Молекулярні хмари та протозорі
Linas JuozėnasПоділитися
Ковчег знань · Всесвіт · розділ 04 / стаття 01
Молекулярні хмари та протозорі
Зоря починає формуватися в холодній хмарі. Гравітація збирає газ, щільний центр нагрівається, а диск, що обертається, допомагає постачати речовину молодому об’єкту, який досі прихований у місці свого народження.
Як із хмари народжується зоря?
Те, що на зоряному небі здається порожнім проміжком, може бути хмарою перед зорями. Її пил затуляє видиме світло й приховує місце, де гравітація збирає нове покоління зір.
Уся хмара не перетворюється на один об’єкт. Формування зір зосереджується в окремих щільних ділянках, тоді як значна частина навколишнього газу залишається розсіяною або розсіюється. Вивчення цього нерівномірного процесу показує, як газ у галактиках перетворюється на зорі та матерію навколо них.[2]
У цій статті розглядається народження зір у молекулярних хмарах із пилом у галактиках, подібних до Чумацького Шляху. Перше покоління зір у Всесвіті сформувалося за інших хімічних умов.
З чого складається молекулярна хмара?
Більша частина водню в глибині молекулярної хмари, захищеній від випромінювання, об’єднана попарно в молекули H2. Гелій становить більшу частину решти маси газу, тоді як на важчі елементи та пил припадає менша частка.
На поверхнях пилу можуть утворюватися молекули водню, а сам пил поглинає ультрафіолетове випромінювання, яке зруйнувало б їх. H2 також поглинає випромінювання, що спричиняє дисоціацію, у своїх спектральних лініях і таким чином допомагає захистити речовину, що лежить глибше. Низька температура — лише частина пояснення: захист від випромінювання дає молекулам змогу зберігатися.[2]
Холодна, але далеко не однорідна
У багатьох спокійних щільних областях, захищених від випромінювання, температура становить близько 10–20 кельвінів, тобто приблизно від −263 до −253 °C. Газ, нагрітий молодими зорями поблизу, може бути значно теплішим.
Гігантська молекулярна хмара може простягатися на десятки парсеків, а її маса може сягати приблизно від десяти тисяч до мільйона мас Сонця. Парсек — це приблизно 3,26 світлового року, а маса Сонця — це маса нашого Сонця.
Середня густина може становити близько ста молекул H2 на кубічний сантиметр, а в щільних ядрах їх може бути десятки тисяч або більше. Ці числа описують різні частини хмари, і навіть у щільних ядрах речовина надзвичайно розріджена порівняно зі звичайними земними умовами.[1], [2]
У багатьох спостережуваних хмарах особливо виразні волокна, а щільні ядра формуються вздовж них або поблизу місць їхнього з’єднання. Ядро — це компактне скупчення газу й пилу; воно не обов’язково розташоване в геометричному центрі хмари, і не кожне ядро достатньо міцно зв’язане гравітацією, щоб зазнати колапсу.[4]
Які частини хмари можуть зазнати колапсу?
Гравітація притягує матерію всередину, тоді як градієнти тиску можуть протидіяти стисканню. Охолодження важливе, бо хмара, здатна випромінювати тепло, не обов’язково набуває достатнього теплового тиску, щоб зупинити стискання.
Маса Джинса — корисний орієнтир
Для ідеалізованого однорідного газу, якому протидіє гравітації лише тепловий тиск, маса Джинса визначає характерну масу, перевищення якої дає змогу збуренню зростати під дією гравітації.
MJ ∝ T3/2 / ρ1/2
Це орієнтир для оцінювання нестабільності, а не універсальне мінімальне значення маси кожної реальної хмари чи прогноз маси кінцевої зорі. Форма, тиск на межі хмари, магнітні поля та потоки змінюють умови цієї задачі.[1]
Turbulence
Невпорядковані рухи газу на одних масштабах можуть перешкоджати колапсу, а на інших — спричиняти ударні хвилі й утворювати щільні скупчення. Тому турбулентність не є ані чинником, що лише стримує колапс, ані чинником, що лише спричиняє його.
Чи потрібен вибух наднової, щоб почалося формування зір?
Ні. Гравітаційно нестабільні області можуть колапсувати й без зовнішнього вибуху. Бульбашки іонізованого газу, що розширюються, ударні хвилі й потоки, що зіштовхуються, можуть стискати газ, але зворотний вплив може й розсіяти його.
