Formarea stelare

Formarea stelelor  ( formarea stelelor ) este etapa inițială în evoluția stelelor , în care norul interstelar se transformă într- o stea . În acest proces, norul se contractă și se fragmentează, devine opac la propria radiație și devine o protostea . În această etapă, substanța părților exterioare ale norului se adună pe protostea , iar când acumularea este finalizată, aceasta devine o stea înaintea secvenței principale , radiind datorită propriei compresii. Treptat, reacțiile termonucleare încep în miezul stelei , după care formarea este finalizată și steaua trece la secvența principală ..

Proces

Termenul de „formare de stele” sau „formare de stele” se referă la procesul de formare a unei singure stele, în timp ce „ formarea de stele ” se referă de obicei la procesul la scară largă de formare a stelelor într-o galaxie [1] . Cu toate acestea, ambele procese sunt uneori denumite formarea stelelor [2] .

Compresia norilor moleculari

Mediul interstelar din galaxii este format în principal din hidrogen și heliu , în funcție de numărul de atomi ai acestor elemente, respectiv cu 90% și, respectiv, 10%. În plus, aproximativ un procent din masa sa este praf interstelar . În majoritatea regiunilor , temperatura variază de la 100 la 106 K , iar concentrația de particule  este de la 10–3 până la 10 cm– 3 . În mediul interstelar există nori moleculari giganți cu masa de 10 5 —10 6 M ⊙ , temperatură de la 10 la 100 K și concentrație de la 10 la 100 cm −3 , care devin regiuni de formare a stelelor [3] [4] .

Odată cu dezvoltarea instabilității gravitaționale , norul poate începe să se micșoreze. Instabilitatea poate fi cauzată de diverși factori, cum ar fi ciocnirea a doi nori, trecerea unui nor prin brațul dens al unei galaxii spirale sau o explozie de supernovă la o distanță suficient de apropiată, a cărei undă de șoc poate intra în coliziune cu un nor molecular. În plus, în timpul coliziunilor galaxiilor , ciocnirile norilor de gaz încep să apară mai des, ceea ce explică creșterea ratei de formare a stelelor [5] .

Conform teoremei viriale , un nor este stabil atunci când suma de două ori energia cinetică și energia potențială este zero. Dacă această sumă este mai mică decât zero, atunci are loc instabilitatea gravitațională. La o densitate constantă a unui nor cu o rază , modulul de energie potențială (însuși este negativ) crește proporțional , iar suma valorilor energiei cinetice a tuturor moleculelor crește proporțional . Prin urmare, un nor suficient de mare se va contracta. Dacă considerăm norul ca fiind sferic și nerotitor, atunci cu masa norului , raza , masa molară a gazului său și temperatura , putem nota condiția în care norul se va comprima [6] [7] :

,

unde  este constanta gravitațională ,  este constanta universală a gazului . Dacă exprimăm , unde  este densitatea norului, obținem condiția [7] :

.

Cantitatea se numește masa de blugi. Pentru condițiile care se observă în norii moleculari, este 10 3 -10 5 M ⊙ . Pe măsură ce norul se contractă, acesta trebuie să se îngroașe și să se încălzească, dar atâta timp cât norul este transparent la radiații, gazul și praful încălziți radiază energie și astfel se răcesc [6] [8] .

Din acest motiv, compresia are loc izotermic cu o precizie bună . Datorită creșterii densității norului, masa Jeans scade pe măsură ce se comprimă, iar părțile de dimensiune și masă mai mici ies în evidență în nor, care încep să se comprima separat una de cealaltă. Acest proces se numește fragmentare a norului starburst, iar fragmentarea poate apărea în mod repetat până când norul devine opac la propria radiație, ceea ce încetinește semnificativ procesul de răcire și oprește Jeans să scadă masa. Acest lucru explică faptul că stelele se formează mai ales în grupuri. Departe de toată materia norului se transformă în cele din urmă în stele: în medie, dacă mai mult de 30% din masa norului trece în stele, atunci se va forma un grup de stele legate gravitațional , dar cel mai adesea eficiența formării stelelor se dovedește. să fie mai jos și se formează asociații stelare [6] [9] [10] .

