Molekuliniai debesys ir protžvaigždės

Molekulārie mākoņi un protzvaigznes

Kad auksti, blīvi gāzu un putekļu mākoņi sabrūk, veidojot jaunas zvaigznes zvaigžņu dzemdētavās

Starp zvaigznēm, šķietami tukšajās starpzvaigžņu telpas daļās, klusi peld milzīgi gāzu un putekļu – molekulārie mākoņi. Šīs aukstās, tumšās zonas, kas atrodas starpzvaigžņu vidē (ISM), ir zvaigžņu dzimšanas vietas. Tajās gravitācija var tik ļoti sablīvēt materiālu, ka tiek uzsākta kodolsintēze, tā sākot garu zvaigznes dzīves ceļu. No izkliedētiem milzīgiem molekulāriem kompleksiem, kas stiepjas desmitiem parseku, līdz kompaktām blīvām kodolām – šīs zvaigžņu dzemdētavas ir nepieciešamas, lai atjaunotu galaktikas zvaigžņu populācijas, veidojot gan zemas masas sarkanos pundurus, gan lielākas masas protzvaigznes, kas kādu dienu spoži mirdzēs kā O vai B spektra klases zvaigznes. Šajā rakstā apskatām molekulāro mākoņu dabu, to sabrukšanu, lai veidotu protzvaigznes, un smalko fizikas mijiedarbību – gravitāciju, turbulenci, magnētiskos laukus –, kas nosaka šo galveno zvaigžņu veidošanās procesu.

1. Molekulārie mākoņi: zvaigžņu dzemdētavas

1.1 Sastāvs un apstākļi

Molekulārie mākoņi galvenokārt sastāv no ūdeņraža molekulām (H2), kā arī no hēlija un neliela daudzuma smagāku elementu (C, O, N u.c.). Tie bieži izskatās tumši redzamajā viļņu garumu diapazonā, jo putekļu daļiņas absorbē un izkliedē zvaigžņu gaismu. To tipiskās īpašības:

  • Temperatūra: ~10–20 K blīvās vietās, pietiekami zema, lai molekulas saglabātos neskartas.
  • Blīvums: No dažiem simtiem līdz vairākiem miljoniem daļiņu kubikcentimetrā (piemēram, miljons reižu blīvāka vide nekā vidējā starpzvaigžņu telpā).
  • Masa: Debesu masas var svārstīties no dažām Saules masām līdz vairāk nekā 106 M⊙ (tā sauktajos milzīgajos molekulārajos mākoņos, GMC) [1,2].

Tik zems temperatūras līmenis un augsts blīvums rada apstākļus molekulām veidoties un saglabāties, vienlaikus radot aizsargātu vidi, kurā gravitācija var pārvarēt termisko spiedienu.

1.2 Milzīgie molekulārie mākoņi un to posistēmas

Milzīgi molekulārie mākoņi, kas stiepjas desmitiem parseku, ir ar sarežģītām iekšējām struktūrām: šķiedrām (filamentiem), blīviem kamoliņiem un kodoliem. Šīs daļas bieži izrādās gravitācijas ziņā nenoteiktas (var sabrukt), tā veidojot protazvaigznes vai mazas kopu grupas. Novērojumi milimetru un submilimetru viļņu diapazonā (piemēram, ALMA) atklāj sarežģītas šķiedru struktūras, kurās bieži koncentrējas zvaigžņu veidošanās [3]. Šādas molekulārās līnijas (CO, NH3, HCO+) un putekļu kontinuuma kartes palīdz noteikt kolonnu blīvumu, temperatūru un kustības likumsakarības, kas rāda, kā daļas var fragmentēties vai sabrukt.

