Regiunea de formare a stelelor N11B, împușcată cu telescopul Hubble
Formarea unei stele este un proces în care norii moleculari își măresc densitatea, prăbușindu-se într-o minge de plasmă transformându-se într-o stea.
Evoluția starului începe într-un nor molecular gigant. numit și leagănul stelelor. în care, ca urmare a instabilității gravitaționale, fluctuația densității primare începe să crească. Cea mai mare parte a spațiului "gol" din galaxie conține de fapt 0,1 până la 1 molecule pe cm3. Norul molecular are, de asemenea, o densitate de aproximativ un milion de molecule pe centimetru cub. Masa unui astfel de nor depășește masa soarelui cu 100.000-10.000.000 de ori datorită dimensiunii sale: de la 50 la 300 de ani lumină.
Pe măsură ce norul molecular se rotește în jurul oricărei galaxii, mai mulți factori pot provoca colapsul gravitațional. De exemplu, norii se pot ciocni unul cu altul sau unul dintre ei poate trece printr-un manșon strâns al unei galaxii spiralizate. Un alt factor poate fi o explozie supernova din apropiere. Unda de șoc care se ciocnește cu un nor molecular la o viteză extraordinară. In plus, o coliziune de galaxii, capabilă să provoace un val de stea, în măsura în care, ca norii de gaz din fiecare galaxie este comprimat și condus de o coliziune.
Când norul molecular se prăbușește, norul molecular se separă în părți, formând tot mai mulți cheaguri mici. Fragmente cu o masă mai mică
100 de mase solare pot forma o stea. În astfel de formațiuni, gazul se încălzește deoarece comprimarea este cauzată de eliberarea energiei potențiale gravitaționale. iar norul devine protostar. transformând într-un obiect sferic rotativ.
În principiu, stelele aflate în stadiul inițial al existenței lor sunt ascunse din vedere într-un nor dens de praf și gaz. Adesea, siluetele unor astfel de gogoși de formare a stelelor pot fi observate pe fundalul radiației luminoase din gazul din jur. Astfel de formațiuni se numesc globulele Bok.
O fracțiune foarte mică din proto-stele nu atinge o temperatură suficientă pentru reacțiile termonucleare de fuziune. Asemenea stele se numesc "pitici maro", masa lor nu depaseste o zecime din cea solara. Asemenea stele se mor repede, răcind treptat timp de câteva sute de milioane de ani. În unele dintre cele mai masive protostare, temperatura datorată compresiei puternice poate ajunge la 10 milioane K. făcând posibil sintetizarea heliului din hidrogen. O astfel de stea începe să strălucească. Debutul reacțiilor termonucleare stabilește echilibrul hidrostatic, împiedicând nucleul să se prăbușească în continuare prin prăbușirea gravitațională. Mai mult, steaua poate exista într-o stare stabilă.
Potrivit ipotezei lui VA Ambartsumyan. stelele se nasc în grupuri de materie superdată - protostare - cu fragmentarea sa.
Nori interstelari
Imaginea telescopului Hubble. o nebulă cunoscută drept stâlpii creației. unde există un proces de formare a stelelor în Nebuloasa vulturului
În galaxiile spirituale, cum ar fi Calea Lactee, există stele, stele compacte. precum și mediul interstelar de umplere a spațiului (MZS), constând din gaze și praf. Densitatea prafului poate fi de la 10 -4 până la 10 6 particule pe centimetru cub și constă, de regulă, în proporție de 70% (în masă) de hidrogen, restul fiind în principal heliu. De asemenea, mediul conține o proporție relativ mică de elemente grele, în special de metal, rămase după moartea stelelor. Localizarea unei concentrații deosebit de mari de praf stelar este numită nebuloasă [1]. unde, de regulă, se formează o nouă stea [2]. Galaxiile eliptice, spre deosebire de pierdere în spirală are loc rece interstelar proces componente de mediu în termen de aproximativ un miliard de ani, din cauza căreia o mult mai puțin nebuloasă astfel de galaxii formate și numai prin coliziunea cu o altă galaxie [3].
