Ta članek je med dobrimi članki

Nastajanje zvezd

Iz Wikipedije, proste enciklopedije
Pojdi na navigacijo Pojdi na iskanje

Nastajanje zvezd je začetna faza v evoluciji zvezd , med katero se medzvezdni oblak spremeni v zvezdo . V tem procesu se oblak stisne in razdrobi, postane neprozoren za lastno sevanje in postane protozvezda . Na tej stopnji v protozvezdi nabira snov zunanje dele oblaka, in ko je akrecija končana, postane zvezda glavnega zaporedja , ki oddaja na račun lastnega stiskanja. Postopoma se v jedru zvezde začnejo termonuklearne reakcije , po katerih se tvorba zaključi in zvezda preide v glavno zaporedje .

proces

Izraz "nastajanje zvezd" se nanaša na nastanek ene same zvezde, medtem ko se " nastajanje zvezd " običajno nanaša na obsežni proces nastajanja zvezd v galaksiji. Kljub temu včasih gre za nastanek ene zvezde, ki se imenuje tvorba zvezd [1] .

Kompresija molekularnega oblaka

Medzvezdni medij v galaksijah je sestavljen predvsem iz vodika in helija , glede na število atomov teh elementov za 90% oziroma 10%. Poleg tega je približno odstotek njegove mase medzvezdni prah . V večini regij se temperatura giblje od 100 do 106 K , koncentracija delcev pa od 10 −3 do 10 cm −3 . V medzvezdnem mediju so velikanski molekularni oblaki z maso 10 5 —10 6 M , temperaturo od 10 do 100 K in koncentracijo od 10 do 100 cm –3 , ki postanejo območja nastajanja zvezd[2][3] .

Z razvojem gravitacijske nestabilnosti se lahko oblak začne krčiti. Nestabilnost lahko povzročijo različni dejavniki, na primer trk dveh oblakov, prehod oblaka skozi gost krak spiralne galaksije ali eksplozija supernove na dovolj bližnji razdalji, katere udarni val bi lahko trčil v molekularni oblak. Poleg tega se med trki galaksij začnejo pogosteje pojavljati trki plinskih oblakov, kar pojasnjuje povečanje hitrosti nastajanja zvezd [4] .

Po viralnem izreku je oblak stabilen, če je vsota podvojene kinetične energije in potencialne energije enaka nič. Če je ta vsota manjša od nič, pride do gravitacijske nestabilnosti. Pri konstantni gostoti oblaka s polmerom modul potencialne energije (sam je negativen) raste sorazmerno , vsota vrednosti kinetične energije vseh molekul pa je sorazmerna z ... Zato se bo zrušil dovolj velik oblak. Če se oblak šteje za sferičen in se ne vrti, potem z maso oblaka , polmer , molska masa njegovega plina in temperaturo mogoče je zapisati pogoj, pod katerim bo oblak stisnjen[5][6] :

,

kje - gravitacijska konstanta , Je univerzalna plinska konstanta . Če izrazite , kje Če je gostota oblaka, bo dosežen pogoj[6] :

...

Velikost se imenuje Jeans masa. Za pogoje, ki jih opazimo v molekularnih oblakih, ni manjša od 10 3 M . Ko je oblak stisnjen, bi se moral zgostiti in segreti, a dokler je oblak prosojen za sevanje, segreti plin in prah oddajata energijo in s tem ohlajata[5][7] .

Zaradi tega se stiskanje izvaja izotermično z dobro natančnostjo. Zaradi povečanja gostote oblaka se masa Jeans med stiskanjem zmanjša, v oblaku pa se sprostijo deli manjše velikosti in mase, ki se začnejo krčiti ločeno drug od drugega. Ta proces se imenuje fragmentacija oblaka nastajanja zvezd in do fragmentacije lahko pride večkrat, dokler oblak ne postane neprozoren za lastno sevanje, kar bo znatno upočasnilo proces hlajenja in zaustavilo zmanjšanje mase Jeansa. To pojasnjuje, zakaj se zvezde tvorijo predvsem v kopicah. Vsa oblakna snov se na koncu ne spremeni v zvezde: v povprečju, če več kot 30 % mase oblaka preide v zvezde, se bo oblikovala gravitacijsko vezana zvezdna kopica , pogosteje pa se izkaže, da je učinkovitost nastajanja zvezd manjša in zvezdna. nastanejo združenja[5] [8] [ 9] .

