Molekuliniai debesys ir protžvaigždės

Molekuliniai debesys ir protžvaigždės

Kaip šalti, tankūs dujų ir dulkių debesys subyra, formuodami naujas žvaigždes žvaigždiniuose lopšiuose

Tarp žvaigždžių, atrodytų, tuščiuose tarpupiuose tyliai plaukioja milžiniški dujų ir dulkių – molekuliniai debesys. Šie šalti, tamsūs regionai, glūdintys tarpžvaigždinėje terpėje (ISM), yra žvaigždžių gimimo vietos. Juose gravitacija gali taip sutankinti medžiagą, kad sužadintų branduolinę sintezę, taip pradėdama ilgą žvaigždės egzistavimo kelią. Nuo išsklidusių milžiniškų molekulinių kompleksų, besitęsiančių dešimtis parsekų, iki kompaktiškų tankių branduolių – šie žvaigždžių lopšiai būtini atnaujinti galaktikos žvaigždžių populiacijas, formuojant tiek mažos masės raudonąsias nykštukes, tiek didesnės masės protžvaigždes, kurios vieną dieną ryškiai sušvis kaip O ar B spektrinių klasių žvaigždės. Šiame straipsnyje nagrinėjame molekulinių debesų pobūdį, kaip jie griūva, kad suformuotų protžvaigždes, bei subtilią fizikos sąveiką – gravitacijos, turbulencijos, magnetinių laukų – lemiančią šį pagrindinį žvaigždėdaros procesą.

1. Molekuliniai debesys: žvaigždėdaros lopšiai

1.1 Sudėtis ir sąlygos

Molekuliniai debesys daugiausia sudaryti iš vandenilio molekulių (H2), taip pat iš helio ir nedidelio kiekio sunkesnių elementų (C, O, N ir kt.). Dažnai jie atrodo tamsūs matomųjų bangų ruože, nes dulkių dalelės sugeria ir išsklaido žvaigždžių šviesą. Tipiškos jų savybės:

  • Temperatūra: ~10–20 K tankiuose plotuose, pakankamai žema, kad molekulės liktų nesuirusios.
  • Tankis: Nuo kelių šimtų iki kelių milijonų dalelių kubiniame centimetre (pvz., milijoną kartų tankesnė terpė nei vidutinė tarpžvaigždinė).
  • Masa: Debesys gali siekti nuo kelių Saulės masių iki daugiau nei 106 M⊙ (taip vadinamuose milžiniškuose molekuliniuose debėsiuose, GMC) [1,2].

Toks žemas temperatūrų lygis ir dideli tankiai sudaro sąlygas molekulėms susidaryti ir išlikti, o tuo pat metu sukuria apsaugotą terpę, kurioje gravitacija gali įveikti šiluminį slėgį.

1.2 Milžiniški molekuliniai debesys ir jų posistemės

Milžiniški molekuliniai debesys, besitęsiantys dešimtis parsekų, turi sudėtingas vidines struktūras: gijas (filamentus), tankius gumulus bei branduolius. Šie poskyriai dažnai pasirodo esantys neapibrėžti gravitaciniu požiūriu (gali griūti), taip suformuodami protžvaigždes ar mažas spiečių grupes. Stebėjimai milimetrinių ir po-milimetrinių bangų ruože (pvz., ALMA) atskleidžia įmantrias gijines struktūras, kuriose dažnai koncentruojasi žvaigždėdara [3]. Tokios molekulių linijos (CO, NH3, HCO+) bei dulkių kontinuumo žemėlapiai padeda nustatyti kolonų tankį, temperatūrą ir judėjimo dėsningumus, parodančius, kaip poskyriai gali fragmentuotis ar griūti.

1.3 Žlugimą inicijuojantys veiksniai

Vien gravitacijos nebūna pakankama, kad paskatintų didelio masto debesies griūtį. Papildomi “užvedimo mechanizmai” yra:

  1. Supernovų smūginės bangos: Besiplečiantys supernovų likučiai gali suspausti kaimyninę dujų terpę.
  2. H II sričių plėtimasis: Masivių žvaigždžių skleidžiama jonizuojanti spinduliuotė išpučia lukštus iš neutralios medžiagos, stumiančius juos į greta esančius molekulinius debesis.
  3. Spiralinių bangų tankio efektas: Galaktikų diskuose, pro šalį keliaujančios spiralinės bangos gali sutankinti dujas, taip formuodamos milžiniškus debesis ir vėliau žvaigždžių spiečius [4].

