Formarea stelare

Formarea stelelor este procesul de formare a stelelor din mediul interstelar la scara galaxiilor . Formarea stelelor este cel mai mare proces din galaxie. Acest proces și istoria sa determină structura galaxiei și luminozitatea , culoarea și caracteristicile spectrale , precum și compoziția chimică a stelelor și gazelor sale .

Un semn al formării stelare active în galaxie este prezența în ea a stelelor masive care trăiesc puțin timp, precum și a obiectelor asociate cu acestea: regiuni H II , grupuri și asociații de stele tinere , precum și tipul Ib, Ic și II . supernove . În cazul în care galaxia este suficient de departe și astfel de obiecte nu se pot distinge individual, semnele indirecte pot indica formarea stelelor, de exemplu, radiații puternice în liniile de emisie , în special în H-alfa , care este creată de nebuloasele de emisie .

În mediul interstelar există nori moleculari giganți , densitatea materiei în care este mai mare decât în spațiul înconjurător. Cu o masă suficient de mare, ele pot începe să se micșoreze, să se fragmenteze și se vor forma în ele stele. În fiecare moment, doar o mică parte din gazul interstelar este implicat în formarea stelelor și aproape întotdeauna apare în discurile galaxiilor , în regiuni de formare a stelelor cu dimensiuni cuprinse între zeci și câteva sute de parsecs . Formarea stelelor într-o astfel de regiune durează nu mai mult de zeci de milioane de ani, după care cea mai mare parte a gazului părăsește complexul stelar, cele mai strălucitoare stele își finalizează evoluția , sistemele stelare instabile se descompun, iar stelele complexului sunt distribuite între restul. a stelelor.

Activitatea de formare a stelelor în galaxii este descrisă de rata de formare a stelelor (SFR), care este masa totală a stelelor care se formează într-o galaxie pe unitatea de timp. Astfel, în galaxiile spirale, SFR este de obicei de 1–10 M ⊙ /an, în timp ce în galaxiile eliptice și lenticulare este mult mai mic decât 1 M ⊙ /an, cu excepții foarte rare. În Galaxia noastră , SFR este aproximativ egal cu 2 M ⊙ /an. De asemenea, formarea stelelor este caracterizată printr -o funcție de masă inițială (IMF) - aceasta este o funcție a distribuției stelelor după masă în timpul formării. Cu cât masa unei stele este mai mică, cu atât se formează mai multe astfel de stele: pentru stelele mai masive de 1 M ⊙ funcția numărului de stele cu mase de la până are forma unei funcții de putere , unde este 2,35. Pentru stelele mai puțin masive, numărul lor nu crește cu masa la fel de repede și are un maxim în intervalul 0,1–1 M ⊙ . $dN$ $M$ $M+dM$ $dN\propto M^{-\alpha }dM$ $\alfa$

Descriere

Formarea stelelor este un proces pe scară largă de formare a stelelor din mediul interstelar . Termenul „formare stelară” se referă la procesul de formare a stelelor la scara galaxiei , în timp ce „ formarea stelelor ” se referă la formarea stelelor individuale. Cu toate acestea, ambele procese sunt uneori denumite formarea stelelor [1] [2] .

Formarea stelelor este cel mai mare proces din galaxie. Acest proces și istoria sa determină structura galaxiei și luminozitatea , culoarea și caracteristicile spectrale , precum și compoziția chimică a stelelor și gazelor sale . Un semn al formării stelare active în galaxie este prezența în ea a stelelor masive care trăiesc puțin timp, precum și a obiectelor asociate cu acestea: regiuni H II , grupuri și asociații de stele tinere , precum și tipul Ib, Ic și II . supernove [3] . De exemplu, galaxiile lenticulare și spirale sunt similare în multe privințe, iar diferențele dintre ele se datorează activității de formare a stelelor. În prima, formarea stelelor practic nu are loc, iar în cea din urmă, aceasta are loc și este concentrată în brațe spiralate , care ies în evidență pe fundalul restului galaxiei cu un număr mare de stele tinere și obiecte înrudite [4] [5] .