1.3 Sabrukumu iniciējošie faktori

Vien gravitācijas nepietiek, lai veicinātu plaša mēroga mākoņa sabrukumu. Papildu “ieslēgšanas mehānismi” ir:

  1. Supernovu triecienviļņi: Izplešoties supernovu atliekām, tās var saspiest kaimiņu gāzu vidi.
  2. H II apgabalu paplašināšanās: Masīvu zvaigžņu izstarotā jonizējošā starojuma izpūš čaulas no neitrālas vielas, virzot tās uz blakus esošajiem molekulārajiem mākoņiem.
  3. Spirālviļņu blīvuma efekts: Galaktiku diskos garām ejošās spirālviļņi var sablīvēt gāzes, tā veidojot milzīgus mākoņus un vēlāk zvaigžņu kopas [4].

Lai gan ne visa zvaigžņu veidošanās prasa ārēju stimulāciju, šie procesi bieži paātrina mākoņa daļu sadalīšanos un gravitācijas sabrukumu vāji stabilās zonās.

2. Sabrukuma sākums: kodola veidošanās

2.1 Gravitācijas nestabilitāte

Ja daļa molekulārā mākoņa iekšējās masas un blīvuma pārsniedz Jeansa masu (kritisko masu, no kuras gravitācija pārsver termisko spiedienu), šī zona sāk sabrukt. Jeansa masa ir atkarīga no temperatūras un blīvuma:

MJ ∝ (T3/2) / (ρ1/2).

Tipiskos aukstajos, blīvajos kodolos termiskais vai turbulentais spiediens vairs nespēj pretoties gravitācijai, tāpēc sākas zvaigžņu veidošanās [5].

2.2 Turbulences un magnētisko lauku loma

Turbulence molekulārajos mākoņos veicina haotiskas plūsmas, kas var apturēt tiešu sabrukumu, bet arī radīt apstākļus lokālām blīvuma palielināšanās vietām kodolos. Tikmēr magnētiskie lauki nodrošina papildu atbalstu, ja mākoni šķērso magnētisko spēku līnijas. Novērojumi (piemēram, polarizētas putekļu starojums, Zeemana sadalījums) ļauj izmērīt magnētiskā lauka stiprumu. Gravitācijas, turbulences un magnētisma mijiedarbība nosaka, ar kādu ātrumu un efektivitāti galu galā veidosies zvaigzne [6].

2.3 Sadalīšanās un kopas

Sabrukuma laikā tas pats mākoņš var sadalīties vairākos blīvos kodolos. Tas izskaidro, kāpēc zvaigznes parasti veidojas kopās vai grupās – kopējā dzimšanas vide var ietvert no dažām protzvaigznēm līdz bagātīgiem zvaigžņu kopumiem ar tūkstošiem dalībnieku. Šajās kopās veidojas gan ļoti zemas masas brūnie punduri, gan masīvas O spektra protzvaigznes, kas būtībā dzimst vienlaikus tajā pašā GMC.

3. Protzvaigznes: veidošanās un attīstība

3.1 No blīva koda līdz protzvaigznei

Sākotnēji blīvs kodols mākoņa centrā kļūst necaurspīdīgs sava starojuma dēļ. Turpinot sarauties gravitācijas ietekmē, izdalās siltums, kas silda attīstāmo protzvaigzni. Šis veidojums, joprojām iegremdēts putekļainā vidē, vēl neveic ūdeņraža sintēzi – tā spožumu galvenokārt nosaka gravitācijas vilkmes enerģija. Novērojumi rāda, ka agrīnā protzvaigznes fāze vislabāk izpaužas infrasarkanajā un submilimetru diapazonā, jo optisko spektru slāpē putekļi [7].