Сам факт виявлення молодих зір поблизу оболонки ще не свідчить, що саме оболонка спричинила їхнє утворення. Деякі з них могли сформуватися й без неї, можливо, в іншому місці або в інший час.[8]
Як щільне ядро стає протозорею?
У стандартній моделі формування маломасивних зір газ, що колапсує, спочатку достатньо ефективно випромінює енергію, щоб залишатися доволі холодним. Із зростанням щільності в центрі випромінюванню дедалі важче вирватися назовні, тому центр нагрівається.
-
Утворюється тимчасове перше ядро
Зростання тиску газу на короткий час не дає центральному об’єкту швидко колапсувати. Це перше гідростатичне ядро — перехідна структура, більша й менш компактна за зоряний об’єкт, що утворюється після нього.
-
Молекули водню починають розпадатися
За температури близько 2 000 K енергія витрачається на дисоціацію H2 на окремі атоми водню. Тоді тиск зростає надто повільно, щоб зупинити гравітаційне стискання, тож може статися другий швидкий колапс.
-
Утворюється компактне зоряне ядро
Коли дисоціація майже завершується, тиск знову може швидко зростати й утворюється значно щільніший центральний об’єкт. Він продовжує накопичувати речовину з навколишнього середовища.[9]
Чому вона світиться ще до виходу на головну послідовність
Молода протозоря вивільняє гравітаційну енергію, коли речовина падає на неї, а сама вона стискається. Частина цієї енергії випромінюється; навколишній пил поглинає та повторно випромінює більшу частину світла на довших хвилях.[11]
«Ще не на головній послідовності» не означає, що жодні ядерні реакції не можуть відбуватися. Ранній синтез дейтерію може давати енергію ще до того, як у ядрі почнеться стале звичайне горіння водню. Історія акреції також впливає на внутрішню будову молодої зорі.[12]
Хмара може розпастися на кілька ядер, іноді розпадаються й диски. Спільні області формування породжують подвійні системи, вільні групи, асоціації та гравітаційно зв’язані скупчення різного віку й маси, а не одне ідеально одночасне покоління.[4], [10]
Чому протозорі мають диски та струмені?
Обертання змінює шлях усередину
Зазвичай газ спочатку має певний кутовий момент — величину, пов’язану з обертанням. У міру стискання обертальний рух стає дедалі важливішим. Речовина може осісти в диску навколо центрального об’єкта.
Щоб рухатися далі всередину, газ має перерозподілити кутовий момент або втратити його частину через витік. Можуть діяти магнітні напруження, вітри та гравітаційні моменти сил; звичайна молекулярна в’язкість сама по собі не пояснює всього процесу.[13]
Диски можуть існувати вже навколо джерел класу 0, глибоко прихованих у хмарі. Вони виникають не лише після того, як протозоря розсіяла значну частину оболонки.[10]
Струмені та вітри допомагають перебудовувати навколишнє середовище
Магнітні поля, пов’язані із зорею та диском, допомагають запускати швидкі струмені й ширші вітри. Ці потоки можуть виносити кутовий момент і захоплювати навколишній газ. Викинута речовина та молекулярний газ, який вона захоплює, — пов’язані, але різні складові витоку.[14]
Там, де струмінь або вітер спричиняє ударну хвилю в навколишньому середовищі, можуть утворюватися сяйливі ділянки, відомі як об’єкти Гербіга—Аро. Витоки також прокладають порожнини меншої густини, крізь які може виходити частина світла.
Зображення витоку від прихованого молодого джерела
На інфрачервоному зображенні HH 211, отриманому телескопом «Вебб», видно ударні структури в біполярному потоці, який живиться від джерела класу 0, прихованого в хмарі. Такі зображення показують, як молодий об’єкт впливає на навколишній газ, навіть коли центральна область залишається затуленою.[17]
Зростання не завжди відбувається рівномірно
Швидкість акреції може сильно змінюватися, зокрема можливі епізоди швидкого зростання. Тому поточна яскравість протозорі не обов’язково відображає довгострокову середню швидкість надходження речовини. Дослідники поєднують повторні спостереження зі спектрами та іншими даними, оскільки змінне затуляння також може впливати на яскравість.[15]
Залишковий диск стає середовищем формування планет. Кількість матеріалу, що зберігається, його рух і тривалість існування газу впливають на планетну систему, що формується.[13]
Що означають класи 0, I, II та III?
