Molekuliniai debesys ir protžvaigždės

Molekulaarsed pilved ja prototähed

Kuidas külmad, tihedad gaasi- ja tolmupilved lagunevad, moodustades uusi tähti tähtede sünnilohudes

Tähtedevahelises näiliselt tühjas ruumis hõljuvad vaikselt hiiglaslikud gaasi- ja tolmupilved – molekulaarpilved. Need külmad, tumedad piirkonnad, mis asuvad tähtedevahelises keskkonnas (ISM), on tähtede sünnikohad. Nendes võib gravitatsioon nii tugevalt ainet kokku suruda, et käivitub tuumfusioon, alustades tähe pikaajalist elu. Alates hajusatest hiiglaslikest molekulaarsetest kompleksidest, mis ulatuvad kümnete parsekite kaugusele, kuni kompaktsete tihedate tuumadeni – need tähtede sünnilohud on vajalikud galaktika tähtede populatsioonide uuendamiseks, moodustades nii väikese massiga punaseid kääbuseid kui ka suurema massiga prototähti, mis ühel päeval säravad eredalt O- või B-spektri tähtedena. Selles artiklis uurime molekulaarpilvede olemust, nende kokkuvarisemist prototähtede moodustamiseks ning peent füüsikalist koostoimet – gravitatsiooni, turbulentsi ja magnetväljade mõju – mis määrab selle tähtsa tähtede moodustamise protsessi.

1. Molekulaarpilved: tähtede sünnilohud

1.1 Koostis ja tingimused

Molekulaarpilved koosnevad peamiselt vesiniku molekulidest (H2), samuti heeliumist ja väikestes kogustes raskematest elementidest (C, O, N jt). Tihti näivad need nähtava valguse lainetel tumedad, kuna tolmuosakesed neelavad ja hajutavad tähtede valgust. Nende tüüpilised omadused on:

  • Temperatuur: ~10–20 K tihedates piirkondades, piisavalt madal, et molekulid püsiksid lagunemata.
  • Tihedus: Mõnest sajast kuni mitme miljoni osakese kuupsentimeetris (nt miljoneid kordi tihedam keskkond kui keskmine tähtedevaheline ruum).
  • Massa: Pilved võivad ulatuda mõnest Päikese massist kuni üle 106 M⊙ (nn hiiglaslikes molekulaarpilvedes, GMC) [1,2].

Nii madal temperatuur ja kõrged tihedused loovad tingimused molekulide tekkeks ja säilimiseks ning samal ajal kaitstud keskkonna, kus gravitatsioon suudab soojuslikku rõhku ületada.

1.2 Hiiglaslikud molekulaarpilved ja nende alamsüsteemid

Hiiglaslikud molekulaarpilved, mis ulatuvad kümnete parsekite kaugusele, omavad keerukaid sisemisi struktuure: kiude (filamente), tihedaid sõlmekesi ja tuumasid. Need alajaotused on sageli gravitatsiooniliselt määratlemata (võivad kokku variseda), moodustades protostärne või väikseid parve gruppe. Millimeetri- ja submillimeetri lainepikkuste vaatlused (nt ALMA) paljastavad keerukaid kiudstruktuure, kus sageli kontsentreerub täheteke [3]. Sellised molekulaarliinid (CO, NH3, HCO+) ja tolmu kontinuumi kaardid aitavad määrata veergude tihedust, temperatuuri ja liikumismustreid, näidates, kuidas alajaotused võivad fragmentiseeruda või kokku variseda.

1.3 Kokkuvarisemist käivitavad tegurid

Ainult gravitatsioon ei ole piisav, et käivitada suuremahuline pilve kokkuvarisemine. Täiendavad "käivitamismehhanismid" on:

  1. Supernoova lööklained: laienevad supernoova jäänused võivad suruda naabergaasikeskkonda.
  2. H II piirkondade laienemine: massiivsete tähtede kiirgav ioniseeriv kiirgus paisutab kestad neutraalsest ainest, surudes neid lähedal asuvatesse molekulaarpilvedesse.
  3. Spiraallainete tiheduse efekt: galaktikate ketastes võivad mööduvad spiraallained gaase tihendada, moodustades hiiglaslikke pilvi ja hiljem täheparvi [4].

Kuigi kogu täheteke ei vaja väliseid stiimuleid, kiirendavad need protsessid sageli pilve segmentide lagunemist ja gravitatsioonilist kokkuvarisemist nõrgalt stabiilsetes piirkondades.