3.2 Novērojumu klases (0, I, II, III)

Protzvaigznes tiek iedalītas klasēs pēc spektrālās enerģijas sadalījuma (SED), kas saistīts ar putekļiem:

  • 0 klase: Agrākā stadija. Protzvaigzne ir biezā apvalkā, akrecija ir liela, gandrīz nekāda zvaigznes gaisma nevar izlauzties.
  • I klase: Apvalka masa būtiski samazinājusies, veidojas protzvaigznes disks.
  • II klase: Parasti sauktas par T Tauru (zema masa) vai Herbig Ae/Be (vidēja masa) zvaigznēm. Tās jau ir ar izteiktiem diskiem, bet mazāk apkārtējā apvalka, un starojums ir redzamajā vai tuvajā infrasarkanajā diapazonā.
  • III klase: Gandrīz bez diska esoša pirmpamatszvaigzne. Tā ir tuvu zvaigznes galīgajam izskatam, palicis tikai niecīgs diska pēdas.

Šī klasifikācija atspoguļo zvaigznes evolūciju no dziļi ieskautas agrīnās stadijas līdz arvien atklātākai pirmpamatszvaigznei, kas galu galā pāries ūdeņraža sintēzes fāzē [8].

3.3 Dipola izmeši un strūklas

Protzvaigznēm raksturīgi izlaist dipola plūsmas vai kolimētas strūklas gar rotācijas asi, kuras, domājams, izraisa magnetohidrodinamiskie procesi akrecijas diskā. Šīs plūsmas izpūš dobumus apkārtējā apvalkā, veidojot iespaidīgus Herbiga–Haro (HH) objektus. Tajā pašā laikā lēnākas, plašākas plūsmas palīdz noņemt lieko leņķisko momentu no iekrītošās vielas, tā neļaujot protzvaigznei pārāk ātri griezties.

4. Akrecijas diski un leņķiskais moments

4.1 Diska veidošanās

Kamēr mākoņa kodols sabrūk, leņķiskā momenta saglabāšana liek iekrītošajai vielai koncentrēties rotējošā aplokzvaigžņu diskā ap protzvaigzni. Šajā gāzu un putekļu diskā, kura rādiuss var sasniegt desmitiem vai simtiem AV (astronomisko vienību), ilgtermiņā var veidoties protoplanetārais disks, kur notiek planētu akrecija.

4.2 Diska attīstība un akrecijas ātrums

Vielas plūsmu no diska uz protzvaigzni nosaka diska viskozitāte un MHD turbulence (saukts par “alfa-diska” modeli). Tipiskās akrecijas plūsmas var sasniegt 10−6–10−5 M⊙ gadā, un, tuvojoties zvaigznei galīgajai masai, šis ātrums samazinās. Novērojot diska siltuma starojumu po-milimetru diapazonā, astronomi var noteikt diska masu un šķērsgriezuma struktūru, bet spektroskopija atklāj karstos akrecijas punktus pie zvaigznes virsmas.

5. Lielas masas zvaigžņu veidošanās

5.1 Masīvo protzvaigžņu izaicinājumi

Lielas masas (O un B spektrālās klases) zvaigžņu veidošanai raksturīgas papildu grūtības:

  • Starojuma spiediens: Spilgta protzvaigznes spožums rada spēcīgu ārējo starojuma spiedienu, kas aptur akreciju.
  • Īss Kelvina-Helmholca periods: Masīvas zvaigznes ļoti ātri uzkarst kodolā un sāk fūziju, kamēr vēl piesaista vielu.
  • Kopu vide: Masīvas zvaigznes parasti veidojas blīvos kopu centros, kur mijiedarbība, radiācija un strūklas ietekmē kopējo gāzu evolūciju [9].

5.2 Konkurences akrecija un atgriezeniskā saite

Blīvās kopu zonās daudzi protzvaigznes sacenšas par kopējiem gāzu resursiem. Masīvo zvaigžņu izstarotie jonizējošie fotoni un zvaigžņu vēji var fotoiztvaikot tuvumā esošos kodolus, koriģējot vai pat pārtraucot to zvaigžņu veidošanos. Neskatoties uz grūtībām, masīvas zvaigznes veidojas – tās ir galvenie enerģijas un ķīmiskās bagātināšanas avoti dzimstošajos zvaigžņu veidošanās reģionos.

