Tvorba hvězd - Star formation

Vznik hvězdy je proces, při kterém husté oblasti uvnitř molekulárních mračen v mezihvězdném prostoru , někdy označované jako „hvězdné školky“ nebo „ hvězdičkou oblastí -forming“, kolaps a vytvářet hvězdy . Formování hvězd jako odvětví astronomie zahrnuje studium mezihvězdného média (ISM) a obřích molekulárních mraků (GMC) jako prekurzorů procesu vzniku hvězd a studium protostarů a mladých hvězdných objektů jako jejich bezprostředních produktů. Úzce souvisí s formováním planety , což je další odvětví astronomie . Teorie vzniku hvězd, stejně jako účetnictví pro vznik jediné hvězdy, musí také odpovídat za statistiku binárních hvězd a počáteční hmotnostní funkci . Většina hvězd nevzniká izolovaně, ale jako součást skupiny hvězd označované jako hvězdokupy nebo hvězdné asociace .

Hvězdné školky

Snímek z Hubblova teleskopu známý jako Pillars of Creation , kde se v Orlí mlhovině tvoří hvězdy

Mezihvězdné mraky

W51 mlhovina v Aquila - jedna z největších továren hvězdy v naší Galaxii (25. srpna 2020)

Spirální galaxie jako Mléčná dráha obsahuje hvězdy , hvězdné zbytky , a difúzní mezihvězdném (ISM) plynu a prachu. Mezihvězdném se skládá z 10 -4 až 10 6 částic na cm 3, a je typicky složena z asi 70% vodíku hmotnostních, s většinou zbývající plyn skládající se z helia . Toto médium bylo chemicky obohaceno stopovým množstvím těžších prvků, které byly vytvořeny a vyvrženy z hvězd fúzí hélia, když prošly za koncem jejich životnosti hlavní sekvence . Oblasti vyšší hustoty mezihvězdného média tvoří oblaka neboli difúzní mlhoviny , kde dochází ke vzniku hvězd. Na rozdíl od spirál, eliptická galaxie ztrácí chladnou složku svého mezihvězdného média během zhruba miliardy let, což brání galaxii ve vytváření difuzních mlhovin, kromě fúzí s jinými galaxiemi.

V hustých mlhovinách, kde vznikají hvězdy, je velká část vodíku v molekulární (H 2 ) formě, proto se těmto mlhovinám říká molekulární mraky . Vesmírná observatoř Herschel odhalila, že vlákna jsou v molekulárním oblaku skutečně všudypřítomná. Hustá molekulární vlákna, která jsou ústředním bodem procesu vzniku hvězd, se fragmentují do gravitačně vázaných jader, z nichž se většina vyvine do hvězd. Kontinuální narůstání plynu, geometrické ohyby a magnetická pole mohou řídit způsob podrobné fragmentace vláken. V superkritických vláknech pozorování odhalila kvaziperiodické řetězce hustých jader s roztečí srovnatelnými s vnitřní šířkou vlákna a zahrnuje vložené protostary s odtoky. Pozorování naznačují, že nejchladnější mračna mají tendenci tvořit hvězdy s nízkou hmotností, pozorované nejprve v infračerveném záření uvnitř mraků, poté ve viditelném světle na jejich povrchu, když se mraky rozptýlí, zatímco obří molekulární mraky, které jsou obecně teplejší, produkují hvězdy všech hmotností . Tyto obří molekulární mraky mají typické hustoty 100 částic na cm 3 , průměr 100 světelných let (9,5 x 10 14  km ), hmotnosti až 6 milionů hmot Slunce ( M ) a průměrné vnitřní teplotě 10  K . Asi polovina celkové hmotnosti galaktického ISM se nachází v molekulárních mracích a v Mléčné dráze je odhadem 6 000 molekulárních mraků, z nichž každý má více než 100 000  M . Nejbližší mlhovina ke Slunci, kde se tvoří hmotné hvězdy, je mlhovina Orion ,  vzdálená 1300 ly (1,2 × 10 16 km). V oblakovém komplexu ρ Ophiuchi však dochází k tvorbě hvězd s nižší hmotností asi 400–450 světelných let .

