยวกับ 103 ปี ดาวจะกลายเป็นทั้งหมดโดย .วิวัฒนาการต่อมาคือ quasi-static หดตัวต่อลำดับหลัก