6. Zvaigžņu veidošanās ātrums un efektivitāte

6.1 Kopējā galaktikas ŽSS

Galaktikas mērogā zvaigžņu veidošanās (ŽSS) korelē ar gāzu virsmas blīvumu, kā apraksta Kennicutt–Schmidt likums. Spirālveida vītnēs vai joslu struktūrās var veidoties milzīgi zvaigžņu veidošanās kompleksi. Pīķa neregulārās galaktikās vai zema blīvuma reģionos zvaigžņu veidošanās notiek vairāk epizodiski. Savukārt zvaigžņu veidošanās uzliesmojuma (angl. starburst) galaktikās, sakarā ar mijiedarbībām vai vielas pieplūdumu, var notikt īslaicīgi, bet ļoti intensīvi zvaigžņu veidošanās posmi [10].

6.2 Zvaigžņu veidošanās efektivitāte

Ne visa molekulārā mākoņa masa kļūst par zvaigznēm. Novērojumi rāda, ka zvaigžņu veidošanās efektivitāte (ŽVE) vienā mākoņā var svārstīties no dažiem līdz vairākiem desmitiem procentu. Protzvaigžņu plūsmas, radiācija un supernovu atgriezeniskā ietekme var izkliedēt vai uzkarsēt atlikušo gāzu daļu, apturot tālāku sabrukšanu. Tāpēc zvaigžņu veidošanās ir pašregulējošs process, kas reti pārvērš visu mākoņu uzreiz par zvaigznēm.

7. Protazvaigžņu ilgums un pāreja uz galveno secību

7.1 Laika periodi

 

  • Protazvaigznes fāze: Mazas masas protazvaigznēm šī fāze var ilgt vairākus miljonus gadu, līdz sākas kodola ūdeņraža sintēze.
  • T Taurē / Pirmpamata secība: Šis spožais zvaigznes pirmpamata secības posms turpinās, līdz zvaigzne stabilizējas galvenajā secībā no nulles vecuma (ZAMS).
  • Lielāka masa: Masīvākas protazvaigznes vēl ātrāk saraujas un sāk ūdeņraža sintēzi – bieži vien dažu simtu tūkstošu gadu laikā.

 

7.2 Ūdeņraža sintēzes uzsākšana

Kad kodola temperatūra un spiediens sasniedz kritisko robežu (apmēram 10 miljonus K ~1 Saules masas zvaigznei), sākas ūdeņraža sintēze kodolā. Tad zvaigzne nostabilizējas galvenajā secībā, kur tā mirdz stabilā režīmā miljonus vai pat miljardus gadu – atkarībā no zvaigznes masas.

8. Pašreizējie pētījumi un nākotnes perspektīvas

8.1 Augstas izšķirtspējas attēlojumi

Tādi instrumenti kā ALMA, JWST un lieli zemes teleskopi (ar adaptīvo optiku) ļauj ielūkoties putekļainajos protazvaigžņu "kokonos", atklājot diska kustības likumsakarības, izmešu struktūras un agrīnos sadalīšanās (fragmentācijas) procesus molekulārajos mākoņos. Attīstot jutību un telpisko izšķirtspēju, arvien dziļāk izpratīsim, kā smalkā turbulence, magnētiskie lauki un disku procesi mijiedarbojas zvaigžņu dzimšanas laikā.

8.2 Detalizēta ķīmija

Zvaigžņu veidošanās reģionos valda sarežģīta ķīmiskā vide, kur veidojas pat sarežģītas organiskās molekulas un pirmsdzīvības savienojumi. Novērojot šo savienojumu spektrālās līnijas submilimetru un radio diapazonā, var izsekot blīvo kodolu evolūcijas fāzes – no agrīnā sabrukuma posma līdz protoplanetāro disku veidošanai. Tas saistīts ar jautājumu, kā planētu sistēmas iegūst sākotnējos gaistošos resursus.