În plus, fenomenul de fragmentare explică de ce masele de stele sunt mult mai mici decât masa Jeans pentru norul original. Masa minimă a unui nor care poate fi format ca urmare a fragmentării este de aproximativ 10 −2 M ⊙ . Totuși, dacă conținutul de elemente mai grele decât heliul din materialul norului este foarte scăzut, atunci răcirea este mult mai puțin eficientă, iar norul se fragmentează mult mai puțin. Se crede că primele stele s-au format conform acestui scenariu din materia formată în timpul nucleosintezei primordiale : aceste stele ar trebui să aibă mase în mare parte de cel puțin 100 M ⊙ și să existe pentru o perioadă foarte scurtă de timp [6] [9] [11] .

Norii care au început deja să se prăbușească sunt adesea observați ca globule  - nebuloase întunecate cu mase de ordinul a 100 M ⊙ și dimensiuni de ordinul unui parsec . Uneori conțin și obiecte mai aproape de finalizarea formării: stele T Tauri și obiecte Herbig-Haro [12] .

Etapa Protostar

Comprimarea norului are loc neuniform, iar la ceva timp după începerea compresiei, în nor se formează un nucleu de echilibru hidrostatic - se crede de obicei că din acest moment nucleul norului este o protostea [9] [13] . Aproape indiferent de masa norului, masa nucleului va fi de 0,01 M ⊙ , iar raza va fi de câteva UA. , iar temperatura din centru este de 200 K . Acreția straturilor exterioare ale norului pe miez duce la o creștere a masei și temperaturii sale, dar la o temperatură de 2000 K , creșterea sa se oprește, deoarece energia este cheltuită pentru degradarea moleculelor de hidrogen. La un moment dat, echilibrul este perturbat și miezul începe să se micșoreze. Următoarea stare de echilibru este atinsă pentru un nucleu mai mic, acum ionizat, cu o masă de 0,001 M ⊙ , o rază de aproximativ 1 R ⊙ și o temperatură de 2⋅10 4 K . În același timp, miezul care emite în domeniul optic este ascuns de spațiul înconjurător printr-o carcasă, care are o temperatură mult mai scăzută și emite doar în domeniul infraroșu [9] [14] .

Acumularea straturilor exterioare continuă, iar materia care cade pe miez cu o viteză de 15 km/s formează o undă de șoc . Substanța învelișului sferic cade pe miez, se ionizează, iar atunci când cea mai mare parte a materialului cade pe protostea, acesta devine disponibil pentru observare [15] . Până în acest moment, comprimarea învelișului exterior are loc în funcție de scara de timp dinamică , adică durata acesteia corespunde cu durata căderii libere a substanței, care nu este împiedicată de presiunea gazului [16] .

Pentru protostele cu o masă suficient de mare, presiunea de radiație în creștere și vântul stelar suflă o parte din materialul învelișului și se poate forma un obiect Herbig-Haro [10] [15] [17] . În plus, protostea poate avea încă un disc protoplanetar , constând din materie care nu s-a acumulat pe stea; acesta poate evolua ulterior într-un sistem planetar [14] [18] . Procesul de formare a planetelor este observat, de exemplu, la steaua HL Taur [19] .

Etapa de stea la secvența principală

Protostelele care au rămas deja fără acumulare de coajă sunt uneori distinse într-un tip separat: stele pre-secvența principală . În literatura de limba engleză, astfel de obiecte nu mai sunt numite protostars, dar există un termen „young stellar object” ( eng.  young stellar object ), care combină protostele și stele până la secvența principală [14] [20] .

Poziția protostelei în această etapă poate fi remarcată pe Diagrama Hertzsprung-Russell : protostea, care are o temperatură scăzută și luminozitate ridicată, se află în partea sa dreaptă sus. Până când în stea încep reacțiile termonucleare și aceasta eliberează energie datorită contracției gravitaționale, se deplasează încet spre secvența principală [14] [9] [15] .

