Formování hvězd

Vznik hvězd je proces formování hvězd z mezihvězdného prostředí v měřítku galaxií . Vznik hvězd je největší proces v galaxii. Tento proces a jeho historie určují strukturu galaxie a její svítivost , barvu a spektrální charakteristiky , stejně jako chemické složení jejích hvězd a plynu .

Známkou aktivní tvorby hvězd v galaxii je přítomnost hmotných hvězd, které žijí krátkou dobu, a objektů s nimi spojených: oblasti H II , mladé hvězdokupy a asociace a také typy Ib, Ic a II . supernovy . V případě, že je galaxie dostatečně daleko a takové objekty jsou jednotlivě nerozeznatelné, mohou nepřímé znaky naznačovat vznik hvězd, například silné záření v emisních čarách , zejména v H-alfa , které je vytvářeno emisními mlhovinami .

V mezihvězdném prostředí jsou obří molekulární mračna , jejichž hustota hmoty je vyšší než v okolním prostoru. Při dostatečně velké hmotě se mohou začít smršťovat, fragmentovat a vznikat v nich hvězdy. V každém okamžiku se na tvorbě hvězd podílí pouze malá část mezihvězdného plynu a téměř vždy se vyskytuje na discích galaxií , v oblastech tvorby hvězd o velikosti od desítek do několika set parseků . Tvorba hvězd v takové oblasti netrvá déle než desítky milionů let, poté většina plynu opustí hvězdný komplex, nejjasnější hvězdy dokončí svůj vývoj , nestabilní hvězdné systémy se rozpadají a hvězdy komplexu se rozdělí mezi ostatní. z hvězd.

Aktivita tvorby hvězd v galaxiích je popsána rychlostí tvorby hvězd (SFR), což je celková hmotnost hvězd, které se v galaxii vytvoří za jednotku času. Ve spirálních galaxiích je tedy SFR obvykle 1–10 M ⊙ /rok, zatímco v eliptických a lentikulárních galaxiích je až na velmi vzácné výjimky mnohem nižší než 1 M ⊙ /rok. V naší Galaxii se SFR rovná přibližně 2 M ⊙ /rok. Také formování hvězd je charakterizováno funkcí počáteční hmotnosti (IMF) - to je funkce rozložení hvězd podle hmotnosti během formování. Čím menší je hmotnost hvězdy, tím více takových hvězd vzniká: u hvězd hmotnějších než 1 M ⊙ má funkce počtu hvězd o hmotnosti od do tvar mocninné funkce , kde je 2,35. U méně hmotných hvězd jejich počet neroste s hmotností tak rychle a má maximum v rozmezí 0,1–1 M ⊙ . $dN$ $M$ $M+dM$ $dN\propto M^{-\alpha }dM$ $\alpha$

Popis

Vznik hvězd je rozsáhlý proces formování hvězd z mezihvězdného prostředí . Termín "vznik hvězd" se týká procesu formování hvězd v měřítku galaxií , zatímco " tvorba hvězd " se týká tvorby jednotlivých hvězd. Oba tyto procesy jsou však někdy označovány jako vznik hvězd [1] [2] .

Vznik hvězd je největší proces v galaxii. Tento proces a jeho historie určují strukturu galaxie a její svítivost , barvu a spektrální charakteristiky , stejně jako chemické složení jejích hvězd a plynu . Známkou aktivní tvorby hvězd v galaxii je přítomnost hmotných hvězd, které žijí krátkou dobu, a objektů s nimi spojených: oblasti H II , mladé hvězdokupy a asociace a také typy Ib, Ic a II . supernovy [3] . Například lentikulární a spirální galaxie jsou si v mnoha ohledech podobné a rozdíly mezi nimi jsou způsobeny aktivitou tvorby hvězd. V prvním případě k tvorbě hvězd prakticky nedochází a ve druhém k němu dochází a je soustředěno do spirálních ramen , která vystupují na pozadí zbytku galaxie s velkým počtem mladých hvězd a příbuzných objektů [4] [5] .

