Stjärnbildning

Stjärnbildning  ( stjärnbildning ) är det inledande skedet i stjärnornas utveckling , där det interstellära molnet förvandlas till en stjärna . I denna process drar molnet ihop sig och fragmenteras, blir ogenomskinligt för sin egen strålning och blir en protostjärna . I detta skede ansamlas substansen i de yttre delarna av molnet på protostjärnan , och när ansamlingen är klar, blir den en stjärna före huvudsekvensen , som strålar ut på grund av sin egen kompression. Gradvis börjar termonukleära reaktioner i stjärnans kärna , varefter bildandet är avslutat och stjärnan går över till huvudsekvensen .

Bearbeta

Termen "stjärnbildning" eller "stjärnbildning" syftar på processen för bildandet av en enda stjärna, medan " stjärnbildning " vanligtvis syftar på den storskaliga processen för bildandet av stjärnor i en galax [1] . Båda dessa processer kallas dock ibland för stjärnbildning [2] .

Molecular Cloud Compression

Det interstellära mediet i galaxer består huvudsakligen av väte och helium , beroende på antalet atomer av dessa element, med 90% respektive 10%. Dessutom är ungefär en procent av dess massa interstellärt damm . I de flesta regioner varierar temperaturen från 100 till 106 K och partikelkoncentrationen  är från 10–3 till 10 cm– 3 . I det interstellära mediet finns gigantiska molekylära moln med en massa på 10 5 —10 6 M ⊙ , temperatur från 10 till 100 K och koncentration från 10 till 100 cm −3 , som blir områden med stjärnbildning [3] [4] .

Med utvecklingen av gravitationsinstabilitet kan molnet börja krympa. Instabiliteten kan orsakas av olika faktorer, såsom kollision mellan två moln, passage av ett moln genom en spiralgalaxs täta arm eller en supernovaexplosion på tillräckligt nära avstånd, vars chockvåg kan kollidera med en molekylärt moln. Dessutom, under kollisioner av galaxer , börjar kollisioner av gasmoln att inträffa oftare, vilket förklarar ökningen av hastigheten för stjärnbildning [5] .

Enligt virialsatsen är ett moln stabilt när summan av två gånger den kinetiska energin och den potentiella energin är noll. Om denna summa är mindre än noll, uppstår gravitationsinstabilitet. Vid en konstant täthet av ett moln med en radie växer den potentiella energimodulen (den i sig är negativ) proportionellt , och summan av värdena för den kinetiska energin för alla molekyler växer proportionellt . Därför kommer ett tillräckligt stort moln att dra ihop sig. Om vi ​​anser att molnet är sfäriskt och icke-roterande, så kan vi med molnets massa , radie , molmassan av dess gas och temperatur , skriva ner villkoret under vilket molnet kommer att komprimeras [6] [7] :

,

där  är gravitationskonstanten ,  är den universella gaskonstanten . Om vi ​​uttrycker , var  är molnets densitet, får vi villkoret [7] :

.

Kvantiteten kallas Jeansmassan. För förhållanden som observeras i molekylära moln är det 10 3 -10 5 M ⊙ . När molnet drar ihop sig måste det tjockna och värmas upp, men så länge molnet är genomskinligt för strålning utstrålar den uppvärmda gasen och dammet energi och svalnar därmed [6] [8] .

Av denna anledning sker kompression isotermiskt med god noggrannhet . På grund av ökningen av molnets densitet minskar Jeansmassan när den komprimeras, och delar av mindre storlek och massa sticker ut i molnet, som börjar komprimeras separat från varandra. Denna process kallas fragmentering av starburst-molnet, och fragmentering kan ske upprepade gånger tills molnet blir ogenomskinligt för sin egen strålning, vilket avsevärt saktar ner avkylningsprocessen och stoppar jeans från att minska massan. Detta förklarar att stjärnor bildas mestadels i grupper. Långt ifrån all materia i molnet förvandlas så småningom till stjärnor: i genomsnitt, om mer än 30 % av molnets massa går över till stjärnor, kommer en gravitationsbunden stjärnhop att bildas , men oftast visar sig effektiviteten i stjärnbildningen. att vara lägre och stjärnassociationer bildas [6] [9] [10] .