2. Kokkuvarisemise algus: tuuma moodustumine

2.1 Gravitatsiooniline ebastabiilsus

Kui osa molekulaarpilve sisemisest massist ja tihedusest ületab Jeansi massi (kriitilise massi, mille juures gravitatsioon kaalub üles soojusliku rõhu), hakkab see piirkond kokku varisema. Jeansi mass sõltub temperatuurist ja tihedusest:

MJ ∝ (T3/2) / (ρ1/2).

Tüüpilistes külmades, tihedates tuumades ei suuda soojuslik ega turbulentne rõhk enam gravitatsiooni vastu pidada, mistõttu algab tähe teke [5].

2.2 Turbulentsi ja magnetväljade roll

Turbulentsus molekulaarpilvedes soodustab kaootilisi voolusid, mis võivad peatada otsese kokkuvarisemise, kuid võivad ka luua tingimused tuumade kohalike tihenduste tekkeks. Samal ajal annavad magnetväljad täiendava toe, kui pilve läbivad magnetjõujooned. Vaatlused (nt polariseeritud tolmu kiirgus, Zeemani lõhustumine) võimaldavad mõõta magnetvälja tugevust. Gravitatsiooni, turbulentsi ja magnetismi koostoime määrab, kui kiiresti ja kui tõhusalt lõpuks tähed moodustuvad [6].

2.3 Lagunemine ja parved

Kokkukukkumisel võib sama pilv laguneda mitmeks tihedaks tuumaks. See seletab, miks tähed moodustuvad tavaliselt parvedes või rühmades – ühine sünnikeskkond võib hõlmata mõnest protostaarist kuni rikkalike täheparvedeni tuhandeid liikmeid. Nendes parvedes tekivad nii väga madala massiga pruunsed kääbustähed kui ka massiivsed O-spektri protostaarid, mis põhimõtteliselt sünnivad sama GMC sees samaaegselt.

3. Protostaarid: moodustumine ja areng

3.1 Tihedast tuumast protostaarini

Alguses muutub tihe tuum pilve keskmes omaenda kiirguse tõttu läbipaistmatuks. Edasi gravitatsiooni mõjul kokku tõmbudes eraldub soojus, mis soojendab arenevat protostaarit. See moodustis, mis on endiselt tolmuses keskkonnas, ei toimi veel vesiniku süsinemisega – selle heledust määrab peamiselt gravitatsioonilise kokkutõmbumise energia. Vaatlustel avaldub varajane protostaarifaas kõige eredamalt infrapuna- ja poomillimeetri vahemikus, kuna optilist spektrit summutab tolm [7].

3.2 Vaatluste klassid (0, I, II, III)

Protostaare jaotatakse klassidesse vastavalt spektraalsele energi jaotusele (SED), mis on seotud tolmuga:

  • 0 klass: Varaseim faas. Protostaar on tihedalt ümbritsetud gaasikestaga, akretsioon on suur, peaaegu mitte mingit tähevalgust ei pääse läbi.
  • I klass: Gaasikesta mass on oluliselt vähenenud, moodustub protostaariketas.
  • II klass: Tavaliselt nimetatakse T Tauruseks (madala massiga) või Herbig Ae/Be (keskmise massiga) tähtedeks. Neil on juba selged kettad, kuid vähem ümbritsevat gaasikesta ning kiirgus on nähtav nähtavas või lähedases IR vahemikus.
  • III klass: Peaaegu ketta kaotanud peamiseelne täht. See on lähedal tähe lõplikule kujule, alles on vaid nõrk ketta jälg.

See klassifikatsioon peegeldab tähe evolutsiooni sügavalt ümbritsetud varajases staadiumis kuni üha enam avaneva peamiseelse täheni, mis lõpuks läbib vesiniku süsinemise faasi [8].

3.3 Dipoolväljalasked ja joogid

Protostaaridele on iseloomulik dipoolvoogude või pöörleva telje suunas suunatud joa teket, mida arvatakse põhjustavat magnetohüdrodünaamilised protsessid akretsioonikettal. Need vood paisutavad ümbruskonna gaasikesta õõnsusi, moodustades muljetavaldavaid Herbigo–Haro (HH) objekte. Samal ajal aitavad aeglasemad ja laiemad vood eemaldada üleliigset nurgelist impulssi langevast ainest, takistades protostaaril liiga kiiresti pöörlemist.

4. Akretsioonikettad ja nurgeline impulss

4.1 Disko moodustumine

Kuni pilve tuum kokku variseb, sunnib nurkimpulsi jäävuse seadus langevat materjali koonduma pöörlevasse täheümbrisesse ketta protitähe ümber. Selles gaasi- ja tolmukettas, mille raadius võib ulatuda kümnetest kuni sadade astronoomiliste ühikuteni, võib aja jooksul tekkida protoplaneetide ketas, kus toimub planeetide akretsioon.