În nebuloase unde se formează stele, hidrogenul este sub forma a două molecule H2 conectate. în astfel de cazuri nebuloasa se numește un nor molecular. Observațiile sugerează că în nori reci tind să apară stele cu o masă mică, care sunt observate mai întâi în spectrul infraroșu în interiorul norului și norul este disipată, iar în spectrul vizibil. În nori moleculați uriași și mai calzi se pot forma stele de orice masă [4]. Densitatea medie a particulelor în nori mari de 100 de particule pe centimetru cub pe tot norul a cărui diametru poate fi de 100 de ani lumină, sau 9,5 × 14 brumărel greutate km praf de stele poate ajunge la 6 milioane de mase solare (M ⊙>) [5]. Aproximativ jumătate din masa materiei de galaxii are loc în nori moleculari [6]. În Calea Lactee există 6000 de nebuloase cu o masă medie de 100 000 M ☉ [7]. Cea mai apropiată nebuloasă cunoscută a sistemului solar este Nebuloasa Orion. situată la o distanță de 1.300 de ani-lumină [8]. Cu toate acestea, mai târziu, la o distanță de 420 de ani-lumină, a fost descoperită o altă nebuloasă întunecată a lui Rho Ophiuchus [9].
Pe lângă nebuloasele de bază, există așa-numitele globule. caracterizată printr-o densitate foarte mare a materiei [10]. deși globulele în sine nu sunt mari, ele pot include până la câteva mase solare [11]. Acestea pot fi observate sub formă de nori negri pe fondul nebuloaselor luminoase sau al stelelor. Aproximativ jumătate din globule s-au format în timpul formării stelelor [12].
Prima stea nou-născut observată, a cărei vârstă era de 10 milioane de ani, a fost găsită la o distanță de 10,4 miliarde de ani-lumină, când vârsta universului era de 3,3 miliarde de ani. De asemenea, studiile arată că stelele reprezintă primul grup substanțe turbulente bogate de gaze, care trăiesc aproximativ 500 de milioane de ani, care în acest timp pot migra în centrul galaxiei. [13]
Colapsul gravitațional
Clustere stele și formarea stelelor în nebuloasa Omega
Norul de gaz interstelar rămâne în echilibru hidrostatic, atâta timp cât energia cinetică a presiunii gazului este în echilibru cu energia potențială a forțelor gravitaționale interne. Matematic, acest lucru este exprimat folosind teorema viriului. care afirmă că, pentru a menține echilibrul, energia potențială gravitațională trebuie să fie egală cu dublul energiei termice interne [14]. Dacă norul este atât de masiv încât nu poate fi susținut doar de presiunea gazului, atunci el suferă o colaps gravitațional. Calitativ, instabilitatea cauzată de forțele gravitaționale ale nor de gaz gravitate, care contracarează presiunea gazului se numește blugi instabilitate și, de asemenea, depinde de temperatura și densitatea norului, care conține de obicei de la mii la zeci de mii de mase solare. Aceasta coincide cu masa tipică a clusterelor de stele împrăștiate. care a apărut ca urmare a prăbușirii gravitaționale a clusterelor ceții [15].
În plus față de un nor imens de greutate moleculară, există o serie de alte motive care ar putea provoca strînsoare, și anume coliziunea a două sau mai multe nori, sau o explozie supernova, a cărei forță de impact de explozie poate provoca tulburări severe în materie sunt aproape grupuri [2]. În plus, compușii de masă ai norii de gaz care duc la formarea stelelor pot fi declanșați de coliziunea a două sau mai multe galaxii [16]. În plus, o astfel de coliziune poate provoca formarea de clustere globulare [17].
O gaură neagră supermassivă în nucleul unei galaxii poate încetini ritmul de formare a stelelor în centrul galaxiei. O gaură neagră, fiind o problemă accentuată, poate începe să elibereze o cantitate mare de energie, emițând un vânt puternic prin jeturi relativiste. ceea ce conduce la o restricție suplimentară de stea, ca găuri negre masive arunca particule de radiofrecventa care radiază cu o viteză aproape de lumină, prevenind formarea de noi galaxii stele îmbătrânire [18]. Cu toate acestea, emisia radio în jurul jetului poate provoca, de asemenea, formarea stelelor. În plus, atenuarea jetului poate iniția formarea stelelor într-o coliziune cu un nor [19].
La începutul prăbușirii, norul molecular se sparge în clustere mai mici, urmând un comportament decent, până când fragmentele formează o nouă masă stelară. În fiecare dintre aceste grupări, materia gazoasă este distrusă, ceea ce duce la emisia de energie datorată eliberării energiei potențiale gravitaționale. Pe măsură ce densitatea continuă să crească, masele devin opace și, treptat, emit energie mai puțin și mai puțin eliberată. Aceasta mărește temperatura maselor și împiedică zdrobirea lor în continuare. Particulele se condensează în sferele rotative ale gazului, care sunt embrioni stelari [20].