Dacă galaxia este suficient de departe și astfel de obiecte nu se pot distinge individual, semnele indirecte pot indica formarea stelelor [3] :

Emisie puternică în liniile de emisie , în special în H-alfa , care este produsă de nebuloasele de emisie ;
Luminozitate crescută în lumina albastră și ultravioletă emisă de stele masive tinere;
Luminozitate crescută în infraroșu îndepărtat, în care strălucește praful încălzit ;
Un flux mare de radiații termice și sincrotron în domeniul radio datorită interacțiunii stelelor masive cu mediul înconjurător: atunci când gazul este încălzit și ionizat, creează radiații termice, iar în timpul izbucnirii unor stele precum supernove, electroni relativiști intră în mediu interstelar , creând radiație sincrotron;
Luminozitate crescută a razelor X , creată de gazul fierbinte.

Proces

Formarea stelelor

În mediul interstelar există nori moleculari giganți , densitatea materiei în care este mai mare decât în spațiul înconjurător. Cu o masă suficient de mare a norului, instabilitatea gravitațională poate apărea în el și începe să se prăbușească. Masa limitatoare pentru inceputul colapsului, numita masa Jeans, depinde de temperatura norului, precum si de marimea sau densitatea acestuia. Pentru condițiile care sunt observate în norii moleculari, este 10 3 —10 5 M ⊙ [6] [7] .

Inițial, în timpul compresiei, densitatea norului crește, dar temperatura nu se modifică: în timp ce norul este transparent, încălzirea sa datorată compresiei este compensată de propria sa radiație. Prin urmare, masa Jeans scade, iar regiunile mai mici ies în evidență în nor, care încep să se prăbușească individual - fragmentarea are loc până la o masă de 0,01 M ⊙ . Acest fenomen explică de ce masele de stele sunt mult mai mici decât masa Jeans pentru norul inițial și de ce stelele se formează în grupuri - în grupuri și asociații de stele [6] [7] . La un moment dat, fragmentele care se micșorează devin opace, ajung la echilibru hidrostatic și devin stele [8] .

Regiunile de formare a stelelor

În fiecare moment, doar o mică parte din gazul interstelar este implicat în formarea stelelor și aproape întotdeauna apare în discurile galaxiilor , în regiuni de formare a stelelor cu dimensiuni cuprinse între zeci și câteva sute de parsecs . Gazul din ele este distribuit și încălzit neuniform, regiunile cele mai dense din ele se răcesc mai repede și devin legate gravitațional, iar stelele se nasc în ele. Drept urmare, stelele sunt concentrate în grupuri mici sau asociații, a căror răspândire în vârstă este de câteva milioane de ani. Componenta stelară a unui astfel de sistem se numește complex stelar, iar componenta gazoasă, respectiv, se numește complex gazos. Formarea stelelor într-o astfel de regiune durează nu mai mult de zeci de milioane de ani, după care cea mai mare parte a gazului părăsește complexul stelar, cele mai strălucitoare stele își finalizează evoluția , sistemele stelare instabile se descompun, iar stelele complexului sunt distribuite între restul. a stelelor. Este nevoie de aproximativ 10 8 ani pentru formarea unui complex de gaze și pregătirea pentru formarea stelelor , și aceeași cantitate pentru distrugerea complexelor stelare [9] .

Procese care afectează formarea stelelor

Există un feedback între stele și gaz: stelele născute afectează gazul în care se formează. Această conexiune poate stimula și suprima formarea stelelor - în astfel de cazuri, se vorbește despre feedback pozitiv și, respectiv, negativ. De exemplu, stele tinere masive creează vânturi stelare puternice , iar unele dintre ele explodează ca supernove de tip II la câteva milioane de ani după formare. În timpul exploziei unei supernove, o parte semnificativă a energiei este transferată către mediul interstelar, în special unde de șoc apar în acesta . Acest lucru duce la o compresie bruscă a gazului, motiv pentru care formarea stelelor este mai rapidă. Pe de altă parte, prea multă formare de stele încălzește gazul și îl aruncă din complexul gazos sau chiar din galaxie, ceea ce oprește formarea stelelor. Dimpotrivă, dacă stelele încetează să se nască, atunci gazul primește mai puțină energie, mișcările turbulente din el se opresc și se contractă, ceea ce duce la continuarea formării stelelor. Astfel, formarea stelelor este un proces de autoreglare [10] [11] .