Deoarece aceste corpuri sunt susținute de propria presiune, ele se micșorează mult mai lent decât în ​​etapa anterioară - pe scara de timp termică , adică în perioada în care jumătate din energia potențială gravitațională este cheltuită cu radiații [16] . Pentru cele mai masive stele, durează aproximativ 10 5 ani, iar pentru cele mai puțin masive, aproximativ 10 9 ani. Pentru Soare, această etapă a durat 30 de milioane de ani [9] [21] [22] [23] .

Există o diferență calitativă între protostelele de mase diferite: protostelele cu o masă mai mică de 3 M ⊙ au o zonă convectivă care se extinde pe toată adâncimea, în timp ce cele cu o masă mai mare nu. Această diferență duce la diferențe în etapele ulterioare ale evoluției stelare [9] [24] .

În 1961, Chushiro Hayashi (Hayashi) a arătat că, dacă întregul volum al unei stele este ocupat de o zonă convectivă, atunci cu compresie lentă temperatura acesteia practic nu se schimbă, iar luminozitatea scade - aceasta corespunde mișcării poziției curente a steaua vertical în jos pe diagramă, iar o astfel de cale a stelei este numită în mod obișnuit cale Hayashi . Stele cu mase în intervalul de la 0,3–0,5 M ⊙ (conform diferitelor estimări) la 3  M ⊙ încetează să aibă straturi convective în timpul compresiei și la un moment dat părăsesc traseul Hayashi, în timp ce stelele cu mase mai mici de 0,3–0,5 M ⊙ sunt pe pista Hayashi pe parcursul întregului timp de compresie [9] [25] [26] .

După părăsirea traseului Hayashi (pentru stelele cu masă intermediară) sau încă de la începutul contracției lente (pentru stelele masive), steaua încetează să mai fie convectivă și începe să se încălzească în timpul contracției, în timp ce luminozitatea se modifică nesemnificativ. Aceasta corespunde deplasării la stânga în diagramă, iar această parte a căii se numește calea Heny [25] [26] [27] .

În orice caz, în timpul compresiei, temperatura din centrul stelei crește, iar reacțiile termonucleare încep să apară în miezul stelei  - pentru stelele cu masă mică și medie la ceva timp după începerea compresiei și pentru stelele cu o masa mai mare de 8 M ⊙  - chiar înainte ca acumularea să se oprească [28] . În stadiile incipiente, este conversia litiului și beriliului în heliu , iar aceste reacții produc mai puțină energie decât emite steaua. Compresia continuă, dar ponderea reacțiilor termonucleare în eliberarea energiei crește, miezul continuă să se încălzească, iar când temperatura atinge 3–4 milioane K , conversia hidrogenului în heliu începe în ciclul pp [13] .

La un moment dat, dacă steaua are o masă mai mare de 0,07-0,08 M ​​⊙ , eliberarea de energie din cauza reacțiilor termonucleare este comparată cu luminozitatea stelei și compresia se oprește - acest moment este considerat momentul sfârșitului formarea stelei și trecerea ei la secvența principală . Dacă o stea are o masă mai mică decât această valoare, atunci pot avea loc și reacții termonucleare în ea pentru o perioadă de timp, cu toate acestea, substanța stelei din miez devine degenerată înainte ca compresia să se oprească, astfel încât reacțiile termonucleare nu devin niciodată singura sursă de energie și compresia nu se oprește. Astfel de obiecte se numesc pitice brune [9] [29] [30] .

Istoria studiului

Primele idei bazate științific despre formarea stelelor au fost formulate în 1644 de Rene Descartes , care credea că stelele și planetele se formează în timpul mișcării vortexului mediului interstelar [2] [31] .

În 1692, Isaac Newton a sugerat că sub influența gravitației, materia se poate condensa și forma stele. Deși astfel de ipoteze au apărut înaintea lui Newton, abia odată cu descoperirea legii gravitației universale aceste idei au primit o justificare fizică. În același timp, au fost deschise nebuloase difuze , care păreau să îngroașe materia prestelară. Pe baza acestor considerații a apărut o formulare detaliată a ipotezei Kant-Laplace-Schmidt, conform căreia principalul mecanism de formare a stelelor și sistemelor planetare este comprimarea norilor în rotație [2] [32] .