Dessutom förklarar fragmenteringsfenomenet varför stjärnornas massor är mycket mindre än jeansmassan för det ursprungliga molnet. Den minsta massan av ett moln som kan bildas till följd av fragmentering är cirka 10 −2 M ⊙ . Men om halten av grundämnen som är tyngre än helium i molnmaterialet är mycket låg, blir kylningen mycket mindre effektiv och molnet fragmenteras mycket mindre. Man tror att de allra första stjärnorna bildades enligt detta scenario från materia som bildades under primordial nukleosyntes : dessa stjärnor bör ha massor av mestadels minst 100 M ⊙ och existera under en mycket kort tid [6] [9] [11] .

Moln som redan har börjat kollapsa observeras ofta som kulor  - mörka nebulosor med massor av storleksordningen 100 M⊙ och dimensioner av storleksordningen parsec . Ibland innehåller de också föremål som är närmare fullbordandet av bildandet: T Tauri-stjärnor och Herbig-Haro-objekt [12] .

Protostar stadium

Kompressionen av molnet sker ojämnt, och en tid efter kompressionens början bildas en hydrostatiskt jämviktskärna i molnet - man brukar tro att från detta ögonblick är molnets kärna en protostjärna [9] [13] . Nästan oavsett molnets massa kommer kärnans massa att vara 0,01 M ⊙ , och radien kommer att vara flera AU. , och temperaturen i mitten är 200 K . Accretion av molnets yttre skikt på kärnan leder till en ökning av dess massa och temperatur, men vid en temperatur på 2000 K stannar dess tillväxt, eftersom energi spenderas på vätemolekylernas sönderfall. Vid något tillfälle störs jämvikten och kärnan börjar krympa. Nästa jämviktstillstånd uppnås för en mindre, nu joniserad kärna med en massa på 0,001 M ⊙ , en radie på cirka 1 R ⊙ och en temperatur på 2⋅10 4 K . Samtidigt döljs kärnan som emitterar i det optiska området från det omgivande utrymmet av ett skal, som har en mycket lägre temperatur och bara avger i det infraröda området [9] [14] .

Ansamlingen av de yttre skikten fortsätter och materialet som faller på kärnan med en hastighet av 15 km/s bildar en stötvåg . Substansen i det sfäriska skalet faller på kärnan, joniseras och när det mesta av materialet faller på protostjärnan blir det tillgängligt för observation [15] . Fram till detta ögonblick fortsätter komprimeringen av det yttre skalet enligt den dynamiska tidsskalan , det vill säga dess varaktighet motsvarar varaktigheten av ämnets fria fall, vilket inte förhindras av gastrycket [16] .

För protostjärnor med tillräckligt stor massa blåser det ökande stråltrycket och stjärnvinden bort en del av höljesmaterialet, och ett Herbig-Haro-objekt kan bildas [10] [15] [17] . Dessutom kan protostjärnan fortfarande ha en protoplanetarisk skiva , bestående av materia som inte har samlats på stjärnan; det kan senare utvecklas till ett planetsystem [14] [18] . Planetbildningsprocessen observeras till exempel i stjärnan HL Taurus [19] .

Stjärnsteg till huvudsekvens

Protostjärnor som redan har fått slut på skaltillväxt särskiljs ibland i en separat typ: stjärnor före huvudsekvensen . I den engelskspråkiga litteraturen kallas sådana objekt inte längre för protostjärnor, utan det finns en term "ungt stjärnobjekt" ( eng.  young stellar object ), som kombinerar protostjärnor och stjärnor upp till huvudsekvensen [14] [20] .

Positionen för protostjärnan i detta skede kan noteras på Hertzsprung-Russell Diagram : protostjärnan, som har en låg temperatur och hög ljusstyrka, är i dess övre högra del. Tills termonukleära reaktioner börjar i stjärnan och den frigör energi på grund av gravitationssammandragning, rör den sig långsamt mot huvudsekvensen [14] [9] [15] .