Poleg tega pojav razdrobljenosti pojasnjuje, zakaj nastanejo zvezde z veliko manjšo maso od mase Jeans za prvotni oblak – do 10 2 M . Najmanjša masa oblaka, ki lahko nastane kot posledica razdrobljenosti, je približno 10 −2 M . Če pa je vsebnost elementov, težjih od helija v snovi oblaka, zelo majhna, je hlajenje veliko manj učinkovito, oblak pa je razdrobljen veliko šibkeje. Menijo, da so po tem scenariju prve zvezde nastale iz snovi, ki je nastala med primarno nukleosintezo : te zvezde bi morale imeti maso vsaj 100 M in obstajati zelo kratek čas[5] [8]. ] [10] .

Oblake, ki so se že začeli krčiti, pogosto opazimo kot krogle - temne meglice z maso reda 100 M in velikostjo reda parseka . Včasih vsebujejo tudi predmete, ki so bližje zaključku nastajanja: zvezde tipa T Tauri in objekte Herbig-Haro [11] .

Faza Protozvezde

Struktura protozvezde.
1 - prosto padajoča snov
2 - fotosfera, ki oddaja v infrardečem območju
3 - neprozorna lupina za plin in prah
4 - sprednji udarec
5 - hidrostatično ravnotežno jedro

Oblak je stisnjen neenakomerno in nekaj časa po začetku stiskanja se v oblaku oblikuje hidrostatsko ravnotežno jedro – običajno se verjame, da je od tega trenutka naprej jedro oblaka protozvezda [8] [12] . Praktično ne glede na maso oblaka bo masa jedra 0,01 M , polmer bo nekaj AU. in temperatura v središču je 200 K. Akrecija zunanjih plasti oblaka na jedro vodi do povečanja njegove mase in temperature, vendar se pri temperaturi 2000 K njegova rast ustavi, saj se energija porabi za razpad vodikovih molekul. V nekem trenutku se ravnotežje poruši in jedro se začne krčiti. Naslednje ravnotežno stanje je doseženo za manjše, zdaj ionizirano jedro z maso 0,001 M , polmerom približno 1 R in temperaturo 2⋅10 4 K. V tem primeru je jedro, ki oddaja v optičnem območju, skrito od okoliškega prostora z lupino, ki ima veliko nižjo temperaturo in oddaja le v infrardečem območju [8] [13] .

Naraščanje zunanjih plasti se nadaljuje in snov, ki pade na jedro s hitrostjo 15 km/s, tvori udarni val . Snov sferične lupine pade na jedro, se ionizira in ko večina materiala pade na protozvezdo, postane na voljo za opazovanje [14] . Do tega trenutka stiskanje zunanje lupine poteka vzdolž dinamične časovne skale , to pomeni, da njeno trajanje ustreza trajanju prostega pada snovi, ki ga tlak plina ne ovira [15] .

V protozvezdah dovolj velike mase naraščajoči sevalni tlak in zvezdni veter odpihneta del materiala ovoja in lahko nastane Herbigov objekt - Aro [9] [14] [16] . Poleg tega ima protozvezda lahko še vedno protoplanetarni disk , sestavljen iz snovi, ki se ni narasla na zvezdo; kasneje se lahko razvije v planetarni sistem [13] [17] . Nastajanje planetov opazimo na primer v bližini zvezde HL Bik [18] .

Zvezdni oder pred glavnim zaporedjem

Evolucijske sledi protozvezd različnih mas v obdobju počasnega stiskanja (modra) in njihovih izokron (označenih z različnimi barvami)

Protozvezde, ki so že končale svojo akrecijo ovojnice, se včasih ločijo v ločeno vrsto: zvezde pred glavnim zaporedjem . V angleški literaturi se ti objekti ne imenujejo več protozvezdice, ampak obstaja izraz "mlada zvezda objekt" ( angl. Young stellar object) in kombinacija protozvezd v zvezde glavnega zaporedja [13] [19] .

Položaj protozvezde v tej fazi lahko opazimo na Hertzsprung-Russellovem diagramu : protozvezda, ki ima nizko temperaturo in visoko svetilnost, je v zgornjem desnem delu. Dokler se v zvezdi ne začnejo termonuklearne reakcije in ta sprosti energijo zaradi gravitacijskega stiskanja, se počasi premika proti glavnemu zaporedju [13] [8] [14] .

Ker so ta telesa podprta z lastnim pritiskom, se krčijo veliko počasneje kot v prejšnji fazi - v termični časovni skali , torej v obdobju, v katerem se polovica potencialne gravitacijske energije porabi za sevanje [15] . Za najbolj masivne zvezde traja približno 10 5 let, za najmanj masivne pa približno 10 9 let. Za Sonce je ta faza trajala 30 milijonov let [8] [20] [21] [22] .