Pokud je galaxie dostatečně daleko a takové objekty jsou jednotlivě nerozeznatelné, nepřímé znaky mohou naznačovat vznik hvězd [3] :

Silná emise v emisních čarách , zejména v H-alfa , která je produkována emisními mlhovinami ;
Zvýšená svítivost v modrém a ultrafialovém světle vyzařovaném mladými hmotnými hvězdami;
Zvýšená svítivost ve vzdálené infračervené oblasti , ve které září zahřátý prach ;
Velký tok tepelného a synchrotronového záření v rádiovém dosahu v důsledku interakce hmotných hvězd s prostředím: když se plyn zahřívá a ionizuje, vytváří tepelné záření a během vzplanutí takových hvězd, jako jsou supernovy, vstupují relativistické elektrony do mezihvězdné prostředí vytvářející synchrotronové záření;
Zvýšená svítivost rentgenového záření , vytvořená horkým plynem.

Proces

Vznik hvězd

V mezihvězdném prostředí jsou obří molekulární mračna , jejichž hustota hmoty je vyšší než v okolním prostoru. Při dostatečně velké hmotnosti oblaku v něm může vzniknout gravitační nestabilita a začne se hroutit. Limitní hmota pro začátek kolapsu, nazývaná Jeansova hmota, závisí na teplotě oblaku a také na jeho velikosti či hustotě. Pro podmínky, které jsou pozorovány v molekulárních oblacích, je to 10 3 —10 5 M ⊙ [6] [7] .

Zpočátku se při kompresi hustota oblaku zvyšuje, ale teplota se nemění: zatímco je oblak průhledný, jeho zahřívání v důsledku stlačení je kompenzováno vlastním zářením. Proto Jeansova hmotnost klesá a v oblaku vystupují menší oblasti, které se začínají jednotlivě hroutit - k fragmentaci dochází až do hmotnosti 0,01 M ⊙ . Tento jev vysvětluje, proč jsou hmotnosti hvězd mnohem menší než hmotnost Jeans pro počáteční mrak a proč se hvězdy tvoří ve skupinách – v hvězdokupách a asociacích [6] [7] . V určitém okamžiku se zmenšující se fragmenty stanou neprůhlednými, dosáhnou hydrostatické rovnováhy a stanou se hvězdami [8] .

Oblasti vzniku hvězd

V každém okamžiku se na tvorbě hvězd podílí pouze malá část mezihvězdného plynu a téměř vždy se vyskytuje na discích galaxií , v oblastech tvorby hvězd o velikosti od desítek do několika set parseků . Plyn je v nich rozmístěn a ohříván nerovnoměrně, nejhustší oblasti v nich rychleji chladnou a stávají se gravitačně vázány a rodí se v nich hvězdy. V důsledku toho se hvězdy soustřeďují do malých shluků nebo asociací, jejichž stáří je několik milionů let. Hvězdná složka takového systému se nazývá hvězdný komplex a složka plynu se nazývá plynový komplex. Tvorba hvězd v takové oblasti netrvá déle než desítky milionů let, poté většina plynu opustí hvězdný komplex, nejjasnější hvězdy dokončí svůj vývoj , nestabilní hvězdné systémy se rozpadají a hvězdy komplexu se rozdělí mezi ostatní. z hvězd. Tvorba plynového komplexu a příprava na vznik hvězd trvá asi 10 8 let a stejné množství trvá zničení hvězdných komplexů [9] .

Procesy ovlivňující tvorbu hvězd

Mezi hvězdami a plynem existuje zpětná vazba: zrozené hvězdy ovlivňují plyn, ve kterém se tvoří. Toto spojení může jak stimulovat, tak potlačovat tvorbu hvězd – v takových případech se hovoří o pozitivní, respektive negativní zpětné vazbě. Například mladé hmotné hvězdy vytvářejí silné hvězdné větry a některé z nich explodují jako supernovy typu II několik milionů let po vzniku. Při výbuchu supernovy se značná část energie přenese do mezihvězdného prostředí, zejména v něm vznikají rázové vlny . To vede k prudkému stlačení plynu, a proto je tvorba hvězd rychlejší. Na druhou stranu přílišná tvorba hvězd ohřívá plyn a vyhazuje ho z plynového komplexu nebo dokonce ven z galaxie, čímž se tvorba hvězd zastaví. Naopak, pokud se hvězdy přestanou rodit, plyn dostává méně energie, turbulentní pohyby v něm ustávají a dochází ke kontrakci, což vede k pokračování tvorby hvězd. Vznik hvězd je tedy samoregulační proces [10] [11] .