Pe lângă feedback, alte procese și fenomene pot influența și formarea stelelor. De exemplu, rotația norilor de gaz și prezența unui câmp magnetic în ei îi împiedică să se prăbușească, prevenind astfel nașterea stelelor. Undele de densitate din galaxiile spirale duc la densificarea gazelor și la activarea formării stelelor în brațele lor spiralate [11] . Ciocnirea galaxiilor în care există suficient gaz duce la concentrarea gazului în nucleu, din cauza căreia are loc o explozie puternică, dar de scurtă durată , de formare a stelelor [12] .

Opțiuni

Rata de formare a stelelor

Rata de formare a stelelor (SFR, din engleză rata de formare a stelelor ) este masa totală de stele care se formează în galaxie pe unitatea de timp. Astfel, în galaxiile spirale, SFR este de obicei 1–10 M ⊙ /an, în timp ce în galaxiile eliptice și lenticulare este mult mai mic decât 1 M ⊙ /an cu excepții foarte rare [13] . În Galaxia noastră , SFR este aproximativ egal cu 2 M ⊙ /an [14] . Dacă rata de formare a stelelor într-o galaxie este foarte mare, atunci se spune că galaxia este supusă unei explozii de formare a stelelor - în acest caz, SFR poate depăși valoarea normală de 1000 de ori [15] [16] .

Estimări diferite ale ratei de formare a stelelor pentru aceeași galaxie pot da rezultate care diferă cu un factor de 2–3, ceea ce se datorează în primul rând particularităților modelelor utilizate de evoluție stelară și parametrilor funcției de masă inițială (vezi mai jos ) pentru diferite măsurători. Un alt motiv este că rata de formare a stelelor nu poate fi estimată la un moment dat, ci doar o medie pe o anumită perioadă, care diferă pentru diferiți indicatori ai formării stelelor. Astfel, intensitatea liniilor de emisie și a emisiilor radio este asociată cu SFR în ultimele câteva milioane de ani, iar radiația ultravioletă este creată de stele masive care trăiesc nu mai mult de zeci de milioane de ani. Radiația infraroșie poate fi asociată și cu stele mai puțin masive, astfel încât puterea sa reflectă rata de formare a stelelor în ultimii 108 ani, iar pentru indicatorii de culoare „albastru” , de exemplu, B−V , această perioadă crește la 109 ani. Astfel, utilizarea diverșilor indicatori ai formării stelelor face posibilă estimarea istoriei acesteia în ultimii miliarde de ani [13] .

În plus, indicatorii formării stelelor indică doar nașterea stelelor suficient de masive, în timp ce stelele cu masă mică practic nu se manifestă la naștere. Astfel, se poate determina direct câte stele masive se nasc, iar numărul și contribuția stelelor cu masă mică la SFR poate fi estimată doar din funcția de distribuție a masei stelelor, funcția de masă inițială [17] .

Rapoarte

Deoarece stelele se formează din gaz (vezi mai sus ), cu cât există mai mult gaz într-o galaxie, cu atât ar trebui să fie mai mare rata de formare a stelelor. Numeric, această dependență este exprimată prin legea empirică Kennicutt-Schmidt : densitatea de suprafață a hidrogenului (în total în forme atomice și moleculare ) este legată de rata de formare a stelelor în aceeași regiune prin relația . Pentru densitatea în vrac a hidrogenului molecular, o dependență similară are caracterul [18] . $\sigma$ ${\text{SFR}}\propto \sigma ^{1.4}$ $\rho _{H_{2)}$ ${\text{SFR}}\propto \rho _{H_{2}}$