Eftersom dessa kroppar stöds av sitt eget tryck, krymper de mycket långsammare än i det föregående steget - i den termiska tidsskalan , det vill säga under den period under vilken hälften av den potentiella gravitationsenergin spenderas på strålning [16] . För de mest massiva stjärnorna tar det cirka 10 5 år och för de minst massiva cirka 10 9 år. För solen varade detta stadium i 30 miljoner år [9] [21] [22] [23] .

Det finns en kvalitativ skillnad mellan protostjärnor med olika massa: protostjärnor med en massa på mindre än 3 M ⊙ har en konvektiv zon som sträcker sig till hela djupet, medan de med en större massa inte har det. Denna skillnad leder till skillnader i de senare stadierna av stjärnutvecklingen [9] [24] .

1961 visade Chushiro Hayashi (Hayashi) att om hela volymen av en stjärna är upptagen av en konvektiv zon, ändras dess temperatur praktiskt taget inte med långsam komprimering, och ljusstyrkan minskar - detta motsvarar rörelsen av den nuvarande positionen av stjärnan vertikalt ner på diagrammet, och en sådan stjärnas bana kallas vanligtvis för Hayashi-spår . Stjärnor med massor i intervallet 0,3–0,5 M ⊙ (enligt olika uppskattningar) till 3  M ⊙ upphör att ha konvektiva skikt under kompression och lämnar vid någon tidpunkt Hayashi-spåret, medan stjärnor med massor av mindre än 0,3–0,5 M ⊙ är på Hayashi-spåret under hela kompressionstiden [9] [25] [26] .

Efter att ha lämnat Hayashi-spåret (för stjärnor med medelmassa) eller från början av långsam sammandragning (för massiva stjärnor), slutar stjärnan att vara konvektiv och börjar värmas upp under sammandragningen, medan ljusstyrkan ändras obetydligt. Detta motsvarar att flytta till vänster i diagrammet, och denna del av banan kallas Heny-spåret [25] [26] [27] .

Under kompressionen ökar i alla fall temperaturen i stjärnans centrum, och termonukleära reaktioner börjar inträffa i stjärnans kärna  - för stjärnor med låg och medelstor massa en tid efter kompressionens början, och för stjärnor med en massa på mer än 8 M ⊙  - även innan ackretionen slutar [28] . I de tidiga stadierna är det omvandlingen av litium och beryllium till helium , och dessa reaktioner producerar mindre energi än vad stjärnan avger. Kompressionen fortsätter, men andelen termonukleära reaktioner i frigörandet av energi ökar, kärnan fortsätter att värmas upp och när temperaturen når 3–4 miljoner K börjar omvandlingen av väte till helium i pp-cykeln [13] .

Vid någon tidpunkt, om stjärnan har en massa större än 0,07-0,08 M ​​⊙ , jämförs frigörandet av energi på grund av termonukleära reaktioner med stjärnans ljusstyrka och kompressionen upphör - detta ögonblick anses vara ögonblicket för slutet av stjärnan stjärnans bildande och dess övergång till huvudsekvensen . Om en stjärna har en massa som är mindre än detta värde, så kan termonukleära reaktioner också ske i den under en tid, men stjärnans ämne i kärnan degenereras innan kompressionen upphör, så termonukleära reaktioner blir aldrig den enda energikällan, och kompressionen slutar inte. Sådana föremål kallas bruna dvärgar [9] [29] [30] .

Studiens historia

De första vetenskapligt baserade idéerna om bildandet av stjärnor formulerades 1644 av Rene Descartes , som trodde att stjärnor och planeter bildas under virvelrörelsen i det interstellära mediet [2] [31] .