Kromě zpětné vazby mohou vznik hvězd ovlivnit i další procesy a jevy. Například rotace plynových mračen a přítomnost magnetického pole v nich brání jejich kolapsu, čímž brání zrození hvězd. Vlny hustoty ve spirálních galaxiích vedou k zhuštění plynu a aktivaci tvorby hvězd v jejich spirálních ramenech [11] . Srážka galaxií, ve kterých je dostatek plynu, vede ke koncentraci plynu v jádře, v důsledku čehož v něm dochází k silnému, ale krátkodobému výbuchu hvězdotvorby [12] .

Možnosti

Rychlost tvorby hvězd

Rychlost vzniku hvězd (SFR, z anglického star formation rate ) je celková hmotnost hvězd, která se vytvoří v galaxii za jednotku času. Ve spirálních galaxiích je tedy SFR obvykle 1–10 M ⊙ /rok, zatímco v eliptických a lentikulárních galaxiích je až na velmi vzácné výjimky mnohem nižší než 1 M ⊙ /rok [13] . V naší Galaxii se SFR rovná přibližně 2 M ⊙ /rok [14] . Pokud je rychlost tvorby hvězd v galaxii velmi vysoká, pak se říká, že galaxie prochází výbuchem hvězdné formace - v tomto případě může SFR překročit normální hodnotu 1000krát [15] [16] .

Různé odhady rychlosti tvorby hvězd pro stejnou galaxii mohou poskytnout výsledky, které se liší faktorem 2–3, což je způsobeno především zvláštnostmi použitých modelů vývoje hvězd a parametry funkce počáteční hmotnosti (viz níže ) pro různá měření. Dalším důvodem je, že rychlost vzniku hvězd nelze odhadnout v daném okamžiku, ale pouze průměr za určité období, který se liší pro různé ukazatele vzniku hvězd. Intenzita emisních čar a radiové emise je tedy spojena se SFR za posledních několik milionů let a ultrafialové záření je vytvářeno masivními hvězdami, které nežijí déle než desítky milionů let. Infračervené záření může být také spojeno s méně hmotnými hvězdami, takže jeho síla odráží rychlost tvorby hvězd za posledních 10 8 let a pro „modré“ barevné indikátory , například B−V , se toto období zvyšuje na 10 9 let. Využití různých indikátorů vzniku hvězd tedy umožňuje odhadnout její historii za poslední miliardu let [13] .

Indikátory vzniku hvězd navíc naznačují pouze zrod dostatečně hmotných hvězd, zatímco hvězdy s nízkou hmotností se při zrození prakticky neprojevují. Lze tedy přímo určit, kolik hmotných hvězd se rodí, a počet a příspěvek málo hmotných hvězd k SFR lze pouze odhadnout z funkce rozdělení hmoty hvězd, počáteční hmotnostní funkce [17] .

Poměry

Protože hvězdy vznikají z plynu (viz výše ), čím více plynu je v galaxii, tím vyšší by měla být rychlost tvorby hvězd. Číselně je tato závislost vyjádřena empirickým Kennicutt-Schmidtovým zákonem : povrchová hustota vodíku (celkem v atomové a molekulární formě) souvisí s rychlostí tvorby hvězd ve stejné oblasti vztahem . Pro objemovou hmotnost molekulárního vodíku má obdobná závislost charakter [18] . $\sigma$ ${\text{SFR}}\propto \sigma ^{1.4}$ $\rho _{H_{2}}$ ${\text{SFR}}\propto \rho _{H_{2}}$