8.3 Lielmēroga vides nozīme

Galaktikas vide – piemēram, spirālveida viļņu radītie satricinājumi, joslu vadīta gāzu plūsma vai ārējie kompresijas faktori galaktiku mijiedarbības laikā – var sistemātiski mainīt zvaigžņu veidošanās ātrumu. Nākotnes dažādu viļņu garumu novērojumi, apvienojot tuvās infrasarkanās putekļu kartes, CO līniju plūsmas un zvaigžņu kopu sadalījumu, ļaus labāk izprast, kā molekulāro mākoņu veidošanās un sabrukums notiek visās galaktikās.

9. Secinājums

Molekulāro mākoņu sabrukums ir izšķirošs zvaigznes dzīves cikla sākuma posma faktors, kas pārvērš aukstas, putekļainas starpzvaigžņu vielas kabatas par protazvaigznēm, kuras vēlāk sāk sintēzi un bagātina galaktikas ar gaismu, siltumu un smagajiem elementiem. No gravitācijas nestabilitātēm, kas sašķeļ milzīgos mākoņus, līdz diska akrecijai un protazvaigžņu izmešu detaļām – zvaigžņu dzimšana ir daudzdimensionāls, sarežģīts process, ko nosaka turbulences, magnētiskie lauki un apkārtējā vide.

Nav svarīgi, vai zvaigznes veidojas vientuļās vidēs vai blīvos kopumos, ceļš no kodola sabrukuma līdz galvenajai secībai ir universāls zvaigžņu veidošanās princips Visumā. Izprast šīs agrīnās fāzes – no vājiem 0. klases avotiem līdz spožiem T Taurē vai Herbig Ae/Be posmiem – ir būtisks astrofizikas uzdevums, kas prasa progresīvus novērojumus un modelēšanu. Padziļināti izprotot šo posmu – no starpzvaigžņu gāzes līdz nobriedušai zvaigznei – atklājas galvenie likumi, kas uztur galaktiku “dzīvību” un sagatavo apstākļus planētām un iespējamai dzīvībai daudzās zvaigžņu sistēmās.

Nuorodos ir platesni šaltiniai

  1. Blitz, L., & Williams, J. P. (1999). Molekulāro mākoņu izcelsme un evolūcija. In Protostars and Planets IV (eds. Mannings, V., Boss, A. P., Russell, S. S.), Univ. of Arizona Press, 3–26.
  2. McKee, C. F., & Ostriker, E. C. (2007). “Zvaigžņu veidošanās teorija.” Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 45, 565–687.
  3. André, P., Di Francesco, J., Ward-Thompson, D., et al. (2014). “No filamentu tīkliem līdz blīviem kodoliem molekulārajos mākoņos.” Protostars and Planets VI, University of Arizona Press, 27–51.
  4. Elmegreen, B. G. (2002). “Zvaigžņu veidošanās šķērsojošā spirālajā viļņā.” The Astrophysical Journal, 577, 206–210.
  5. Jeans, J. H. (1902). “Sfēriska nebuļas stabilitāte.” Philosophical Transactions of the Royal Society A, 199, 1–53.
  6. Crutcher, R. M. (2012). “Magnētiskie lauki molekulārajos mākoņos.” Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 50, 29–63.
  7. Shu, F., Adams, F. C., & Lizano, S. (1987). “Zvaigžņu veidošanās molekulārajos mākoņos: novērojumi un teorija.” Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 25, 23–81.
  8. Lada, C. J. (1987). “Zvaigžņu veidošanās – no OB asociācijām līdz protazvaigznēm.” IAU Symposium, 115, 1–17.
  9. Zinnecker, H., & Yorke, H. W. (2007). “Ceļā uz izpratni par masīvo zvaigžņu veidošanos.” Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 45, 481–563.
  10. Kennicutt, R. C., & Evans, N. J. (2012). “Zvaigžņu veidošanās Piena Ceļā un tuvējās galaktikās.” Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 50, 531–608.
Atgriezties emuārā