År 1692 föreslog Isaac Newton att materia under påverkan av gravitationen kunde kondensera och bilda stjärnor. Även om sådana hypoteser uppstod före Newton, fick dessa idéer en fysisk motivering först med upptäckten av lagen om universell gravitation . Samtidigt öppnades diffusa nebulosor , som verkade förtjocka prestellär materia. Baserat på dessa överväganden framkom en detaljerad formulering av Kant-Laplace-Schmidt-hypotesen, enligt vilken huvudmekanismen för bildandet av stjärnor och planetsystem är kompressionen av roterande moln [2] [32] .

Under de kommande två århundradena ackumulerades gradvis observationsinformation om olika nebulosor, som forskare försökte få in i en enda teori. Så till exempel, William Herschel , som upptäckte mer än 2,5 tusen nebulosor i slutet av 1700-talet - början av 1800-talet, antog att stjärnor bildades i dem i olika stadier och distribuerade dem i en evolutionär sekvens. Men i denna sekvens kombinerade Herschel också objekt som inte var relaterade till bildandet av stjärnor, i synnerhet galaxer och planetariska nebulosor . Å andra sidan, mörka nebulosor , som faktiskt är relaterade till bildandet av stjärnor, tog Herschel inte med i sin sekvens. På 1800-talet bidrog uppfinningen av fotografi och spektroskopi till ytterligare ackumulering av data , vilket gjorde det möjligt att studera nebulosornas kemiska sammansättning [32] .

Nästa viktiga steg i utvecklingen av teorin om stjärnbildning togs av James Jeans 1902. I sitt teoretiska arbete "The Stability of a Spherical Nebula" studerade han gravitationsinstabiliteter och beräknade massan av ett moln vid vilket det skulle börja dra ihop sig [33] .

Samtidigt har de processer som sker i interstellära moln under bildandet ännu inte studerats tillräckligt väl. Nära det moderna konceptet med protostjärnor dök upp tack vare Chushiro Hayashi , som modellerade protostjärnor och 1966 publicerade en artikel som beskrev dessa objekt i detalj [34] . I framtiden förändrades huvudidéerna praktiskt taget inte, men teorin förfinades: till exempel förfinade Richard Larson avsevärt vissa värden på parametrarna för protostjärnor under deras utveckling [35] [36] .

Stjärnor i de tidiga bildningsstadierna observerades inte förrän i slutet av 1980-talet - den största svårigheten var att protostjärnor till en början gömdes bakom ett tätt gas- och dammskal. Dessutom avger själva skalet huvudsakligen i det infraröda området , som absorberas starkt av jordens atmosfär , vilket ytterligare försvårar observationer från jordens yta [37] . Länge var den huvudsakliga informationskällan om stjärnor i det inledande skedet av evolutionen stjärnor av typen T Tauri , som identifierades som en separat typ av stjärnor redan 1945 [15] [38] . Rymdbaserade infraröda teleskop som Spitzer och Herschel gav också ett betydande bidrag till studiet av protostjärnor : till exempel är åtminstone 200 protostjärnor nu kända bara i Orionmolnet [39] [40] .

Fram till mitten av 1990-talet var problemet med molekylära moln med hög massa, där det inte finns några tecken på stjärnbildning, relevant. Den klassiska förklaringen till detta var ett fruset magnetfält som förhindrade kollaps under lång tid. Senare visade det sig att det i nästan alla massiva moln finns tecken på stjärnbildning, men ett annat problem dök upp, i en mening motsatsen: stjärnbildningsprocesser observeras även i moln där det mesta av vätet är i atomform. Det kan förklaras med antagandet att molekylära moln inte existerar under lång tid, utan bildas på kort tid på grund av kollisioner av materiaflöden, där stjärnor snabbt bildas i dem [41] .