Další vztah používaný k odhadu SFR se nazývá Kennicuttův vzorec a dává tuto hodnotu do souvislosti se svítivostí galaxie v linii H-alfa , označené . Vztah mezi těmito dvěma veličinami je lineární, a pokud je SFR vyjádřen v M ⊙ /rok a v erg /s, pak vzorec nabývá tvaru [19] . $L_{H_{\alpha ))$ $L_{H_{\alpha ))$ ${\text{SFR}}=7,9\cdot 10^{-42}L_{H_{\alpha }}$

Efektivita tvorby hvězd

Další veličinou spojenou s rychlostí tvorby hvězd je efektivita vzniku hvězd (SFE ) . Vyjadřuje se jako , kde je hmotnost plynu v galaxii [20] . Reciproční hodnota SFE má rozměr času a z hlediska významu je to období, během kterého se zásoby plynu v galaxii e -krát sníží, pokud nebudou doplněny. Tato hodnota slabě závisí na hmotnosti galaxie: u spirálních galaxií je doba vyčerpání plynu 10 9 -10 10 let, u nepravidelných galaxií je to několikanásobně delší. Nejdelší doba vyčerpání je pozorována u galaxií s nízkou povrchovou jasností a na okrajích diskových galaxií , kde tato hodnota může přesáhnout 10 10 let. Naopak v galaxiích s výbuchem hvězd je doba vyčerpání obvykle 10 8 —10 9 let, takže výbuchy hvězd nemohou být dlouhodobými událostmi [15] [21] . ${\text{SFE}}={\text{SFR}}/M_{\text{gas}}$ $M_{\text{gas))$

Funkce počáteční hmotnosti

Počáteční hmotnostní funkce (IMF) je funkce rozložení hmoty hvězd během formování. Je známo, že čím menší je hmotnost hvězd, tím více jich je v jakékoli hvězdné soustavě a většina hmoty připadá na hvězdy s nízkou hmotností. Vzhledem k tomu, že indikátory vzniku hvězd indikují zrození pouze hmotných hvězd, je znalost přesné formy IMF nezbytná, aby bylo možné z počtu hmotných hvězd odhadnout, kolik hvězd s nízkou hmotností se zrodí spolu s nimi [17] .

Jeden z široce používaných NPM vypočítal Edwin Salpeter již v roce 1955 - nazýval se Salpeterova funkce. Pro počet hvězd o hmotnosti od do má tvar mocninné funkce , kde je 2,35. Pro hmotnosti větší než 1 M ⊙ tento odhad zůstává relevantní, ale pro méně hmotné hvězdy bylo zjištěno, že s klesající hmotností jejich počet roste pomaleji, než předpovídá Salpeterova funkce, a má maximum v rozmezí 0,1–1 M ⊙ . Moderní modely NFM tuto okolnost berou v úvahu: pro malé hmotnosti mohou používat jiné hodnoty nebo funkce může mít jiný tvar [17] [22] [23] . $dN$ $M$ $M+dM$ $dN\propto M^{-\alpha }dM$ $\alpha$ $\alpha$

S největší pravděpodobností je NPM obecně univerzální pro různé galaxie, jedinou výjimkou jsou extrémní podmínky. Například v hvězdokupě ve středu naší Galaxie je IMF pro masivní hvězdy popsána mocninnou funkcí s přibližně 1,7 [23] . $\alpha$