În următoarele două secole, s-au acumulat treptat informații observaționale despre diferite nebuloase, pe care oamenii de știință au încercat să le aducă într-o singură teorie. Deci, de exemplu, William Herschel , care a descoperit peste 2,5 mii de nebuloase la sfârșitul secolului al XVIII-lea - începutul secolului al XIX-lea, a presupus că stele se formează în ele în diferite etape și le-a distribuit într-o secvență evolutivă. Cu toate acestea, în această secvență, Herschel a combinat și obiecte care nu au legătură cu formarea stelelor, în special galaxii și nebuloase planetare . Pe de altă parte, nebuloasele întunecate , care sunt de fapt legate de formarea stelelor, Herschel nu le-a inclus în secvența sa. În secolul al XIX-lea, inventarea fotografiei și a spectroscopiei au contribuit la acumularea în continuare a datelor , ceea ce a făcut posibilă studierea compoziției chimice a nebuloaselor [32] .

Următorul pas important în dezvoltarea teoriei formării stelelor a fost făcut de James Jeans în 1902. În lucrarea sa teoretică „Stabilitatea unei nebuloase sferice”, a studiat instabilitatea gravitațională și a calculat masa unui nor la care ar trebui să înceapă să se contracte [33] .

În același timp, procesele care au loc în norii interstelari în timpul formării nu au fost încă suficient de bine studiate. Apropiat de conceptul modern de protostele a apărut datorită lui Chushiro Hayashi , care modela protostele și a publicat în 1966 un articol care descrie aceste obiecte în detaliu [34] . În viitor, ideile principale practic nu s-au schimbat, dar teoria a fost rafinată: de exemplu, Richard Larson a rafinat semnificativ unele valori ale parametrilor protostelelor în timpul evoluției lor [35] [36] .

Stelele aflate în stadiile incipiente de formare nu au fost observate până la sfârșitul anilor 1980 - principala dificultate a fost că protostelele au fost ascunse inițial în spatele unui înveliș dens de gaz și praf. În plus, învelișul în sine emite în principal în domeniul infraroșu , care este puternic absorbit de atmosfera Pământului , ceea ce complică și mai mult observațiile de la suprafața Pământului [37] . Pentru o lungă perioadă de timp, principala sursă de informații despre stele în stadiul inițial de evoluție au fost stelele de tip T Tauri , care au fost identificate ca un tip separat de stele încă din 1945 [15] [38] . Telescoapele spațiale în infraroșu precum Spitzer și Herschel au avut, de asemenea, o contribuție semnificativă la studiul protostelelor : de exemplu, cel puțin 200 de protostele sunt acum cunoscute numai în Norul Orion [39] [40] .

Până la mijlocul anilor 1990, problema norilor moleculari de mare masă, în care nu există semne de formare a stelelor, era relevantă. Explicația clasică pentru aceasta a fost un câmp magnetic înghețat , prevenind colapsul pentru o lungă perioadă de timp. Ulterior s-a dovedit că în aproape toți norii masivi există semne de formare a stelelor, dar a apărut o altă problemă, într-un sens invers: procesele de formare a stelelor se observă chiar și în norii în care cea mai mare parte a hidrogenului este sub formă atomică. Se poate explica din ipoteza că norii moleculari nu există de mult timp, ci se formează într-un timp scurt din cauza ciocnirilor fluxurilor de materie, unde în ei se formează rapid stelele [41] .