Anteckningar

  1. ↑ Zasov, Postnov, 2011 , s. 153-158, 404-405.
  2. ↑ 1 2 3 B. M. Shustov. Stjärnbildning . Stora ryska encyklopedin . Hämtad 4 februari 2021. Arkiverad från originalet 15 juni 2022.
  3. ↑ Kononovich, Moroz, 2004 , sid. 386-387.
  4. ↑ Salaris, Cassisi, 2005 , sid. 106.
  5. ↑ Sektion X, Stellar Evolution  . föreläsningar . University of New Hampshire Experimental Space Plasma Group. Hämtad 4 februari 2021. Arkiverad från originalet 19 augusti 2019.
  6. ↑ 1 2 3 4 Kononovich, Moroz, 2004 , sid. 387.
  7. ↑ 1 2 Salaris, Cassisi, 2005 , sid. 107.
  8. ↑ Salaris, Cassisi, 2005 , s. 107-108.
  9. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 Surdin V. G. , Lamzin S. A. Protostars. Var, hur och från vilka stjärnor bildas . Från moln till stjärna . Astronet (1992) . Hämtad 4 februari 2021. Arkiverad från originalet 23 september 2015.
  10. ↑ 1 2 Stjärna-Stjärna bildande och  evolution . Encyclopedia Britannica . Encyclopedia Britannica Inc. Hämtad 4 februari 2021. Arkiverad från originalet 6 maj 2021.
  11. ↑ Salaris, Cassisi, 2005 , s. 107-110.
  12. ↑ Kononovich, Moroz, 2004 , sid. 390-391.
  13. ↑ 12 Karttunen et al., 2007 , sid. 244.
  14. ↑ 1 2 3 4 Richard B. Larson. Stjärnbildningens fysik  (eng.)  // Reports on Progress in Physics . - Bristol: IOP Publishing , 2003. - September ( vol. 66 , utgåva 10 ). - P. 1651-1697 . — ISSN 0034-4885 . - doi : 10.1088/0034-4885/66/10/R03 . Arkiverad från originalet den 7 april 2021.
  15. ↑ 1 2 3 4 Surdin V. G. , Lamzin S. A. Protostars. Var, hur och från vilka stjärnor bildas. . Vad är protostjärnor? . Astronet (1992) . Hämtad 18 februari 2021. Arkiverad från originalet 6 mars 2012.
  16. ↑ 1 2 Stjärnornas utveckling . Institutionen för astronomi och rymdgeodesi . Tomsk State University . Hämtad 5 februari 2021. Arkiverad från originalet 13 juli 2018.
  17. ↑ David Darling. Herbig- Haro objekt  . The Internet Encyclopedia of Science . Hämtad 4 februari 2021. Arkiverad från originalet 29 april 2021.
  18. ↑ Kononovich, Moroz, 2004 , sid. 356-358.
  19. ↑ [email protected]. Den sensationella bilden som togs på ALMA visar detaljer om processen för planetens födelse . Europeiska sydobservatoriet . Hämtad 26 februari 2021. Arkiverad från originalet 5 mars 2021.
  20. ↑ RG-forskning: Unga stjärnobjekt . www.cfa.harvard.edu . Hämtad 29 januari 2021. Arkiverad från originalet 24 november 2017.
  21. ↑ Kononovich, Moroz, 2004 , sid. 393-394.
  22. ↑ Karttunen et al., 2007 , sid. 243.
  23. ↑ I.-Juliana Sackmann, Arnold I. Boothroyd, Kathleen E. Kraemer. Vår sol. III. Nutid och framtid  //  The Astrophysical Journal . - Bristol: IOP Publishing , 1993. - 1 november ( vol. 418 ). - S. 457 . — ISSN 0004-637X . - doi : 10.1086/173407 . Arkiverad från originalet den 26 februari 2008.
  24. ↑ Kononovich, Moroz, 2004 , sid. 399.
  25. ↑ 1 2 Älskling D. Henyey spår (nedlänk) . The Internet Encyclopedia of Science . Hämtad 4 februari 2021. Arkiverad från originalet 29 januari 2010. 
  26. ↑ 12 Henyey spår . Oxford Referens . Oxford University Press . Hämtad 4 februari 2021. Arkiverad från originalet 15 juli 2021.