O altă relație folosită pentru estimarea SFR se numește formula Kennicutt și leagă această valoare de luminozitatea galaxiei în linia H-alfa , notată cu . Relația dintre aceste două mărimi este liniară, iar dacă SFR este exprimată în M ⊙ /an și în erg /s, atunci formula ia forma [19] . $L_{H_{\alpha ))$ $L_{H_{\alpha ))$ ${\text{SFR}}=7,9\cdot 10^{-42}L_{H_{\alpha }}$

Eficiența formării stelelor

O altă cantitate asociată cu rata de formare a stelelor este eficiența formării stelelor (SFE ) . Se exprimă ca , unde este masa gazului din galaxie [20] . Reciprocul SFE are dimensiunea timpului și, din punct de vedere al sensului, este perioada în care rezervele de gaze din galaxie vor scădea de e ori dacă nu sunt reumplete. Această valoare depinde slab de masa galaxiei: pentru galaxiile spirale timpul de epuizare a gazelor este de 10 9 -10 10 ani, în galaxiile neregulate este de câteva ori mai lung. Cel mai lung timp de epuizare se observă în galaxiile cu luminozitate scăzută la suprafață și la periferia galaxiilor disc , unde această valoare poate depăși 10-10 ani . Dimpotrivă, în galaxiile cu o explozie stelară , timpul de epuizare este de obicei de 10 8 —10 9 ani, astfel încât exploziile stelare nu pot fi evenimente pe termen lung [15] [21] . ${\text{SFE}}={\text{SFR}}/M_{\text{gaz}}$ $M_{\text{gaz})$

Funcția de masă inițială

Funcția de masă inițială (IMF) este funcția de distribuție a masei stelelor în timpul formării. Se știe că cu cât masa stelelor este mai mică, cu atât sunt mai multe în număr în orice sistem stelar, iar cea mai mare parte a masei cade pe stelele cu masă mică. Deoarece indicatorii de formare a stelelor indică nașterea doar a stelelor masive, este necesară cunoașterea formei exacte a IMF pentru a estima din numărul de stele masive câte stele de masă mică se nasc împreună cu acestea [17] .

Unul dintre NPM utilizat pe scară largă a fost calculat de Edwin Salpeter în 1955 - a fost numit funcția Salpeter. Pentru numărul de stele cu mase de la până la , are forma unei funcții de putere , unde este 2,35. Pentru mase mai mari de 1 M ⊙ această estimare rămâne relevantă, dar pentru stelele mai puțin masive s-a constatat că odată cu descreșterea masei numărul lor crește mai lent decât prezice funcția Salpeter și are un maxim în intervalul 0,1–1 M ⊙ . Modelele moderne NFM iau în considerare această circumstanță: pot folosi alte valori pentru mase mici sau funcția poate avea o formă diferită [17] [22] [23] . $dN$ $M$ $M+dM$ $dN\propto M^{-\alpha }dM$ $\alfa$ $\alfa$

După toate probabilitățile, NPM este în general universal pentru diferite galaxii, singura excepție fiind condițiile extreme. De exemplu, într-un grup de stele din centrul galaxiei noastre , IMF pentru stele masive este descris de o funcție de putere cu aproximativ 1,7 [23] . $\alfa$