Астрономи частково описують молоді зоряні об’єкти за тим, як їхня світність розподіляється на різних довжинах хвиль, тобто за їхнім спектральним розподілом енергії. Типові класи приблизно відповідають зникненню оболонки, а згодом і запиленого диска, однак це категорії, засновані на спостереженнях, а не точні позначення віку.
| Клас | Характерний вигляд | Фізична інтерпретація |
|---|---|---|
| 0 | Джерело, дуже глибоко занурене в оболонку, холодна оболонка якого інтенсивно випромінює. | Рання стадія накопичення маси. Диск і потік речовини, що витікає, вже могли сформуватися. |
| I | Потужне інфрачервоне випромінювання та оболонка, що ще збереглася. | Молода система, занурена в навколишню речовину й така, що продовжує накопичувати її зі зміною середовища. |
| II | Молода зоря з надлишком інфрачервоного випромінювання від великого запиленого диска. | Зазвичай пізніша система перед головною послідовністю; у випадку малої маси часто пов’язана з класичними зорями типу T Тельця. |
| III | Спектр більше схожий на спектр фотосфери зорі, інфрачервоний надлишок незначний. | Молода система зі значно меншою кількістю теплого навколозоряного пилу; це саме собою не означає, що вона вже на головній послідовності. |
Кут спостереження та поглинання світла речовиною на передньому плані можуть змінити видимий клас. Наприклад, диск, видимий з ребра, може надати системі вигляду об’єкта, глибше зануреного в оболонку. Класи II та III зазвичай описують пізніші системи молодих зір, а не протозорі в строгому значенні об’єкта, зануреного в оболонку.[10], [11]
Приблизно пів мільйона років
Огляди показують, що в близьких популяціях маломасивних зір сумарна тривалість класів 0 + I становить близько 0,5 мільйона років. Оцінка залежить від класифікації, повноти вибірки та припущень щодо історії популяції.[11]
Десятки мільйонів років
Схожа на Сонце зоря може стискатися ще довго після стадії об’єкта, зануреного в оболонку. У стандартних моделях вона досягає головної послідовності приблизно за 40 мільйонів років, але подробиці залежать від історії акреції.[12]
Для всіх зоряних мас немає єдиного годинника. Головна послідовність починається, коли постійний синтез водню в ядрі стає основним джерелом енергії, що підтримує тривалу світність зорі. Тиск газу підтримує молоду зорю і раніше; синтез змінює її енергетичний баланс.
Як масивна зоря продовжує зростати?
Масивні зорі накопичують речовину, випромінюючи інтенсивне світло, яке може нагрівати, іонізувати й відштовхувати навколишній газ. Їхня теплова еволюція може бути настільки швидкою, що синтез водню в ядрі починається, поки акреція ще триває.
Тому радіаційний тиск — це проблема, яка потребує пояснення, а не абсолютна межа, вище якої зорі не можуть формуватися. Щільні потоки в диску та розріджені полярні порожнини можуть дозволити речовині рухатися всередину, тоді як випромінювання поширюватиметься переважно в інших напрямках.
Звідки надходить маса?
Одні моделі наголошують на акреції з початково масивного гравітаційно зв’язаного ядра. Інші акцентують на постійному постачанні з більшого скупчення, спільного із сусідніми зорями.
Зворотний вплив змінює постачання
Іонізація, випромінювання та витікання речовини можуть відкривати канали, змінювати потоки речовини всередину або розсіювати газ. Результат залежить від навколишньої структури.
Ці теоретичні схеми перевіряють за спостережуваними потоками газу, дисками, кратністю зоряних систем і оточенням скупчень. Жоден простий рецепт не описує всі області народження масивних зір.[16]
Чому лише частина хмари перетворюється на зорі?
Значна частина хмари ніколи не потрапляє до ядра, що колапсує. Газ може залишатися під дією інших сил або бути незв’язаним, переміщатися між структурами чи розсіюватися під впливом зворотного зв’язку. Витікання речовини з протозір важливе на ранніх етапах, а випромінювання масивних зір і пізніші наднові можуть впливати на більші ділянки.[2], [6]
Коли астрономи називають зореутворення «неефективним», важливо, як саме це визначено. Два показники, які часто обговорюють, відповідають на різні запитання:
Загальна ефективність
Яка частка наявного газу зрештою перетворюється на зорі? Відповідь залежить від того, який саме газ враховують і як хмара набуває або втрачає речовину.