  27. ↑ Henyey LG ; Lelevier R.; Levee RD De tidiga faserna av stjärnutvecklingen   // Föreläsningar . - San Francisco: The Astronomical Society of the Pacific , 1955. Arkiverad från originalet den 8 oktober 2020.
  28. ↑ Christopher F. McKee, Eve C. Ostriker. Theory of Star Formation  (engelska)  // Annual Review of Astronomy and Astrophysics . - Palo Alto: Annual Reviews , 2007. - 1 september ( vol. 45 ). - s. 565-687 . - doi : 10.1146/annurev.astro.45.051806.110602 . Arkiverad från originalet den 13 juli 2019.
  29. ↑ A. Burrows, W. B. Hubbard, D. Saumon, J. I. Lunine. En utökad uppsättning stjärnmodeller av brun dvärg och mycket låg massa  //  The Astrophysical Journal . - Bristol: IOP Publishing , 1993. - 1 mars ( vol. 406 ). - S. 158-171 . — ISSN 0004-637X . - doi : 10.1086/172427 . Arkiverad från originalet den 7 oktober 2019.
  30. ↑ Kononovich, Moroz, 2004 , sid. 398.
  31. ↑ Surdin V. G. , Lamzin S. A. Protostars. Var, hur och från vilka stjärnor bildas . Återupplivande av intresset för stjärnorna . Astronet . Hämtad 5 februari 2021. Arkiverad från originalet 1 december 2020.
  32. ↑ 1 2 Surdin V. G. , Lamzin S. A. Protostars. Var, hur och från vilka stjärnor bildas . Från Newton till jeans . Astronet . Hämtad 5 februari 2021. Arkiverad från originalet 1 december 2020.
  33. ↑ Surdin V. G. , Lamzin S. A. Protostars. Var, hur och från vilka stjärnor bildas . Från jeans till idag . Astronet . Hämtad 5 februari 2021. Arkiverad från originalet 28 november 2020.
  34. ↑ Chushiro Hayashi. Evolution of Protostars  (engelska)  // Annual Review of Astronomy and Astrophysics . - Paolo Alto: Årliga recensioner , 1966. - Vol. 4 . — S. 171 . - doi : 10.1146/annurev.aa.04.090166.001131 .
  35. ↑ Surdin V. G. , Lamzin S. A. Protostars. Var, hur och från vilka stjärnor bildas. . Vad är protostjärnor? . Astronet (1992) . Hämtad 5 februari 2021. Arkiverad från originalet 6 mars 2012.
  36. ↑ Richard B. Larson. Numeriska beräkningar av dynamiken hos en kollapsande proto-stjärna  // Månatliga meddelanden från Royal Astronomical Society  . - N. Y .: Wiley-Blackwell , 1969. - 1 augusti ( vol. 145 , utgåva 3 ). - S. 271-295 . — ISSN 0035-8711 . - doi : 10.1093/mnras/145.3.271 . Arkiverad från originalet den 10 september 2020.
  37. ↑ Stjärnor  . _ NASA Spitzer rymdteleskop . NASA . Hämtad 18 februari 2021. Arkiverad från originalet 13 november 2020.
  38. ↑ Surdin V. G. , Lamzin S. A. Protostars. Var, hur och från vilka stjärnor bildas . T Tauri typ stjärnor . Astronet (1992) . Hämtad 18 februari 2021. Arkiverad från originalet 23 september 2015.
  39. ↑ Herschel Orion Protostars undersökning SED passar katalogdefinitioner . irsa.ipac.caltech.edu . Hämtad 18 februari 2021. Arkiverad från originalet 14 april 2021.
  40. ↑ 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  . — Tucson; Huston: University of Arizona Press ; Lunar and Planetary Institute , 2014. - S. 195-218. — 945 sid. - ISBN 978-0-8165-3124-0 . - doi : 10.2458/azu_uapress_9780816531240-ch009 .
  41. ↑ Stjärnornas födelse: Från väte till stjärnföreningar . PostScience . Hämtad 18 februari 2021. Arkiverad från originalet 22 januari 2021.

Litteratur

  Gå till Wikidata-objektet  I bibliografiska kataloger