Kompaktnějším místem vzniku hvězd jsou neprůhledná mračna hustého plynu a prachu známá jako Bokovy kuličky , pojmenovaná po astronomovi Bartu Bokovi . Ty se mohou tvořit ve spojení s kolabujícími molekulárními mračny nebo případně nezávisle. Bokovy globulky mají průměrně až světelný rok a obsahují několik solárních hmot . Mohou být pozorovány jako temné mraky siluety proti jasným emisním mlhovinám nebo hvězdám pozadí. Bylo zjištěno, že více než polovina známých Bokových globulí obsahuje nově se tvořící hvězdy.

Sestavení galaxie v raném vesmíru.

Cloud kolaps

Mezihvězdný oblak plynu zůstane v hydrostatické rovnováze , dokud je kinetická energie tlaku plynu v rovnováze s potenciální energií vnitřní gravitační síly . Matematicky je to vyjádřeno pomocí viriální věty , která říká, že k udržení rovnováhy se gravitační potenciální energie musí rovnat dvojnásobku vnitřní tepelné energie. Pokud je mrak dostatečně masivní, aby tlak plynu na jeho podporu nebyl dostatečný, dojde k jeho gravitačnímu kolapsu . Hmotě, nad kterou mrak projde takovým kolapsem, se říká Jeansova hmota . Hmotnost Jeans závisí na teplotě a hustotě oblaku, ale obvykle jde o tisíce až desítky tisíc hmotností Slunce. Během kolapsu mraků se desítky až desítky tisíc hvězd tvoří víceméně současně, což je pozorovatelné v takzvaných vložených hvězdokupách . Konečným produktem kolapsu jádra je otevřená hvězdokupa .

Pozorování komplexu mlhoviny Orion ALMA poskytuje pohled na výbuchy při zrodu hvězd.

Při spuštěné tvorbě hvězd může dojít k jedné z několika událostí ke stlačení molekulárního mraku a zahájení jeho gravitačního kolapsu . Molekulární mraky se mohou navzájem srazit, nebo může být spouštěčem blízká exploze supernovy , která pošle šokovanou hmotu do oblaku velmi vysokou rychlostí. (Výsledné nové hvězdy mohou samy brzy produkovat supernovy, které vytvářejí samo se šířící tvorbu hvězd .) Alternativně mohou galaktické srážky vyvolat masivní výboje hvězd, protože plynová oblaka v každé galaxii jsou stlačována a rozrušována přílivovými silami . Posledně jmenovaný mechanismus může být zodpovědný za tvorbu kulových hvězdokup .

Černá díra v jádru galaxie může sloužit k regulaci rychlosti tvorby hvězd v galaktickém jádru. Černá díra, která nabírá padající hmotu, se může stát aktivní a vyzařovat silný vítr prostřednictvím kolimovaného relativistického paprsku . To může omezit další tvorbu hvězd. Mohutné černé díry vysílající částice emitující radiofrekvenční záření rychlostí blízkého světla mohou také blokovat vznik nových hvězd ve stárnoucích galaxiích. Rádiové emise kolem trysek však mohou také způsobit vznik hvězd. Podobně slabší paprsek může při srážce s mrakem spustit tvorbu hvězd.

Trpasličí galaxie ESO 553-46 má jednu z nejvyšších rychlostí vzniku hvězd z přibližně 1000 galaxií nejblíže Mléčné dráze.

Jak se hroutí, molekulární mrak se hierarchicky rozpadá na menší a menší kousky, dokud fragmenty nedosáhnou hvězdné hmoty. V každém z těchto fragmentů kolabující plyn vyzařuje energii získanou uvolněním gravitační potenciální energie . Jak se hustota zvyšuje, fragmenty se stávají neprůhlednými a jsou tak méně účinné při vyzařování své energie. To zvyšuje teplotu mraku a brání další fragmentaci. Fragmenty nyní kondenzují do rotujících plynových koulí, které slouží jako hvězdná embrya.

Tento obraz kolabujícího oblaku komplikují účinky turbulence , makroskopických toků, rotace , magnetických polí a geometrie mraků. Rotaci i magnetické pole může bránit zhroucení mraku. Turbulence je nástrojem způsobujícím fragmentaci mraku a v nejmenších měřítcích podporuje kolaps.

Protostar

Hvězdná školka LH 95 ve Velkém Magellanově mračnu.