Note

↑ Shustov B. M. Formarea stelelor . Marea Enciclopedie Rusă . Preluat la 25 noiembrie 2021. Arhivat din original la 15 iunie 2022. (nedefinit)
↑ Zasov, Postnov, 2011 , pp. 153-158, 404-405.
↑ 1 2 Zasov, Postnov, 2011 , pp. 404-406.
↑ Marochnik L. S. Structura în spirală a galaxiilor . Fizica Spațială . Astronet . Preluat la 28 noiembrie 2021. Arhivat din original la 28 noiembrie 2021. (nedefinit)
↑ Surdin și colab., 2017 , pp. 354-355.
↑ 1 2 Kononovich, Moroz, 2004 , p. 386-387.
↑ 1 2 Salaris, Cassisi, 2005 , pp. 106-110.
↑ Zasov, Postnov, 2011 , p. 153-161.
↑ Zasov, Postnov, 2011 , p. 408-410.
↑ Zasov, Postnov, 2011 , p. 410-412.
↑ 1 2 Marochnik L. S. Formație stelară . Fizica Spațială . Astronet . Preluat la 29 noiembrie 2021. Arhivat din original la 28 noiembrie 2021. (nedefinit)
↑ Surdin și colab., 2017 , p. 328-329.
↑ 1 2 Zasov, Postnov, 2011 , p. 405-408.
↑ Chomiuk L., Povich MS Toward a Unification of Star Formation Rate Determinations in the Milky Way and Other Galaxies // The Astronomical Journal . - Bristol: IOP Publishing , 2011. - 1 decembrie ( vol. 142 ). — P. 197 . — ISSN 0004-6256 . - doi : 10.1088/0004-6256/142/6/197 . Arhivat din original pe 17 mai 2022.
↑ 12 Starburst Galaxy . Astronomie . Melbourne: Universitatea de Tehnologie Swinburne . Preluat la 27 noiembrie 2021. Arhivat din original la 9 noiembrie 2021. (nedefinit)
↑ A Starburst Galaxy: An Artist's Perspective . ESO . Preluat la 27 noiembrie 2021. Arhivat din original la 27 noiembrie 2021. (Rusă)
↑ 1 2 3 Zasov, Postnov, 2011 , p. 406-407.
↑ Surdin și colab., 2017 , pp. 332-335.
↑ Zasov, Postnov, 2011 , p. 405.
↑ Shaldenkova E. S. Eficiența formării stelelor . Astronet . Preluat la 28 noiembrie 2021. Arhivat din original la 28 noiembrie 2021. (nedefinit)
↑ Zasov, Postnov, 2011 , p. 413-415.
↑ Krumholz, 2014 , p. 103.
↑ 1 2 Offner SSR, Clark PC, Hennebelle P., Bastian N., Bate MR Originea și universalitatea funcției de masă inițială stelare // Protostele și planetele VIz / eds. H. Beuther, RS Klessen, C. P. Dullemond, Th. Henning. - Tuson: University of Arizona Press, 2014. - ISBN 9780816531240 . Arhivat pe 13 decembrie 2021 la Wayback Machine

Literatură

Galaxii / ed. V. G. Surdin . — al 2-lea, corectat și completat. — M .: Fizmatlit , 2017. — 432 p. — ISBN 978-5-9221-1726-5 .
Zasov A. V., Postnov K. A. Astrofizică generală . - Ed. a II-a. corect si suplimentare - Fryazino: Vek 2, 2011. - 576 p. — ISBN 978-5-85099-188-3 .
Kononovich E. V., Moroz V. I. Curs general de astronomie / ed. V. V. Ivanova . — al 2-lea, corectat. — M .: URSS , 2004. — 544 p. — ISBN 5-354-00866-2 .
Salaris M., Cassisi S. Evolution of Stars and Stellar Populations . - Chichester: John Wiley & Sons , 2005. - 388 p. — ISBN 978-0-470-09219-X .
Krumholz MR Marile probleme în formarea stelelor: rata de formare a stelelor, gruparea stelare și funcția de masă inițială // Rapoarte de fizică. - Amsterdam: Elsevier , 2014. - 1 iunie ( vol. 539 ). — P. 49–134 . — ISSN 0370-1573 . - doi : 10.1016/j.physrep.2014.02.001 .

Dicționare și enciclopedii	Rusă mare

mediu interstelar
Componente	gaz interstelar praf interstelar nor interstelar raze cosmice Un câmp magnetic
Nebuloase	Nebuloasă difuză (luminoasă). nebuloasă întunecată nebuloasa de emisie nebuloasa de reflexie rest de supernova nebuloasă planetară nebuloasa protoplanetară
Regiunile de formare a stelelor	nor molecular Globulă Regiunea HII
Formațiuni circumstelare	Disc circumstelar ( Discul de acreție disc protoplanetar disc rezidual ) Fluxuri polare cu jet Obiect Iarbă - Haro
Radiația	Vânt stelar