4.2 Ketta areng ja akretsioonikiirus

Materjali voolu ketta ja protitähe vahel määravad ketta viskoossus ja MHD turbulents (nn “alfa-ketta” mudel). Tüüpilised akretsioonivood võivad ulatuda 10−6–10−5 M⊙ aastas, ja kui täht läheneb lõpliku massi poole, väheneb see kiirus. Jälgides ketta soojuskiirgust po-millimeetri vahemikus, saavad astronoomid määrata ketta massi ja ristlõike struktuuri, ning spektroskoopia paljastab kuumad akretsioonipunktid tähe pinnal.

5. Suure massiga tähtede moodustumine

5.1 Massiivsete protitähtede väljakutsed

Suurte masside (O- ja B-spekterklasside) tähtede moodustumisele on iseloomulikud täiendavad takistused:

  • Kiirgus rõhk: Ere protitähe valgus tekitab tugeva välise kiirgusrõhu, mis takistab akretsiooni.
  • Lühike Kelvin-Helmholzi periood: Massiivsed tähed soojenevad tuumas väga kiiresti ja alustavad tuumareaktsioone, samal ajal kui nad veel materjali koguvad.
  • Parve keskkond: Massiivsed tähed moodustuvad tavaliselt tihedates parve keskustes, kus interaktsioonid, kiirgus ja pursked mõjutavad gaasi üldist evolutsiooni [9].

5.2 Konkurentsiline akretsioon ja tagasiside

Tihedates parvede piirkondades konkureerib palju protitähti ühiste gaasivarude pärast. Massiivsete tähtede kiirgavad ioniseerivad footonid ja tähtede tuuled võivad fotoaurustada lähedalasuvaid tuumasid, muutes või isegi lõpetades nende tähtede moodustumise. Vaatamata raskustele moodustuvad massiivsed tähed – need on tähtsad energia ja keemilise rikastamise allikad sündivates tähtede moodustumise piirkondades.

6. Tähtede moodustumise kiirus ja efektiivsus

6.1 Galaktika üldine tähtede moodustumise määr

Galaktika tasandil korreleerub tähtede moodustumine (ŽSS) gaasi pindtihedusega, nagu kirjeldab Kennicutt–Schmidt seadus. Spiraalsetes harudes või vööndites võivad tekkida hiiglaslikud tähtede moodustumise kompleksid. Kääbus- ja ebaühtlastes galaktikates või madala tihedusega piirkondades toimub tähtede moodustumine pigem episoodiliselt. Samal ajal võivad tähtede moodustumise purske (ingl. starburst) galaktikates toimuda lühiajalised, kuid väga intensiivsed tähtede moodustumise etapid [10].

6.2 Tähtede moodustumise efektiivsus

See viskooseline pilve olev mass muutub tähtedeks. Vaatlused näitavad, et tähtede moodustumise efektiivsus (ŽDE) ühes pilves võib kõikuda mõnest protsendist kuni mitmekümne protsendini. Protitähtede vood, kiirgus ja supernoovade tagasiside võivad hajutada või kuumutada järelejäänud gaasi, takistades edasist kokkukukkumist. Seetõttu on tähtede moodustumine enesereguleeruv protsess, mis harva muudab kogu pilve korraga tähtedeks.

7. Protostaaride kestus ja üleminek peamisele jada

7.1 Ajaperioodid

 

  • Protostaarifaas: Väikese massiga protostaaride puhul võib see faas kesta mitu miljonit aastat, kuni algab tuuma vesiniku süntes.
  • T Tauri / Eelpõhijada: See hele tähe eelpõhijada faas kestab kuni täht stabiliseerub peamisel jadal nullvanusest (ZAMS).
  • Suurem mass: Massiivsemad protostaarid tõmbuvad veelgi kiiremini kokku ja alustavad vesiniku süntesi – sageli mõne saja tuhande aasta jooksul.

 

7.2 Vesiniku süntesi käivitumine

Kui tuuma temperatuur ja rõhk jõuavad kriitilise piirini (umbes 10 miljonit K ~1 Päikese massiga tähe puhul), algab tuumas vesiniku süntes. Seejärel langeb täht peamisele jada, kus ta särab stabiilselt miljoneid või isegi miljardeid aastaid – sõltuvalt tähe massist.

8. Praegused uuringud ja tuleviku perspektiivid

8.1 Kõrge lahutusvõimega pildistamine

Sellised instrumendid nagu ALMA, JWST ja suured maapealsed teleskoobid (adaptiivse optikaga) võimaldavad tungida tolmustesse protostaaride "kookonidesse", näidates ketta liikumise mustreid, väljutuste struktuure ja varajasi lagunemisprotsesse molekulaarpilvedes. Suurendades tundlikkust ja ruumilist lahutusvõimet, mõistame üha sügavamalt, kuidas peen turbulents, magnetväljad ja ketaste protsessid tähetekke ajal omavahel suhtlevad.