Ефективність за час вільного падіння
Яка частка виміряної кількості газу перетворюється на зорі за один розрахований час вільного падіння? Це показник, що характеризує швидкість процесу, а не остаточну частку хмари, яка перетворилася на зорі.
Дослідження 80 близьких галактик показало, що типова ефективність за час вільного падіння становить близько 0,5–1 % для ділянок діаметром 1,5 кілопарсека. Ці значення залежать від того, як вимірюють газ і зореутворення; вони не є універсальними показниками ефективності для окремих щільних ядер.[7]
Закономірності зореутворення в галактиках пов’язують запаси газу зі швидкістю формування зір, але усереднюють дані про багато хмар і етапів розвитку. Щоб зрозуміти, як народжується зоря, потрібно також відстежувати потоки речовини в менших масштабах.
Як зазирнути всередину зоряної колиски?
Найпоширенішу молекулу не завжди найлегше спостерігати. Холодний H2 випромінює слабко, адже за характерної для хмар температури його можливі квантові переходи важко збудити. Тому астрономи поєднують вимірювання пилу зі спостереженнями спектральних ліній інших молекул.[3]
| Спостереження | Що можна виявити | Що потрібно інтерпретувати |
|---|---|---|
| Випромінювання пилу в міліметровому та субміліметровому діапазонах хвиль | Холодну речовину, щільні ядра та структуру диска, зокрема під час спостережень за допомогою ALMA. | Оцінки маси залежать від температури пилу, непрозорості та припустимого співвідношення газу й пилу. |
| Спектральні лінії молекул | Швидкості газу, умови збудження та рух, пов’язаний з обертанням або витіканням речовини. | CO та інші молекули дають змогу виявляти H2 опосередковано. На сигнал впливають кількість молекул, оптична глибина та їхнє примерзання до зерен. |
| Інфрачервоні зображення та спектри | Теплі ділянки, приховані в хмарі, розсіяне світло, випромінювання ударних хвиль і поглинання льоду. | У деяких напрямках спостереження щільна речовина залишається непрозорою навіть для інфрачервоного випромінювання; спостереження випромінювання та поглинання дають змогу досліджувати різну матерію. |
| Вимірювання поляризації та ефекту Зеємана | Проєкцію геометрії магнітного поля та межі його компоненти вздовж напрямку спостереження. | Саме лише вимірювання поляризації пилу не є прямим вимірюванням напруженості поля; для її оцінювання потрібні додаткові дані та припущення. |
Жодне зображення не дає повної тривимірної карти. Поєднання різних індикаторів допомагає відокремити фізичну структуру від впливу температури, хімічного складу та напрямку спостереження.[3], [5], [10]
Лід на зернах зберігає частину запасів речовин
У межах програми телескопа Вебба «Льодовиковий період» («Ice Age») поглинання льоду, який уже існував до початку зореутворення, виміряли за світлом фонових зір, що проходить крізь щільну хмару. Такі спостереження свідчать, що хімічні перетворення починаються в холодному скупченні речовини, з якого згодом формуються зорі та диски.
Ці молекули допомагають простежити походження речовин, із яких формуються планети. Саме лише їх виявлення не доводить наявності життя й не дає змоги остаточно визначити, які речовини будуть на майбутній планеті.[18]
Повторні спостереження додають ще один вимір: зміни яскравості, відтоків речовини та навколишньої матерії можуть розкрити, як змінюється акреція. Сукупність даних дає змогу перевірити, як газ із хмари потрапляє в диск, а з нього – на зорю.[15]
Зоря народилася. Далі – найдовший розділ її життя.
Під час формування зорі під дією гравітації, охолодження, обертання та обміну енергією й моментом імпульсу з холодної міжзоряної хмари утворюється гарячий компактний об’єкт. Він зберігає сліди як місця свого народження, так і власного зростання.
Далі – Зорі головної послідовності: термоядерний синтез водню– етап, коли тривалий термоядерний синтез у центрі зорі забезпечує енергію протягом більшої частини її світного життя.
Джерела та додаткова література
Наукові статті, огляди авторів і матеріали обсерваторій, що підтверджують обговорювані фізичні процеси та приклади. Еволюційна послідовність маломасивних зір є корисною основою для пояснення, однак реальні системи відрізняються масою, середовищем, геометрією та історією акреції.