Poznámky

↑ Shustov B. M. Hvězdná formace . Velká ruská encyklopedie . Získáno 25. listopadu 2021. Archivováno z originálu dne 15. června 2022. (neurčitý)
↑ Zasov, Postnov, 2011 , pp. 153-158, 404-405.
↑ 1 2 Zasov, Postnov, 2011 , pp. 404-406.
↑ Marochnik L. S. Spirální struktura galaxií . Vesmírná fyzika . Astronet . Získáno 28. listopadu 2021. Archivováno z originálu dne 28. listopadu 2021. (neurčitý)
↑ Surdin et al., 2017 , pp. 354-355.
↑ 1 2 Kononovich, Moroz, 2004 , str. 386-387.
↑ 1 2 Salaris, Cassisi, 2005 , pp. 106-110.
↑ Zásov, Postnov, 2011 , str. 153-161.
↑ Zásov, Postnov, 2011 , str. 408-410.
↑ Zásov, Postnov, 2011 , str. 410-412.
↑ 1 2 Marochnik L. S. Tvorba hvězd . Vesmírná fyzika . Astronet . Získáno 29. listopadu 2021. Archivováno z originálu dne 28. listopadu 2021. (neurčitý)
↑ Surdin et al., 2017 , str. 328-329.
↑ 1 2 Zásov, Postnov, 2011 , str. 405-408.
↑ Chomiuk L., Povich MS Směrem ke sjednocení určování rychlosti tvorby hvězd v Mléčné dráze a dalších galaxiích // The Astronomical Journal . - Bristol: IOP Publishing , 2011. - 1. prosince ( sv. 142 ). — S. 197 . — ISSN 0004-6256 . - doi : 10.1088/0004-6256/142/6/197 . Archivováno z originálu 17. května 2022.
↑ 12 Galaxie s výbuchem hvězd . Astronomie . Melbourne: Swinburne University of Technology . Získáno 27. listopadu 2021. Archivováno z originálu dne 9. listopadu 2021. (neurčitý)
↑ Galaxie s výbuchem hvězd: Perspektiva umělce . ESO . Získáno 27. listopadu 2021. Archivováno z originálu dne 27. listopadu 2021. (Ruština)
↑ 1 2 3 Zásov, Postnov, 2011 , str. 406-407.
↑ Surdin et al., 2017 , pp. 332-335.
↑ Zásov, Postnov, 2011 , str. 405.
↑ Shaldenkova E. S. Efektivita tvorby hvězd . Astronet . Získáno 28. listopadu 2021. Archivováno z originálu dne 28. listopadu 2021. (neurčitý)
↑ Zásov, Postnov, 2011 , str. 413-415.
↑ Krumholz, 2014 , str. 103.
↑ 1 2 Offner SSR, Clark PC, Hennebelle P., Bastian N., Bate MR Původ a univerzálnost hvězdné počáteční hmotnostní funkce // Protostars and Planets VIz / eds. H. Beuther, RS Klessen, C. P. Dullemond, Th. Henning. - Tuson: University of Arizona Press, 2014. - ISBN 9780816531240 . Archivováno 13. prosince 2021 na Wayback Machine

Literatura

Galaxie / ed. V. G. Surdin . — 2., opraveno a doplněno. — M .: Fizmatlit , 2017. — 432 s. — ISBN 978-5-9221-1726-5 .
Zasov A. V., Postnov K. A. Obecná astrofyzika . - 2. vyd. opravit a doplňkové - Fryazino: Vek 2, 2011. - 576 s. — ISBN 978-5-85099-188-3 .
Kononovich E. V., Moroz V. I. Obecný kurz astronomie / ed. V. V. Ivanova . — 2., opraveno. — M .: URSS , 2004. — 544 s. — ISBN 5-354-00866-2 .
Salaris M., Cassisi S. Evoluce hvězd a hvězdných populací . - Chichester: John Wiley & Sons , 2005. - 388 s. — ISBN 978-0-470-09219-X .
Krumholz MR Velké problémy při formování hvězd: Rychlost formování hvězd, shlukování hvězd a funkce počáteční hmotnosti // Physics Reports. - Amsterdam: Elsevier , 2014. - 1. června ( sv. 539 ). — S. 49–134 . — ISSN 0370-1573 . - doi : 10.1016/j.physrep.2014.02.001 .

Slovníky a encyklopedie	Velký Rus

mezihvězdné médium
Komponenty	mezihvězdný plyn mezihvězdný prach mezihvězdný oblak kosmické paprsky Magnetické pole
mlhoviny	Difuzní (světelná) mlhovina temná mlhovina emisní mlhovina reflexní mlhovina pozůstatek supernovy planetární mlhovina protoplanetární mlhovina
Oblasti vzniku hvězd	molekulární mrak Kulička Kraj H II
Cirkumstelární útvary	Circumstellar disk ( Akreční disk protoplanetární disk zbytkový disk ) Polární tryskové proudy Herbig Object - Haro
Záření	Hvězdný vítr