Protostelární mrak se bude dále hroutit, dokud bude možné eliminovat energii gravitační vazby. Tato přebytečná energie se primárně ztrácí zářením. Spadající se oblak se však nakonec stane neprůhledným pro vlastní záření a energii je nutné odstranit jinými prostředky. Prach v oblaku se zahřívá na teploty 60–100 K a tyto částice vyzařují na vlnových délkách ve vzdáleném infračerveném záření, kde je mrak průhledný. Prach tedy zprostředkovává další kolaps mraku.

Během kolapsu se hustota mraku směrem ke středu zvyšuje, a tak se střední oblast stává nejprve opticky neprůhlednou. K tomu dochází, když je měrná hmotnost o 10 -13 g / cm 3 . Oblast jádra, nazývaná první hydrostatické jádro, se tvoří tam, kde je kolaps v podstatě zastaven. Pokračuje ve zvyšování teploty, jak je stanoveno viriální větou. Plyn dopadající do této neprůhledné oblasti s ním koliduje a vytváří rázové vlny, které dále zahřívají jádro.

Složený obraz zobrazující mladé hvězdy v molekulárním oblaku Cepheus B.

Když teplota jádra dosáhne asi 2 000 K , tepelná energie disociuje molekuly H 2 . Následuje ionizace atomů vodíku a helia. Tyto procesy absorbují energii kontrakce, což jí umožňuje pokračovat v časových obdobích srovnatelných s obdobím kolapsu při rychlostech volného pádu. Poté, co hustota padajícího materiálu dosáhne asi 10 - 8 g / cm 3 , je tento materiál dostatečně průhledný, aby umožnil uniknout energii vyzařovanou protostarem. Kombinace proudění v protostaru a záření z jeho vnějšího povrchu umožňuje hvězdě další smršťování. To pokračuje, dokud není plyn dostatečně horký, aby vnitřní tlak podpořil protostar před dalším gravitačním kolapsem - stav nazývaný hydrostatická rovnováha . Když je tato akreční fáze téměř dokončena, je výsledný objekt známý jako protostar .

N11, součást komplexní sítě plynových mraků a hvězdokup v naší sousední galaxii, Velkého Magellanovo mračno.

Akrece materiálu na protostar pokračuje částečně z nově vytvořeného cirkumstelárního disku . Když jsou hustota a teplota dostatečně vysoké, začne fúze deuteria a vnější tlak výsledného záření zpomaluje (ale nezastavuje) kolaps. Materiál obsahující oblak nadále „prší“ na protostar . V této fázi se vyrábějí bipolární trysky zvané objekty Herbig – Haro . Toto je pravděpodobně prostředek, kterým je vytlačen nadbytečný moment hybnosti padajícího materiálu, což umožňuje, aby se hvězda nadále formovala.

Oblast tvorby hvězd Lupus 3 .

Když se okolní plynový a prachový obal rozptýlí a akreční proces se zastaví, hvězda je považována za hvězdu před hlavní sekvencí (hvězda PMS). Zdrojem energie těchto objektů je gravitační kontrakce, na rozdíl od hoření vodíku ve hvězdách hlavní posloupnosti. Hvězda PMS sleduje Hayashiho stopu na diagramu Hertzsprung – Russell (H – R) . Kontrakce bude pokračovat, dokud není dosaženo Hayashiho limitu , a poté bude kontrakce pokračovat v časovém měřítku Kelvin – Helmholtz, přičemž teplota zůstane stabilní. Hvězdy s méně než 0,5  M ☉ se poté připojí k hlavní sekvenci. U hmotnějších hvězd PMS se na konci dráhy Hayashi pomalu zhroutí v téměř hydrostatické rovnováze, po stopě Henyey .

Nakonec se v jádru hvězdy začne slévat vodík a zbytek obalujícího materiálu se odstraní. Tím končí protostelární fáze a začíná hlavní sekvenční fáze hvězdy na H -R diagramu.

Fáze procesu jsou dobře definovány ve hvězdách s hmotností kolem 1  M nebo menší. U hvězd s vysokou hmotností je délka procesu vzniku hvězd srovnatelná s jinými časovými obdobími jejich vývoje, mnohem kratší, a tento proces není tak dobře definován. Pozdější evoluce hvězd je studována ve hvězdné evoluci .