Note

  1. ↑ Zasov, Postnov, 2011 , pp. 153-158, 404-405.
  2. ↑ 1 2 3 B. M. Shustov. Formarea stelelor . Marea Enciclopedie Rusă . Preluat la 4 februarie 2021. Arhivat din original la 15 iunie 2022.
  3. ↑ Kononovici, Moroz, 2004 , p. 386-387.
  4. ↑ Salaris, Cassisi, 2005 , p. 106.
  5. ↑ Secțiunea X, Evoluția stelară  . prelegeri . Grupul experimental de plasmă spațială de la Universitatea din New Hampshire. Preluat la 4 februarie 2021. Arhivat din original la 19 august 2019.
  6. ↑ 1 2 3 4 Kononovich, Moroz, 2004 , p. 387.
  7. ↑ 1 2 Salaris, Cassisi, 2005 , p. 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. Unde, cum și din ce stele se formează . De la nor la stea . Astronet (1992) . Preluat la 4 februarie 2021. Arhivat din original la 23 septembrie 2015.
  10. ↑ 1 2 Steaua - Formarea și  evoluția stelei . Enciclopedia Britannica . Encyclopedia Britannica Inc. Consultat la 4 februarie 2021. Arhivat din original la 6 mai 2021.
  11. ↑ Salaris, Cassisi, 2005 , pp. 107-110.
  12. ↑ Kononovici, Moroz, 2004 , p. 390-391.
  13. ↑ 12 Karttunen și colab., 2007 , p. 244.
  14. ↑ 1 2 3 4 Richard B. Larson. Fizica formării stelelor  (ing.)  // Rapoarte despre progresul în fizică . - Bristol: IOP Publishing , 2003. - Septembrie ( vol. 66 , iss. 10 ). - P. 1651-1697 . — ISSN 0034-4885 . - doi : 10.1088/0034-4885/66/10/R03 . Arhivat din original pe 7 aprilie 2021.
  15. ↑ 1 2 3 4 Surdin V. G. , Lamzin S. A. Protostars. Unde, cum și din ce stele se formează. . Ce sunt protostarurile? . Astronet (1992) . Preluat la 18 februarie 2021. Arhivat din original la 6 martie 2012.
  16. ↑ 1 2 Evoluția stelelor . Departamentul de Astronomie și Geodezie Spațială . Universitatea de Stat din Tomsk . Consultat la 5 februarie 2021. Arhivat din original la 13 iulie 2018.
  17. ↑ David Darling. obiect  Herbig- Haro . Enciclopedia științei pe Internet . Preluat la 4 februarie 2021. Arhivat din original la 29 aprilie 2021.
  18. ↑ Kononovici, Moroz, 2004 , p. 356-358.
  19. ↑ [email protected]. Imaginea senzațională realizată la ALMA arată detalii despre procesul nașterii planetare . Observatorul European de Sud . Preluat la 26 februarie 2021. Arhivat din original la 5 martie 2021.
  20. ↑ RG Research: Young Stellar Objects . www.cfa.harvard.edu . Preluat la 29 ianuarie 2021. Arhivat din original la 24 noiembrie 2017.
  21. ↑ Kononovici, Moroz, 2004 , p. 393-394.
  22. ↑ Karttunen și colab., 2007 , p. 243.
  23. ↑ I.-Juliana Sackmann, Arnold I. Boothroyd, Kathleen E. Kraemer. Soarele nostru. III. Prezent și viitor  //  The Astrophysical Journal . - Bristol: IOP Publishing , 1993. - 1 noiembrie ( vol. 418 ). - P. 457 . — ISSN 0004-637X . - doi : 10.1086/173407 . Arhivat din original pe 26 februarie 2008.
  24. ↑ Kononovici, Moroz, 2004 , p. 399.
  25. ↑ 1 2 Darling D. Henyey track (downlink) . Enciclopedia științei pe Internet . Preluat la 4 februarie 2021. Arhivat din original la 29 ianuarie 2010. 
  26. ↑ 12 Henyey track . Referință Oxford . Oxford University Press . Preluat la 4 februarie 2021. Arhivat din original la 15 iulie 2021.
  27. ↑ Henyey LG ; Lelevier R.; Levee RD Fazele timpurii ale evoluției stelare   // Prelegeri . - San Francisco: The Astronomical Society of the Pacific , 1955. Arhivat din original pe 8 octombrie 2020.