8.2 Detailne keemia

Tähtede tekkimise piirkondades valitseb keeruline keemiline keskkond, kus moodustuvad isegi keerulised orgaanilised molekulid ja elu eeltingimused. Nende ühendite spektraalsete joonte jälgimine po-millimeetri ja raadiolainete vahemikus võimaldab jälgida tihedate tuumade evolutsioonifaase – varasest kokkuvarisemise etapist kuni protoplaneetketaste moodustumiseni. See on seotud küsimusega, kuidas planeedisüsteemid saavad oma esialgsed lenduvad ressursid.

8.3 Suuremahulise keskkonna tähtsus

Galaktika keskkond – näiteks spiraalharude tekitatud šokid, vöö poolt juhitud gaasivoolud või välised kokkusurumisjõud galaktikate vastasmõjude kaudu – võivad süsteemselt muuta tähetekke kiirust. Tulevased mitmes lainepikkuses vaatlused, kombineerides lähedase IR tolmukaardi, CO joone voogude ja täheparvede jaotuse, võimaldavad paremini mõista, kuidas molekulaarpilvede moodustumine ja lagunemine galaktikates toimub.

9. Kokkuvõte

Molekulaarpilvede kokkuvarisemine on tähtede elu algfaasi määrav tegur, mis muudab külmad, tolmused tähevahelise aine taskud protostaarideks, mis hakkavad hiljem sünteseerima ning rikastavad galaktikaid valguse, soojuse ja raskemate elementidega. Alates gravitatsioonilistest ebastabiilsustest, mis lõhuvad hiiglaslikke pilvi, kuni ketta akretsiooni ja protostaaride väljutuste detailideni – tähtede teke on mitmetahuline ja keeruline protsess, mida mõjutavad turbulents, magnetväli ja ümbritsev keskkond.

Pole tähtis, kas tähed tekivad üksikutes keskkondades või tihedates parvedes, tee tuuma kokkuvarisemisest kuni põhijada faasini on universaalne tähtede tekkimise põhimõte universumis. Nende varajaste etappide tundmine – alates hägustest 0 klassi allikatest kuni eredate T Tauruse või Herbig Ae/Be etappideni – on astrofüüsika põhieesmärk, mis nõuab arenenud vaatlust ja modelleerimist. Selle perioodi põhjalik mõistmine – alates tähtedevahelisest gaasist kuni küpse täheni – paljastab põhilised seaduspärasused, mis hoiavad galaktikate „elujõulisust“ ning loovad tingimused planeetidele ja võimaliku elule paljudes tähtsüsteemides.

Nuorodos ir platesni šaltiniai

  1. Blitz, L., & Williams, J. P. (1999). Molekulaarpilvede päritolu ja areng. Teoses Protostars and Planets IV (toim. Mannings, V., Boss, A. P., Russell, S. S.), Univ. of Arizona Press, 3–26.
  2. McKee, C. F., & Ostriker, E. C. (2007). „Tähtede tekkimise teooria.“ Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 45, 565–687.
  3. André, P., Di Francesco, J., Ward-Thompson, D., et al. (2014). „Filamentaarsetest võrkudest tihedatesse tuumadesse molekulaarpilvedes.“ Protostars and Planets VI, University of Arizona Press, 27–51.
  4. Elmegreen, B. G. (2002). „Tähtede teke ristuvate spiraallainete juures.“ The Astrophysical Journal, 577, 206–210.
  5. Jeans, J. H. (1902). „Sfäärilise udukogumi stabiilsus.“ Philosophical Transactions of the Royal Society A, 199, 1–53.
  6. Crutcher, R. M. (2012). „Magnetväljad molekulaarpilvedes.“ Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 50, 29–63.
  7. Shu, F., Adams, F. C., & Lizano, S. (1987). „Tähtede teke molekulaarpilvedes: vaatlus ja teooria.“ Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 25, 23–81.
  8. Lada, C. J. (1987). „Tähtede teke – OB-assotsiatsioonidest prototähtedeni.“ IAU Symposium, 115, 1–17.
  9. Zinnecker, H., & Yorke, H. W. (2007). „Suure tähe tekkimise mõistmise suunas.“ Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 45, 481–563.
  10. Kennicutt, R. C., & Evans, N. J. (2012). „Tähtede teke Linnuteel ja lähedal asuvates galaktikates.“ Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 50, 531–608.
Naaske ajaveebi