Med protozvezdami različnih mas obstaja kvalitativna razlika: protozvezde z maso manj kot 3 M imajo konvekcijsko cono, ki sega na celotno globino, tiste z večjo maso pa ne. Ta razlika vodi do razlik v kasnejših fazah evolucije zvezd [8] [23] .

Leta 1961 je Tushiro Hayashi (Hayashi) pokazal, da če celotno prostornino zvezde zaseda konvektivna cona, se med počasnim stiskanjem njena temperatura praktično ne spremeni, svetilnost pa se zmanjša - to ustreza gibanju trenutnega položaja zvezde. zvezda navpično navzdol na diagramu in ta pot zvezde se običajno imenuje Hayashi track . Zvezde z masami v območju od 0,3-0,5 M (po različnih ocenah) do 3 M med stiskanjem prenehajo imeti konvektivne plasti in na neki točki zapustijo Hayashijevo tir, medtem ko so zvezde z masami manj kot 0,3-0,5 M na progi Hayashi v celotnem času stiskanja [8] [24] [25] .

Po zapustitvi Hayashi tirnice (za zvezde vmesne mase) ali od samega začetka počasnega stiskanja (za masivne zvezde) zvezda preneha biti konvektivna in se med stiskanjem začne segrevati, medtem ko se svetilnost neznatno spremeni. To ustreza premikanju v levo na diagramu in ta del poti se imenuje Henyi tir [24] [25] [26] .

Vsekakor pa se med stiskanjem temperatura v središču zvezde dvigne in v zvezdnem jedru začnejo potekati termonuklearne reakcije – v zvezdah nizke in srednje mase nekaj časa po začetku stiskanja, pri zvezdah z masa več kot 8 M - še preden se bo akrecija ustavila [27] . V zgodnjih fazah gre za pretvorbo litija in berilija v helij , pri čemer te reakcije proizvedejo manj energije, kot jo zvezda oddaja. Stiskanje se nadaljuje, vendar se delež termonuklearnih reakcij pri sproščanju energije poveča, jedro se še naprej segreva in ko temperatura doseže 3-4 milijone K , se v ciklu pp začne pretvorba vodika v helij [12] .

V nekem trenutku, če ima zvezda maso večjo od 0,07-0,08 M , se sproščanje energije zaradi termonuklearnih reakcij primerja s svetilnostjo zvezde in stiskanje se ustavi - ta trenutek se šteje za trenutek konca nastanek zvezde in njen prehod v glavno zaporedje . Če ima zvezda maso manjšo od te vrednosti, lahko v njej nekaj časa potekajo tudi termonuklearne reakcije, vendar se snov zvezde v jedru degenerira, preden se stiskanje ustavi, zato termonuklearne reakcije nikoli ne postanejo edini vir energije. , kompresija pa se ne ustavi. Takšni predmeti se imenujejo rjavi palčki [8] [28] [29] .

Študij zgodovine

Prve znanstveno utemeljene ideje o nastanku zvezd je leta 1644 oblikoval Rene Descartes , ki je verjel, da zvezde in planeti nastanejo med vrtinčnim gibanjem medzvezdnega medija [1] [30] .

Leta 1692 je Isaac Newton predlagal, da se pod vplivom gravitacije lahko snov zgosti in tvori zvezde. Čeprav so se podobne hipoteze pojavljale že pred Newtonom, so bile te ideje fizično utemeljene šele z odkritjem zakona univerzalne gravitacije . Hkrati so bile odkrite razpršene meglice , ki so bile predstavljene kot zgoščena predzvezdna snov. Na podlagi teh premislekov se je pojavila podrobno oblikovana hipoteza Kant - Laplace - Schmidt, po kateri je glavni mehanizem nastanka zvezd in planetarnih sistemov stiskanje vrtečih se oblakov [1] [31] .

V naslednjih dveh stoletjih so se postopoma kopičile opazovalne informacije o različnih meglicah, ki so jih znanstveniki poskušali zreducirati v enotno teorijo. Na primer, William Herschel , ki je odkril več kot 2,5 tisoč meglic v poznem 18. - zgodnjem 19. stoletju, je domneval, da so v njih nastajale zvezde na različnih stopnjah, in jih razdelil v evolucijskem zaporedju. Vendar je v tem zaporedju Herschel združil tudi predmete, ki niso povezani z nastankom zvezd, zlasti galaksije in planetarne meglice . Po drugi strani pa Herschel v svoje zaporedje ni vključil temnih meglic , ki so pravzaprav povezane z nastankom zvezd. V 19. stoletju je nadaljnje zbiranje podatkov omogočila izum fotografije in spektroskopije , ki je omogočila preučevanje kemične sestave meglic [31] .