- McKee і Ostriker (2007) – теорія зореутворенняФізична основа для пояснення колапсу, теплового опору гравітації, турбулентності та характерних часових масштабів.
- Chevance та ін. (2023) – Життя та еволюція гігантських молекулярних хмарФормування хмар, фізичні умови, екранування, зворотний вплив і перетворення газу на зорі.
- Bolatto, Wolfire і Leroy (2013) – Коефіцієнт перерахунку CO–H₂Чому холодний молекулярний водень виявляють опосередковано та як оцінки маси на основі CO залежать від умов.
- André та ін. (2014) – Від мереж волокон до щільних ядер у молекулярних хмарах: на шляху до нової парадигми зореутворенняЗв’язок між молекулярними волокнами, щільними ядрами та зореутворенням.
- Pattle та ін. (2023) — Магнітні поля у зореутворенні: від хмар до ядерГеометрія магнітного поля, вимірювання поляризації та методи оцінювання напруженості поля.
- Krumholz і Federrath (2019) — Роль магнітних полів у визначенні темпу зореутворення та початкової функції масЯк магнітні поля регулюють зореутворення, взаємодіючи з турбулентністю та зворотним впливом.
- Sun та ін. (2023) — Закони та ефективність зореутворення у 80 близьких галактикахЕфективність, визначена за спостереженнями, її просторові масштаби та залежність від обраних методів вимірювання.
- Dale, Haworth і Bressert (2015) — Ризики надто легкого приписування збудження зореутворенняЧому сама лише близькість молодої зорі до оболонки, сформованої зворотним впливом, ще не доводить, що її утворення було збуджене.
- Young (2023) — Висновки чисельного моделювання щодо стадій першого та другого гідростатичних ядерНагрівання, перше гідростатичне ядро, дисоціація молекулярного водню та другий колапс.
- Tobin і Sheehan (2024) — Спостережна картина будови протозоряних системРанні диски, оболонки, класи на основі спостережень і вплив геометрії спостережень.
- Dunham та ін. (2014) — Еволюція протозірок: висновки десятиліття інфрачервоних оглядів телескопами «Spitzer» і «Herschel»Тривалість стадії протозірки, огорнутої оболонкою, джерела світності, акреція та оцінки на основі популяцій.
- Kunitomo та ін. (2017) — Новий погляд на еволюцію зір до головної послідовності. I. Важливість ефективності акреції та вмісту дейтеріюЯк акреція та раннє горіння дейтерію впливають на шлях до головної послідовності.
- Manara та ін. (2023) — Демографія молодих зір та їхніх протопланетних дисків: уроки еволюції дисків і її зв’язку з формуванням планетЕволюція дисків, перенесення моменту імпульсу, магнітні вітри та розсіювання дисків.
- Frank та ін. (2014) — Струмені та потоки від зорі до хмари: спостереження перевіряють теоріюВикинуті струмені та вітри, молекулярний газ, захоплений потоками, ударні хвилі та їхній зв’язок з акрецією.
- Fischer та ін. (2023) — Мінливість акреції як спосіб дослідити накопичення зоряної масиМінлива акреція та спостережні дані, що свідчать про епізоди швидкого зростання зір.
- Tan та ін. (2014) — Формування масивних зірМасивні протозорі, конкуруючі моделі їхнього формування та акреція за сильного зворотного впливу.
- NASA (2023) — телескоп NASA «Webb» зафіксував надзвуковий викид речовини з молодої зоріІнфрачервоні спостереження HH 211 і випромінювання ударних хвиль, пов’язані з молодим джерелом, зануреним в оболонку.
- McClure та ін. (2023) — «Льодовиковий період»: інвентаризація льодів у щільній молекулярній хмарі за допомогою JWSTОсобливості спектра поглинання льоду виявляють запаси хімічних речовин, що вже існують до початку зореутворення.
Усі статті цього розділу
- Молекулярні хмари та протозорі — ви тут
- Зорі головної послідовності: синтез водню
- Шляхи ядерного синтезу
- Зорі малої маси: червоні гіганти та білі карлики
- Масивні зорі: надгіганти та наднові з колапсом ядра
- Нейтронні зорі та пульсари
- Магнетари: екстремальні магнітні поля
- Зоряні чорні діри
- Нуклеосинтез: елементи важчі за залізо
- Подвійні зорі та екзотичні явища