Protostar
PIA18928-Protostar-HOPS383-20150323.jpg
Protostarový výbuch - HOPS 383 (2015).

Pozorování

Mlhovina v Orionu je archetypální příklad tvorby hvězd, z masivních mladých hvězd, které se formují mlhovinu k pilířům hustého plynu, které mohou být domovy nadějné hvězdy.

Klíčové prvky vzniku hvězd jsou k dispozici pouze pozorováním na jiných vlnových délkách než optických . Protostelární fáze hvězdné existence je téměř vždy skryta hluboko uvnitř hustých mraků plynu a prachu, které zbyly z GMC . Tyto kokony vytvářející hvězdy známé jako Bokovy kuličky jsou často vidět v siluetě proti jasným emisím z okolního plynu. Počáteční fáze života hvězdy lze vidět v infračerveném světle, které proniká prachem snadněji než viditelné světlo. Pozorování Wide-field Infrared Survey Explorer (WISE) byly proto zvláště důležité pro odhalení mnoha galaktických protostarů a jejich mateřských hvězdokup . Příklady takových vložených hvězdokup jsou FSR 1184, FSR 1190, Camargo 14, Camargo 74, Majaess 64 a Majaess 98.

Hvězdotvorná oblast S106.

Strukturu molekulárního mraku a účinky protostaru lze pozorovat na mapách vyhynutí blízkých IR (kde se počet hvězd počítá na jednotku plochy a porovnává se s blízkou oblastí nulového zániku oblohy), kontinuální emise prachu a rotační přechody z CO a dalších molekul; tyto poslední dva jsou pozorovány v rozsahu milimetrů a submilimetrů . Záření z protostaru a rané hvězdy musí být pozorováno na infračervených astronomických vlnových délkách, protože vyhynutí způsobené zbytkem oblaku, ve kterém hvězda vzniká, je obvykle příliš velké na to, abychom ho mohli pozorovat ve vizuální části spektra . To představuje značné potíže, protože atmosféra Země je téměř úplně neprůhledná od 20 μm do 850 μm, s úzkými okny na 200 μm a 450 μm. I mimo tento rozsah je nutné použít techniky atmosférického odčítání.

Mladé hvězdy (purpurové) odhalené rentgenovým paprskem uvnitř oblasti tvořící hvězdy NGC 2024 .

Rentgenové pozorování se ukázalo jako užitečné pro studium mladých hvězd, protože rentgenová emise z těchto objektů je asi 100–100 000krát silnější než rentgenová emise z hvězd hlavní posloupnosti. Nejstarší detekce rentgenových paprsků z hvězd T Tauri provedla Einsteinova rentgenová observatoř . U hvězd s nízkou hmotností je rentgenové záření generováno zahříváním hvězdné koróny magnetickým opětovným spojením , zatímco u hvězd s vysokou hmotností typu O a raných B je rentgenové záření generováno prostřednictvím nadzvukových šoků ve hvězdných větrech. Fotony v oblasti měkké rentgenové energie pokryté rentgenovou observatoří Chandra a XMM-Newton mohou pronikat mezihvězdným médiem pouze s mírnou absorpcí způsobenou plynem, což z rentgenového záření činí užitečnou vlnovou délku pro pozorování hvězdných populací v molekulárních mračnech . Emise rentgenového záření jako důkaz hvězdného mládí činí tento pás zvláště užitečným pro provádění sčítání hvězd v oblastech vytvářejících hvězdy, vzhledem k tomu, že ne všechny mladé hvězdy mají infračervené excesy. Rentgenová pozorování poskytla téměř úplná sčítání všech hvězdných hmotných hvězdokup v mlhovině Orion a molekulárním oblaku Taurus .

Vznik jednotlivých hvězd lze přímo pozorovat pouze v galaxii Mléčné dráhy , ale ve vzdálených galaxiích byla tvorba hvězd detekována díky svému jedinečnému spektrálnímu podpisu .

Počáteční výzkum naznačuje, že shluky vytvářející hvězdy začínají jako obří, husté oblasti v turbulentní hmotě bohaté na plyn v mladých galaxiích, žijí asi 500 milionů let a mohou migrovat do středu galaxie, čímž se vytvoří centrální vyboulení galaxie.

21. února 2014 NASA oznámila výrazně vylepšenou databázi pro sledování polycyklických aromatických uhlovodíků (PAH) ve vesmíru . Podle vědců, více než 20% z uhlíku ve vesmíru může být spojena s PAH, možných výchozích látek pro tvorbu části života . Zdá se, že PAU se vytvořily krátce po Velkém třesku , jsou rozšířené po celém vesmíru a jsou spojeny s novými hvězdami a exoplanetami .

V únoru 2018 astronomové poprvé oznámili signál reionizační epochy, nepřímou detekci světla z prvních hvězd, které se vytvořily - asi 180 milionů let po Velkém třesku .

Článek publikovaný 22. října 2019 informoval o detekci 3MM-1 , hmotné galaxie vytvářející hvězdy vzdálené asi 12,5 miliardy světelných let, která je zakryta mraky prachu . Při hmotnosti asi 10 10,8 hmotností Slunce vykazovala rychlost vzniku hvězd asi 100krát vyšší než v Mléčné dráze .

Pozoruhodné objekty Pathfinder

  • MWC 349 byl poprvé objeven v roce 1978 a odhaduje se, že je starý pouze 1 000 let.
  • VLA 1623 - První exemplář protostaru třídy 0, typ zapuštěného protostaru, který musí ještě shromáždit většinu své hmotnosti. Nalezen v roce 1993, je možná mladší než 10 000 let.
  • L1014 - Extrémně slabý vložený objekt představující novou třídu zdrojů, které jsou teprve nyní detekovány nejnovějšími teleskopy. Jejich stav je stále nejistý, mohou to být nejmladší dosud objevené protostary třídy 0 s nízkou hmotností nebo dokonce objekty s velmi nízkou hmotností (jako jsou hnědí trpaslíci nebo dokonce nepoctiví planety ).
  • GCIRS 8* - Nejmladší známá hvězda hlavní sekvence v oblasti Galaktického středu , objevená v srpnu 2006. Odhaduje se, že je stará 3,5 milionu let.

Tvorba hvězd s nízkou hmotností a vysokou hmotností

Hvězdotvorná oblast Westerhout 40 a Serpens-Aquila Rift -oblast vyplňují oblaková vlákna obsahující nové hvězdy.

Předpokládá se, že hvězdy různých hmotností vznikají mírně odlišnými mechanismy. Teorie formování hvězd s nízkou hmotností, která je dobře podporována pozorováním, naznačuje, že hvězdy s nízkou hmotností vznikají gravitačním kolapsem rotujících vylepšení hustoty v molekulárních mracích. Jak je popsáno výše, kolaps rotujícího oblaku plynu a prachu vede k vytvoření akrečního disku, přes který je hmota vedena na centrální protostar. U hvězd s hmotností vyšší než asi 8  M však mechanismus vzniku hvězd není dobře znám.

Masivní hvězdy vyzařují značné množství záření, které tlačí proti padajícímu materiálu. V minulosti se předpokládalo, že tento radiační tlak by mohl být dostatečně značný, aby zastavil narůstání na hmotný protostar a zabránil vzniku hvězd s hmotami více než několika desítkami hmotností Slunce. Nedávné teoretické práce ukázaly, že výroba paprsku a odtoku vyčistí dutinu, kterou může uniknout velká část záření z masivního protostaru, aniž by to bránilo narůstání přes disk a na protostar. Současné myšlení je takové, že hmotné hvězdy mohou být proto schopny tvořit mechanismem podobným tomu, kterým se tvoří hvězdy s nízkou hmotností.

Existuje stále více důkazů, že alespoň některé masivní protostary jsou skutečně obklopeny akrečními disky. Několik dalších teorií o masivní tvorbě hvězd je třeba prozkoumat observačně. Z nich je asi nejprominentnější teorie konkurenční narůstání, která naznačuje, že masivní protostary jsou „nasazeny“ nízkohmotnými protostary, které soutěží s ostatními protostary o čerpání hmoty z celého rodičovského molekulárního oblaku, namísto jednoduše z malého místní region.

Další teorie masivní tvorby hvězd naznačuje, že hmotné hvězdy mohou vznikat spojením dvou nebo více hvězd nižší hmotnosti.

Viz také

Reference