Naslednji pomemben korak v razvoju teorije nastajanja zvezd je naredil James Jeans leta 1902. V svojem teoretičnem delu "Stabilnost sferične meglice" je proučeval gravitacijske nestabilnosti in izračunal maso oblaka, pri kateri naj bi se ta začel sesedati [32] .

Hkrati pa procesi, ki se pojavljajo v medzvezdnih oblakih med nastajanjem, še niso dovolj dobro raziskani. Po zaslugi Tushira Hayashija , ki se je ukvarjal z modeliranjem protozvezd in je leta 1966 objavil članek, ki je podrobno opisal te objekte, se je pojavila bližnja moderna ideja o protozvezdah [33] . Kasneje so glavne ideje ostale praktično nespremenjene, teorija pa je bila izpopolnjena: na primer Richard Larson je med njihovo evolucijo bistveno izboljšal nekatere vrednosti parametrov protozvezd [34] [35] .

Zvezde v zgodnjih fazah nastanka niso bile opažene šele v poznih osemdesetih letih prejšnjega stoletja – glavna težava je bila v tem, da so bile protozvezde sprva skrite za gosto lupino plina in prahu. Poleg tega lupina sama oddaja predvsem v infrardečem območju , ki ga zemeljska atmosfera močno absorbira, kar dodatno otežuje opazovanja z zemeljskega površja [36] . Dolgo časa so bili glavni vir informacij o zvezdah na začetni stopnji evolucije zvezde T Bika , ki so bile že leta 1945 izločene kot ločena vrsta zvezd [14] [37] . Vesoljski infrardeči teleskopi, kot sta Spitzer in Herschel, so prav tako pomembno prispevali k preučevanju protozvezd: na primer samo v Orionovem oblaku je zdaj znanih vsaj 200 protozvezd [38] [39] .

До середины 1990-х годов была актуальна проблема молекулярных облаков большой массы, в которых нет никаких признаков формирования звёзд. Классическим объяснением этого было вмороженное магнитное поле , препятствующее коллапсу в течение длительного времени. В дальнейшем выяснилось, что практически во всех массивных облаках есть признаки формирования звёзд, но появилась другая проблема, в некотором смысле обратная: процессы звездообразования наблюдаются даже в облаках, в которых большая часть водорода находится в атомарном виде. Она может быть объяснена в предположении, что молекулярные облака не существуют в течение длительного времени, а за небольшой срок образуются при столкновениях потоков вещества, где в них быстро образуются звёзды [40] .