Odată cu procesul de distrugere a norului, apar fenomene precum turbulența, fluxurile macroscopice, rotațiile, apariția unui câmp magnetic și schimbările în geometria norii [21] [22]. Ambele câmpuri de rotație și magnetice pot împiedica degradarea norului. Turbulența joacă un rol important în declanșarea fragmentării norului, iar la scară mică contribuie la prăbușire [23].
Norul molecular în timpul colapsului gravitațional continuă să se contracteze până când energia gravitațională dispare. Energia excesivă este cea mai mare parte pierdută prin radiații. Cu toate acestea, norul devine contractant în cele din urmă opac la propria radiație, ceea ce duce la o creștere puternică a temperaturii - pana la 60-100 particulelor de praf K. emit spectrul în infraroșu de undă lungă într-o regiune în care norul este transparent. Astfel, praful contribuie la degradarea ulterioară a norului [24].
În timpul compresiei, densitatea norului crește mai aproape de centru și devine opac optic atunci când ajunge la aproximativ 10-13 grame pe centimetru cub. Locul celei mai mari acumulări de masă se numește primul nucleu hidrostatic, unde începe procesul de creștere a temperaturii, care este determinat de teorema viulară. Gazul cade în direcția zonei opace care se ciocnește cu acesta și creează unde de șoc, care încălzesc în plus miezul.
O imagine compusă de stele tinere în jurul unui nor molecular în constelația Cepheus
Parte a unei rețele complexe constând din nori de gaze și grupuri de stele într-o galaxie vecină, un mare nori Magellanic
Nașterea unui protostar este, de asemenea, însoțită de formarea unui disc circumscris. Servește ca un fel de rezervor pentru formarea ulterioară a stelei. În special, când masa și temperatura stelei ating puncte suficiente, forța gravitațională determină procesul de îmbinare a stelei și a discului. Problema discului "ploaie" cade pe suprafața stelei. În această etapă de formare a jetului bipolar numit Herbig - Haro - mici zone ale nebuloasei, care sunt rezultatul acumulării de energie în exces în stea și expulzarea ulterioară a masei materiei stea.
Când procesul de creștere a stelelor din cauza gazelor și prafului din jur se oprește, nu este încă o stea în sine. și se numește "stea până la secvența principală" sau pur și simplu "star-PMS". Principala sursă de energie pentru aceste obiecte este procesul de compresie gravitațională, spre deosebire de arderea de hidrogen în "stelele mature". Procesul de compresie continuă în conformitate cu traseul vertical evolutiv al lui Hayashi în diagrama Hertzsprung-Russell [27]. până când atinge punctul limită, urmată de o fază de compresie în conformitate cu mecanismul Kelvin-Helmholtz. În a doua fază, temperatura stelei nu se mai schimbă. Dacă masa stelei este mai mare de 0,5 M ⊙>. ea continuă să fie comprimat în conformitate cu Henyey urmări și încălzit la până în interiorul său nu va începe fuziunea nucleară a hidrogenului în heliu. [28].
Din momentul în care hidrogenul începe să ardă în centrul stelei, este considerat deja o stea cu drepturi depline. În mediul științific, stadiul protostarului în formarea stea este compilat pe baza unei mase egale cu M ⊙>. astfel procesul de formare a unei stele mai masive poate dura o perioadă mai scurtă de timp și poate fi însoțit de alte procese.
În special, dacă este vorba despre un protostea masiv, (cu o masă mai mare de 8 M ⊙>), apoi puternic radiatii incidente radiatii previne mama [29]. Anterior, se credea că, datorită acestei radiații poate opri procesul de comprimare în continuare a protostele masive, și pentru a preveni formarea de stele, cu mase mai mult de câteva zeci de mase solare. Cu toate acestea, studii recente au arătat că energia de radiație poate fi eliberată sub forma unor jeturi puternice, care contribuie la curețe suprafața protostea și permițându-i să continue să comunice cu discul circumstelar de materie [30] [31].
Evoluția ulterioară a stelei este studiată în astrofizică, ca o evoluție stelară.
Articole similare
Trimiteți-le prietenilor: