Formování hvězd

Vznik hvězd  ( starformation ) je počátečním stádiem vývoje hvězd , ve kterém se mezihvězdné mračno mění v hvězdu . V tomto procesu se oblak smršťuje a fragmentuje, stává se neprůhledným pro své vlastní záření a stává se protohvězdou . V této fázi hmota vnějších částí mraku narůstá na protohvězdu , a když je narůstání dokončeno, stává se hvězdou před hlavní sekvencí , vyzařující díky své vlastní kompresi. V jádru hvězdy postupně začínají termonukleární reakce , po kterých je formace dokončena a hvězda přechází do hlavní posloupnosti .

Proces

Termín „vznik hvězd“ nebo „vznik hvězd“ označuje proces vzniku jedné hvězdy, zatímco „ tvorba hvězd “ obvykle označuje rozsáhlý proces vzniku hvězd v galaxii [1] . Oba tyto procesy jsou však někdy označovány jako vznik hvězd [2] .

Molecular Cloud Compression

Mezihvězdné prostředí v galaxiích se skládá převážně z vodíku a hélia , podle počtu atomů těchto prvků z 90 %, respektive z 10 %. Navíc asi procento jeho hmotnosti tvoří mezihvězdný prach . Ve většině oblastí se teplota pohybuje od 100 do 106 K a koncentrace částic  je od 10-3 do 10 cm- 3 . V mezihvězdném prostředí se nacházejí obří molekulární mračna o hmotnosti 10 5 —10 6 M ⊙ , teplotě 10 až 100 K a koncentraci 10 až 100 cm −3 , která se stávají oblastmi vzniku hvězd [3] [4] .

S rozvojem gravitační nestability se mrak může začít zmenšovat. Nestabilita může být způsobena různými faktory, jako je srážka dvou mraků, průchod mraku hustým ramenem spirální galaxie nebo výbuch supernovy v dostatečně blízké vzdálenosti, jejíž rázová vlna se může srazit s molekulární mrak. Navíc při srážkách galaxií začíná častěji docházet ke srážkám plynových mračen, což vysvětluje nárůst rychlosti tvorby hvězd [5] .

Podle viriálního teorému je mrak stabilní, když součet dvojnásobku kinetické energie a potenciální energie je nulový. Pokud je tento součet menší než nula, dochází ke gravitační nestabilitě. Při konstantní hustotě oblaku o poloměru roste úměrně modul potenciální energie (sám je záporný) a úměrně roste součet hodnot kinetické energie všech molekul . Dostatečně velký cloud se tedy smrští. Pokud považujeme oblak za kulový a nerotující, pak s hmotností oblaku , poloměrem , molární hmotností jeho plynu a teplotou můžeme zapsat podmínku, za které se oblak stlačí [6] [7] :

,

kde  je gravitační konstanta ,  je univerzální plynová konstanta . Pokud vyjádříme , kde  je hustota oblaku, dostaneme podmínku [7] :

.

Množství se nazývá Jeansova hmotnost. Pro podmínky, které jsou pozorovány v molekulárních oblacích, je to 10 3 -10 5 M ⊙ . Jak se oblak smršťuje, musí houstnout a zahřívat se, ale dokud je oblak průhledný pro záření, zahřátý plyn a prach vyzařují energii a tím se ochlazují [6] [8] .

Z tohoto důvodu probíhá komprese izotermicky s dobrou přesností . Vlivem nárůstu hustoty oblaku se Jeansova hmota při stlačování zmenšuje a v oblaku vystupují části menší velikosti a hmoty, které se začnou stlačovat odděleně jedna od druhé. Tento proces se nazývá fragmentace oblaku starburst a fragmentace může nastat opakovaně, dokud se oblak nestane neprůhledným pro své vlastní záření, což výrazně zpomalí proces ochlazování a zabrání Jeansovi v úbytku hmoty. To vysvětluje, že hvězdy se tvoří většinou ve skupinách. Zdaleka ne veškerá hmota oblaku se nakonec změní na hvězdy: v průměru, pokud více než 30 % hmoty oblaku přejde na hvězdy, vytvoří se gravitačně vázaná hvězdokupa , ale nejčastěji se ukáže efektivita vzniku hvězd být nižší a tvoří se hvězdné asociace [6] [9] [ 10] .

Fenomén fragmentace navíc vysvětluje, proč jsou hmotnosti hvězd mnohem menší než hmotnost Jeans pro původní mrak. Minimální hmotnost oblaku, který může vzniknout v důsledku fragmentace, je asi 10 −2 M ⊙ . Pokud je však obsah prvků těžších než helium v ​​materiálu mraku velmi nízký, pak je chlazení mnohem méně účinné a mrak se mnohem méně tříští. Předpokládá se, že úplně první hvězdy vznikly podle tohoto scénáře z hmoty vzniklé během prvotní nukleosyntézy : tyto hvězdy by měly mít hmotnost většinou alespoň 100 M ⊙ a existovat velmi krátkou dobu [6] [9] [11] .

Mraky, které se již začaly hroutit, jsou často pozorovány jako globule  – tmavé mlhoviny s hmotností řádově 100 M⊙ a rozměry řádově parsek . Někdy obsahují i ​​objekty blíže dokončení formace: hvězdy T Tauri a objekty Herbig-Haro [12] .

Protostar stage

Ke stlačování oblaku dochází nerovnoměrně a nějakou dobu po začátku stlačování se v oblaku vytvoří hydrostaticky rovnovážné jádro – obvykle se má za to, že od tohoto okamžiku je jádrem oblaku protohvězda [9] [13] . Téměř bez ohledu na hmotnost oblaku bude hmotnost jádra 0,01 M ⊙ a poloměr bude několik AU. a teplota ve středu je 200 K. Narůstání vnějších vrstev mraku na jádro vede ke zvýšení jeho hmotnosti a teploty, ale při teplotě 2000 K se jeho růst zastaví, protože energie je vynaložena na rozpad molekul vodíku. V určitém okamžiku je rovnováha narušena a jádro se začíná smršťovat. Dalšího rovnovážného stavu je dosaženo pro menší, nyní ionizované jádro o hmotnosti 0,001 M ⊙ , poloměru asi 1 R ⊙ a teplotě 2⋅10 4 K . Jádro vyzařující v optické oblasti je zároveň skryto před okolním prostorem obalem, který má mnohem nižší teplotu a vyzařuje pouze v infračervené oblasti [9] [14] .

Narůstání vnějších vrstev pokračuje a hmota dopadající na jádro rychlostí 15 km/s vytváří rázovou vlnu . Látka kulovitého obalu dopadá na jádro, ionizuje se, a když většina materiálu dopadne na protohvězdu, stane se dostupnou pro pozorování [15] . Do tohoto okamžiku probíhá stlačování vnějšího pláště podle dynamické časové škály , to znamená, že jeho trvání odpovídá době trvání volného pádu látky, kterému nebrání tlak plynu [16] .

U protohvězd o dostatečně velké hmotnosti rostoucí tlak záření a hvězdný vítr odfouknou část materiálu obalu a může vzniknout Herbig-Harův objekt [10] [15] [17] . Navíc, protostar může stále mít protoplanetární disk , sestávající z hmoty, která se na hvězdě neakretovala; následně se může vyvinout v planetární systém [14] [18] . Proces vzniku planet je pozorován např. u hvězdy HL Taurus [19] .

Hvězdná fáze do hlavní sekvence

Protohvězdy, kterým již došla akrece skořápky, se někdy rozlišují na samostatný typ: hvězdy před hlavní sekvencí . V anglicky psané literatuře se takovým objektům již neříká protostars, ale existuje termín „young stellar object“ ( angl.  young stellar object ), který spojuje protohvězdy a hvězdy až do hlavní sekvence [14] [20] .

Pozici protohvězdy v této fázi lze zaznamenat na Hertzsprung-Russellově diagramu : protohvězda, která má nízkou teplotu a vysokou svítivost, je v její pravé horní části. Dokud ve hvězdě nezačnou termojaderné reakce a ona uvolní energii vlivem gravitační kontrakce, pomalu se pohybuje směrem k hlavní posloupnosti [14] [9] [15] .

Jelikož jsou tato tělesa podporována vlastním tlakem, smršťují se mnohem pomaleji než v předchozí fázi – v tepelném časovém měřítku , tedy po dobu, během níž je polovina potenciální gravitační energie vynaložena na záření [16] . U nejhmotnějších hvězd to trvá asi 10 5 let a u nejméně hmotných asi 10 9 let. U Slunce tato etapa trvala 30 milionů let [9] [21] [22] [23] .

Mezi protohvězdami různých hmotností je kvalitativní rozdíl: protohvězdy s hmotností menší než 3 M ⊙ mají konvektivní zónu , která zasahuje do celé hloubky, zatímco ty s větší hmotností nikoli. Tento rozdíl vede k rozdílům v pozdějších fázích vývoje hvězd [9] [24] .

V roce 1961 Chushiro Hayashi (Hayashi) ukázal, že pokud je celý objem hvězdy obsazen konvektivní zónou, pak se při pomalé kompresi její teplota prakticky nemění a svítivost klesá - to odpovídá pohybu aktuální polohy hvězda svisle dolů na diagramu a taková dráha hvězdy se běžně nazývá Hayashi track . Hvězdy s hmotností v rozmezí od 0,3–0,5 M ⊙ (podle různých odhadů) do 3  M ⊙ přestávají mít během komprese konvektivní vrstvy a v určitém okamžiku opouštějí Hayashiho dráhu, zatímco hvězdy s hmotností menší než 0,3–0,5 M ⊙ jsou na dráze Hayashi po celou dobu komprese [9] [25] [26] .

Po opuštění dráhy Hayashi (u hvězd střední hmotnosti) nebo od samého počátku pomalé kontrakce (u hmotných hvězd) přestává být hvězda konvektivní a při kontrakci se začíná zahřívat, přičemž svítivost se mění nepatrně. To odpovídá pohybu doleva v diagramu a tato část cesty se nazývá Henyho dráha [25] [26] [27] .

Každopádně při kompresi se teplota ve středu hvězdy zvýší a v jádru hvězdy začnou probíhat termonukleární reakce  – u hvězd o nízké a střední hmotnosti nějakou dobu po začátku stlačování a u hvězd s hmotnost větší než 8 M ⊙  - ještě před zastavením akrece [28] . V raných fázích je to přeměna lithia a berylia na helium a tyto reakce produkují méně energie, než hvězda vyzařuje. Komprese pokračuje, ale zvyšuje se podíl termojaderných reakcí na uvolňování energie, jádro se dále zahřívá a při dosažení teploty 3–4 mil . K začíná přeměna vodíku na helium v ​​cyklu pp [13] .

V určitém okamžiku, pokud má hvězda hmotnost větší než 0,07-0,08 M ​​⊙ , se uvolnění energie v důsledku termonukleárních reakcí porovná se svítivostí hvězdy a komprese se zastaví - tento okamžik je považován za okamžik konce hvězdy. vznik hvězdy a její přechod do hlavní posloupnosti . Pokud má hvězda hmotnost menší, než je tato hodnota, mohou v ní po určitou dobu probíhat i termojaderné reakce, nicméně hmota hvězdy v jádře degeneruje dříve, než se komprese zastaví, takže se termonukleární reakce nikdy nestanou jediným zdrojem energie a komprese se nezastaví. Takové objekty se nazývají hnědí trpaslíci [9] [29] [30] .

Historie studia

První vědecky podložené myšlenky o vzniku hvězd formuloval v roce 1644 Rene Descartes , který věřil, že hvězdy a planety vznikají během vírového pohybu mezihvězdného prostředí [2] [31] .

V roce 1692 Isaac Newton navrhl, že pod vlivem gravitace může hmota kondenzovat a vytvářet hvězdy. I když takové hypotézy vznikly již před Newtonem, teprve s objevem zákona univerzální gravitace získaly tyto myšlenky fyzikální opodstatnění. Současně se otevíraly difúzní mlhoviny , které vypadaly, že zahušťují předhvězdnou hmotu. Na základě těchto úvah se objevila podrobná formulace Kant-Laplace-Schmidtovy hypotézy, podle které je hlavním mechanismem vzniku hvězd a planetárních soustav komprese rotujících oblaků [2] [32] .

Během následujících dvou století se postupně hromadily pozorovací informace o různých mlhovinách, které se vědci snažili shrnout do jediné teorie. Tak například William Herschel , který koncem 18. - začátkem 19. století objevil více než 2,5 tisíce mlhovin, předpokládal, že se v nich hvězdy formují v různých fázích, a rozdělil je do evoluční sekvence. V této sekvenci však Herschel také kombinoval objekty nesouvisející s tvorbou hvězd, zejména galaxie a planetární mlhoviny . Na druhou stranu temné mlhoviny , které ve skutečnosti souvisejí se vznikem hvězd, Herschel do své sekvence nezahrnul. V 19. století přispěl vynález fotografie a spektroskopie k dalšímu hromadění dat , což umožnilo studovat chemické složení mlhovin [32] .

Další důležitý krok ve vývoji teorie vzniku hvězd učinil James Jeans v roce 1902. Ve své teoretické práci "The Stability of a Spherical Nebula" studoval gravitační nestability a vypočítal hmotnost oblaku, při které by se měl začít smršťovat [33] .

Přitom procesy probíhající v mezihvězdných oblacích při formování ještě nejsou dostatečně dobře prozkoumány. Blízko modernímu pojetí protohvězd se objevilo díky Chushiro Hayashi , který modeloval protohvězdy a v roce 1966 publikoval článek popisující tyto objekty podrobně [34] . V budoucnu se hlavní myšlenky prakticky nezměnily, ale teorie byla zpřesněna: například Richard Larson výrazně zpřesnil některé hodnoty parametrů protohvězd během jejich evoluce [35] [36] .

Hvězdy v raných fázích formování byly pozorovány až koncem 80. let – hlavní problém spočíval v tom, že protohvězdy byly zpočátku skryty za hustým plynovým a prachovým obalem. Navíc samotný obal vyzařuje hlavně v infračervené oblasti , která je silně pohlcována zemskou atmosférou , což dále komplikuje pozorování ze zemského povrchu [37] . Po dlouhou dobu byly hlavním zdrojem informací o hvězdách v počáteční fázi evoluce hvězdy typu T Tauri , které byly identifikovány jako samostatný typ hvězd již v roce 1945 [15] [38] . Vesmírné infračervené dalekohledy jako Spitzer a Herschel také významně přispěly ke studiu protohvězd : například jen v oblaku Orion je nyní známo nejméně 200 protohvězd [39] [40] .

Až do poloviny 90. let byl aktuální problém vysokohmotných molekulárních mračen, ve kterých nejsou žádné známky vzniku hvězd. Klasickým vysvětlením bylo zamrzlé magnetické pole , které na dlouhou dobu bránilo kolapsu. Později se ukázalo, že téměř ve všech masivních oblacích jsou známky vzniku hvězd, ale objevil se další problém, v jistém smyslu opačný: procesy vzniku hvězd jsou pozorovány i v oblacích, ve kterých je většina vodíku v atomární formě. Lze to vysvětlit za předpokladu, že molekulární oblaka neexistují dlouhou dobu, ale vznikají v krátké době v důsledku srážek toků hmoty, kdy v nich rychle vznikají hvězdy [41] .

Poznámky

  1. ↑ Zasov, Postnov, 2011 , pp. 153-158, 404-405.
  2. ↑ 1 2 3 B. M. Shustov. Vznik hvězd . Velká ruská encyklopedie . Získáno 4. února 2021. Archivováno z originálu dne 15. června 2022.
  3. ↑ Kononovich, Moroz, 2004 , str. 386-387.
  4. ↑ Salaris, Cassisi, 2005 , str. 106.
  5. ↑ Sekce X, Hvězdný vývoj  . přednášky . Experimentální vesmírná plazmová skupina University of New Hampshire. Získáno 4. února 2021. Archivováno z originálu dne 19. srpna 2019.
  6. ↑ 1 2 3 4 Kononovich, Moroz, 2004 , str. 387.
  7. ↑ 1 2 Salaris, Cassisi, 2005 , str. 107.
  8. ↑ Salaris, Cassisi, 2005 , pp. 107-108.
  9. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 Surdin V. G. , Lamzin S. A. Protostars . Kde, jak a z čeho se tvoří hvězdy . Z mraku ke hvězdě . Astronet (1992) . Získáno 4. února 2021. Archivováno z originálu dne 23. září 2015.
  10. ↑ 1 2 Vznik a vývoj hvězd  . Encyklopedie Britannica . Encyklopedie Britannica Inc. Získáno 4. února 2021. Archivováno z originálu dne 6. května 2021.
  11. ↑ Salaris, Cassisi, 2005 , pp. 107-110.
  12. ↑ Kononovich, Moroz, 2004 , str. 390-391.
  13. ↑ 12 Karttunen a kol., 2007 , s. 244.
  14. ↑ 1 2 3 4 Richard B. Larson. Fyzika vzniku hvězd  (angl.)  // Reports on Progress in Physics . - Bristol: IOP Publishing , 2003. - Září ( vol. 66 , Iss. 10 ). - S. 1651-1697 . — ISSN 0034-4885 . - doi : 10.1088/0034-4885/66/10/R03 . Archivováno z originálu 7. dubna 2021.
  15. ↑ 1 2 3 4 Surdin V. G. , Lamzin S. A. Protostars . Kde, jak a z čeho hvězdy vznikají. . Co jsou protohvězdy? . Astronet (1992) . Získáno 18. února 2021. Archivováno z originálu dne 6. března 2012.
  16. ↑ 1 2 Evoluce hvězd . Katedra astronomie a kosmické geodézie . Tomská státní univerzita . Získáno 5. února 2021. Archivováno z originálu dne 13. července 2018.
  17. ↑ David Darling. Objekt  Herbig- Haro . Internetová encyklopedie vědy . Získáno 4. února 2021. Archivováno z originálu dne 29. dubna 2021.
  18. ↑ Kononovich, Moroz, 2004 , str. 356-358.
  19. ↑ [email protected]. Senzační snímek pořízený v ALMA ukazuje detaily procesu planetárního zrození . Evropská jižní observatoř . Získáno 26. února 2021. Archivováno z originálu dne 5. března 2021.
  20. ↑ RG Research: Young Stellar Objects . www.cfa.harvard.edu . Získáno 29. ledna 2021. Archivováno z originálu dne 24. listopadu 2017.
  21. ↑ Kononovich, Moroz, 2004 , str. 393-394.
  22. ↑ Karttunen a kol., 2007 , s. 243.
  23. ↑ I.-Juliana Sackmann, Arnold I. Boothroyd, Kathleen E. Kraemer. Naše Slunce. III. Současnost a budoucnost  //  The Astrophysical Journal . - Bristol: IOP Publishing , 1993. - 1. listopadu ( sv. 418 ). - str. 457 . — ISSN 0004-637X . - doi : 10.1086/173407 . Archivováno z originálu 26. února 2008.
  24. ↑ Kononovich, Moroz, 2004 , str. 399.
  25. ↑ 1 2 Darling D. Henyey track (downlink) . Internetová encyklopedie vědy . Získáno 4. února 2021. Archivováno z originálu dne 29. ledna 2010. 
  26. ↑ 12 Henyey track . Oxford Reference . Oxford University Press . Získáno 4. února 2021. Archivováno z originálu dne 15. července 2021.
  27. ↑ Henyey LG ; Lelevier R.; Levee RD Rané fáze hvězdné evoluce   // Přednášky . - San Francisco: The Astronomical Society of the Pacific , 1955. Archivováno z originálu 8. října 2020.
  28. ↑ Christopher F. McKee, Eve C. Ostriker. Theory of Star Formation  (anglicky)  // Annual Review of Astronomy and Astrophysics . - Palo Alto: Annual Reviews , 2007. - 1. září ( vol. 45 ). - str. 565-687 . - doi : 10.1146/annurev.astro.45.051806.110602 . Archivováno z originálu 13. července 2019.
  29. ↑ A. Burrows, W. B. Hubbard, D. Saumon, J. I. Lunine. Rozšířený soubor modelů hnědého trpaslíka a hvězd o velmi nízké hmotnosti  //  The Astrophysical Journal . - Bristol: IOP Publishing , 1993. - 1. březen ( sv. 406 ). - S. 158-171 . — ISSN 0004-637X . - doi : 10.1086/172427 . Archivováno z originálu 7. října 2019.
  30. ↑ Kononovich, Moroz, 2004 , str. 398.
  31. ↑ Surdin V. G. , Lamzin S. A. Protostars . Kde, jak a z čeho se tvoří hvězdy . Oživení zájmu o hvězdy . Astronet . Získáno 5. února 2021. Archivováno z originálu 1. prosince 2020.
  32. ↑ 1 2 Surdin V. G. , Lamzin S. A. Protostars . Kde, jak a z čeho se tvoří hvězdy . Od Newtona po Jeans . Astronet . Získáno 5. února 2021. Archivováno z originálu 1. prosince 2020.
  33. ↑ Surdin V. G. , Lamzin S. A. Protostars . Kde, jak a z čeho se tvoří hvězdy . Od džínů až po současnost . Astronet . Získáno 5. února 2021. Archivováno z originálu dne 28. listopadu 2020.
  34. ↑ Chushiro Hayashi. Evolution of Protostars  (anglicky)  // Annual Review of Astronomy and Astrophysics . - Paolo Alto: Annual Reviews , 1966. - Sv. 4 . — S. 171 . - doi : 10.1146/annurev.aa.04.090166.001131 .
  35. ↑ Surdin V. G. , Lamzin S. A. Protostars . Kde, jak a z čeho hvězdy vznikají. . Co jsou protohvězdy? . Astronet (1992) . Získáno 5. února 2021. Archivováno z originálu 6. března 2012.
  36. ↑ Richard B. Larson. Numerické výpočty dynamiky kolabující protohvězdy  // Měsíční zprávy Královské astronomické společnosti  . - N. Y .: Wiley-Blackwell , 1969. - 1. srpen ( sv. 145 , ses. 3 ). - str. 271-295 . — ISSN 0035-8711 . - doi : 10.1093/mnras/145.3.271 . Archivováno z originálu 10. září 2020.
  37. ↑ Hvězdičky  . _ Spitzerův vesmírný dalekohled NASA . NASA . Získáno 18. února 2021. Archivováno z originálu dne 13. listopadu 2020.
  38. ↑ Surdin V. G. , Lamzin S. A. Protostars . Kde, jak a z čeho se tvoří hvězdy . Hvězdy typu T Tauri . Astronet (1992) . Získáno 18. února 2021. Archivováno z originálu dne 23. září 2015.
  39. ↑ Průzkum Herschel Orion Protostars SED vyhovuje definitům katalogu . irsa.ipac.caltech.edu . Získáno 18. února 2021. Archivováno z originálu dne 14. dubna 2021.
  40. ↑ MM Dunham, AM Stutz, LE Allen, NJ, II Evans, WJ Fischer. Evoluce protohvězd: Postřehy z deseti let infračervených průzkumů se Spitzerem a Herschelem // Protohvězdy a planety VI  . — Tucson; Huston: The University of Arizona Press ; Lunar and Planetary Institute , 2014. - S. 195-218. — 945 s. - ISBN 978-0-8165-3124-0 . - doi : 10.2458/azu_uapress_9780816531240-ch009 .
  41. ↑ Zrození hvězd: Od vodíku ke hvězdným asociacím . PostScience . Získáno 18. února 2021. Archivováno z originálu dne 22. ledna 2021.

Literatura

  Přejděte na položku Wikidata  V bibliografických katalozích