  28. ↑ Christopher F. McKee, Eve C. Ostriker. Teoria formării stelelor  (engleză)  // Anual Review of Astronomy and Astrophysics . - Palo Alto: Annual Reviews , 2007. - 1 septembrie ( vol. 45 ). - P. 565-687 . - doi : 10.1146/annurev.astro.45.051806.110602 . Arhivat din original pe 13 iulie 2019.
  29. ↑ A. Burrows, W. B. Hubbard, D. Saumon, J. I. Lunine. Un set extins de pitică maro și modele de stele cu masă foarte mică  //  The Astrophysical Journal . - Bristol: IOP Publishing , 1993. - 1 martie ( vol. 406 ). - P. 158-171 . — ISSN 0004-637X . - doi : 10.1086/172427 . Arhivat din original pe 7 octombrie 2019.
  30. ↑ Kononovici, Moroz, 2004 , p. 398.
  31. ↑ Surdin V. G. , Lamzin S. A. Protostars. Unde, cum și din ce stele se formează . Trezirea interesului pentru stele . Astronet . Preluat la 5 februarie 2021. Arhivat din original la 1 decembrie 2020.
  32. ↑ 1 2 Surdin V. G. , Lamzin S. A. Protostars. Unde, cum și din ce stele se formează . De la Newton la blugi . Astronet . Preluat la 5 februarie 2021. Arhivat din original la 1 decembrie 2020.
  33. ↑ Surdin V. G. , Lamzin S. A. Protostars. Unde, cum și din ce stele se formează . De la blugi până în zilele noastre . Astronet . Preluat la 5 februarie 2021. Arhivat din original la 28 noiembrie 2020.
  34. ↑ Chushiro Hayashi. Evolution of Protostars  (engleză)  // Annual Review of Astronomy and Astrophysics . - Paolo Alto: Annual Reviews , 1966. - Vol. 4 . — P. 171 . - doi : 10.1146/annurev.aa.04.090166.001131 .
  35. ↑ Surdin V. G. , Lamzin S. A. Protostars. Unde, cum și din ce stele se formează. . Ce sunt protostarurile? . Astronet (1992) . Consultat la 5 februarie 2021. Arhivat din original pe 6 martie 2012.
  36. ↑ Richard B. Larson. Calcule numerice ale dinamicii unei proto-stele care se prăbușește  // Anunțuri lunare ale Societății Regale de Astronomie  . - N. Y .: Wiley-Blackwell , 1969. - 1 august ( vol. 145 , iss. 3 ). - P. 271-295 . — ISSN 0035-8711 . - doi : 10.1093/mnras/145.3.271 . Arhivat din original pe 10 septembrie 2020.
  37. ↑ Stele  . _ Telescopul spațial Spitzer NASA . NASA . Preluat la 18 februarie 2021. Arhivat din original la 13 noiembrie 2020.
  38. ↑ Surdin V. G. , Lamzin S. A. Protostars. Unde, cum și din ce stele se formează . Stele de tip T Tauri . Astronet (1992) . Preluat la 18 februarie 2021. Arhivat din original la 23 septembrie 2015.
  39. ↑ Herschel Orion Protostars Survey SED Fits Catalog Definitoins . irsa.ipac.caltech.edu . Preluat la 18 februarie 2021. Arhivat din original la 14 aprilie 2021.
  40. ↑ MM Dunham, AM Stutz, LE Allen, NJ, II Evans, WJ Fischer. Evoluția Protostelelor: Perspective din zece ani de sondaje în infraroșu cu Spitzer și Herschel // Protostele și planete VI  . — Tucson; Huston: The University of Arizona Press ; Institutul Lunar și Planetar , 2014. - P. 195-218. — 945 p. - ISBN 978-0-8165-3124-0 . - doi : 10.2458/azu_uapress_9780816531240-ch009 .
  41. ↑ Nașterea stelelor: de la hidrogen la asociațiile stelare . PostScience . Preluat la 18 februarie 2021. Arhivat din original la 22 ianuarie 2021.

Literatură

  Accesați articolul Wikidata  În cataloagele bibliografice