Примечания

  1. 1 2 3 Б. М. Шустов. Звездообразование . Большая российская энциклопедия . Дата обращения: 4 февраля 2021.
  2. Кононович, Мороз, 2004 , с. 386—387.
  3. Salaris, Cassisi, 2005 , p. 106.
  4. Section X, Stellar Evolution (англ.) . Lectures . University of New Hampshire Experimental Space Plasma Group. Дата обращения: 4 февраля 2021.
  5. 1 2 3 4 Кононович, Мороз, 2004 , с. 387.
  6. 1 2 Salaris, Cassisi, 2005 , p. 107.
  7. Salaris, Cassisi, 2005 , pp. 107—108.
  8. 1 2 3 4 5 6 7 8 9 Сурдин В. Г. , Ламзин С. А. Протозвёзды. Где, как и из чего формируются звёзды . От облака к звезде . Астронет (1992) . Дата обращения: 4 февраля 2021.
  9. 1 2 Star — Star formation and evolution (англ.) . Encyclopedia Britannica . Encyclopedia Britannica Inc.. Дата обращения: 4 февраля 2021.
  10. Salaris, Cassisi, 2005 , pp. 107—110.
  11. Кононович, Мороз, 2004 , с. 390—391.
  12. 1 2 Karttunen et al., 2007 , p. 244.
  13. 1 2 3 4 Richard B. Larson. The physics of star formation (англ.) // Reports on Progress in Physics [en] . — Bristol: IOP Publishing , 2003. — September ( vol. 66 , iss. 10 ). — P. 1651—1697 . — ISSN 0034-4885 . — doi : 10.1088/0034-4885/66/10/R03 .
  14. 1 2 3 4 Сурдин В. Г. , Ламзин С. А. Протозвёзды. Где, как и из чего формируются звёзды. . Что же такое протозвёзды? . Астронет (1992) . Дата обращения: 18 февраля 2021.
  15. 1 2 Эволюция звезд . Кафедра астрономии и космической геодезии . Томский государственный университет .
  16. David Darling. Herbig-Haro object (англ.) . The Internet Encyclopedia of Science . Дата обращения: 4 февраля 2021.
  17. Кононович, Мороз, 2004 , с. 356—358.
  18. [email protected] На сенсационном снимке, полученном на ALMA, — детали процесса рождения планет . European Southern Observatory . Дата обращения: 26 февраля 2021.
  19. RG Research: Young Stellar Objects . www.cfa.harvard.edu . Дата обращения: 29 января 2021.
  20. Кононович, Мороз, 2004 , с. 393—394.
  21. Karttunen et al., 2007 , p. 243.
  22. I.-Juliana Sackmann, Arnold I. Boothroyd, Kathleen E. Kraemer. Our Sun. III. Present and Future (англ.) // The Astrophysical Journal . — Bristol: IOP Publishing , 1993. — 1 November ( vol. 418 ). — P. 457 . — ISSN 0004-637X . — doi : 10.1086/173407 .
  23. Кононович, Мороз, 2004 , с. 399.
  24. 1 2 Darling D. Henyey track . The Internet Encyclopedia of Science . Дата обращения: 4 февраля 2021.
  25. 1 2 Henyey track . Oxford Reference . Oxford University Press . Дата обращения: 4 февраля 2021.
  26. Henyey LG ; Lelevier R.; Levée RD The early phases of stellar evolution (англ.) // Lectures. — San Francisco: The Astronomical Society of the Pacific , 1955.
  27. Christopher F. McKee, Eve C. Ostriker. Theory of Star Formation (англ.) //Annual Review of Astronomy and Astrophysics [en] . — Palo Alto: Annual Reviews , 2007. — 1 September ( vol. 45 ). — P. 565—687 . — doi : 10.1146/annurev.astro.45.051806.110602 .
  28. A. Burrows, WB Hubbard, D. Saumon, JI Lunine. An expanded set of brown dwarf and very low mass star models (англ.) // The Astrophysical Journal . — Bristol: IOP Publishing , 1993. — 1 March ( vol. 406 ). — P. 158—171 . — ISSN 0004-637X . — doi : 10.1086/172427 .
  29. Кононович, Мороз, 2004 , с. 398.
  30. Сурдин В. Г. , Ламзин С. А. Протозвёзды. Где, как и из чего формируются звёзды . Возрождение интереса к звёздам . Астронет . Дата обращения: 5 февраля 2021.
  31. 1 2 Сурдин В. Г. , Ламзин С. А. Протозвёзды. Где, как и из чего формируются звёзды . От Ньютона до Джинса . Астронет . Дата обращения: 5 февраля 2021.
  32. Сурдин В. Г. , Ламзин С. А. Протозвёзды. Где, как и из чего формируются звёзды . От Джинса до наших дней . Астронет . Дата обращения: 5 февраля 2021.
  33. Chushiro Hayashi. Evolution of Protostars (англ.) //Annual Review of Astronomy and Astrophysics [en] . — Paolo Alto: Annual Reviews , 1966. — Vol. 4 . — P. 171 . — doi : 10.1146/annurev.aa.04.090166.001131 .
  34. Сурдин В. Г. , Ламзин С. А. Протозвёзды. Где, как и из чего формируются звёзды. . Что же такое протозвёзды? . Астронет (1992) .
  35. Richard B. Larson. Numerical Calculations of the Dynamics of a Collapsing Proto-Star (англ.) // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . — NY : Wiley-Blackwell , 1969. — 1 August ( vol. 145 , iss. 3 ). — P. 271—295 . — ISSN 0035-8711 . — doi : 10.1093/mnras/145.3.271 .
  36. Stars (англ.) . NASA Spitzer Space Telescope . NASA . Дата обращения: 18 февраля 2021.
  37. Сурдин В. Г. , Ламзин С. А. Протозвёзды. Где, как и из чего формируются звёзды . Звёзды типа T Тельца . Астронет (1992) .
  38. Herschel Orion Protostars Survey SED Fits Catalog Definitoins . irsa.ipac.caltech.edu . Дата обращения: 18 февраля 2021.
  39. MM Dunham, AM Stutz, LE Allen, NJ, II Evans, WJ Fischer. The Evolution of Protostars: Insights from Ten Years of Infrared Surveys with Spitzer and Herschel // Protostars and Planets VI (англ.) . — Tucson; Huston: The University of Arizona Press [en] ; Lunar and Planetary Institute [en] , 2014. — P. 195—218. — 945 p. — ISBN 978-0-8165-3124-0 . — doi : 10.2458/azu_uapress_9780816531240-ch009 .
  40. Рождение звезд: от водорода до звездных ассоциаций . ПостНаука . Дата обращения: 18 февраля 2021.

Литература