Nors ne visa žvaigždėdara reikalauja išorinio paskatinimo, šie procesai neretai pagreitina debesies segmentų susiskaidymą ir gravitacinę griūtį silpnai stabiliose srityse.

2. Griūties pradžia: branduolio susidarymas

2.1 Gravitacinis nestabilumas

Jeigu dalis molekulinio debesies vidinės masės ir tankio viršija Jeanso masę (kritinę masę, nuo kurios gravitacija nusveria šiluminį slėgį), toji sritis pradeda griūti. Jeanso masė priklauso nuo temperatūros ir tankio:

MJ ∝ (T3/2) / (ρ1/2).

Tipiškuose šalčiuose, tankiuose branduoliuose šiluminis ar turbulentinis slėgis nebesugeba atlaikyti gravitacijos, tad prasideda žvaigždėdara [5].

2.2 Turbulencijos ir magnetinių laukų vaidmuo

Turbulencija molekuliniuose debesyse skatina chaotiškus srautus, kurie gali pristabdyti tiesioginę griūtį, tačiau taip pat gali sudaryti sąlygas lokaliems sutankėjimams branduolių vietose. Tuo tarpu magnetiniai laukai suteikia papildomą atramą, jei debesį perveria magnetinės jėgų linijos. Stebėjimai (pvz., poliarizuotų dulkių spinduliuotė, Zeemano suskaidymas) leidžia pamatuoti magnetinio lauko stiprį. Gravitacijos, turbulencijos ir magnetizmo sąveika lemia, kokiu greičiu ir kokiu efektyvumu galiausiai formuosis žvaigždės [6].

2.3 Susiskaidymas ir spiečiai

Griūties metu tas pats debesis gali suskaidyti į kelis tankius branduolius. Tai paaiškina, kodėl žvaigždės dažniausiai formuojasi spiečiuose arba grupėse – bendra gimimo aplinka gali apimti nuo keleto protžvaigždžių iki turtingų žvaigždžių spiečių su tūkstančiais narių. Tuose spiečiuose susidaro ir labai mažos masės rudosios nykštukės, ir masyvios O spektro protžvaigždės, kurios iš esmės gimsta vienu metu toje pačioje GMC.

3. Protžvaigždės: formavimasis ir raida

3.1 Nuo tankaus branduolio iki protžvaigždės

Iš pradžių, tankus branduolys debesies centre tampa nepermatomas savo paties spinduliuotei. Toliau traukiantis dėl gravitacijos, išsiskiria šiluma, kuri šildo besivystančią protžvaigždę. Šis darinys, vis dar paskendęs dulkėtoje aplinkoje, dar nevykdo vandenilio sintezės – jo šviesį daugiausia lemia gravitacinio traukimosi energija. Pagal stebėjimus, ankstyvoji protžvaigždės fazė ryškiausiai atsiskleidžia infraraudonųjų spindulių ir po-milimetro ruože, kadangi optinį spektrą gesina dulkės [7].

3.2 Stebėjimų klasės (0, I, II, III)

Protžvaigždės skirstomos į klases pagal spektrinį energijos pasiskirstymą (SED), susijusį su dulkėmis:

  • 0 klasė: Ankstyviausias tarpsnis. Protžvaigždė gausiai apgaubta aplinkinio gaublio, akrecija didelė, beveik jokia žvaigždės šviesa negali prasiskverbti.
  • I klasė: Gaublio masė gerokai sumažėjusi, susiformuoja protžvaigždės diskas.
  • II klasė: Paprastai vadinamos T Taurė (mažos masės) arba Herbig Ae/Be (vidutinės masės) žvaigždės. Jose jau yra ryškūs diskai, bet mažiau aplinkinio gaublio, o spinduliuotė pastebima matomajame ar artimo IR ruože.
  • III klasė: Beveik nebeturinti disko priešpagrindinė žvaigždė. Ji artima galutiniam žvaigždės pavidalui, likęs tik menkas disko pėdsakas.

Ši klasifikacija atspindi žvaigždės evoliuciją nuo giliai apsuptos ankstyvosios stadijos iki vis labiau atsiskleidžiančios priešpagrindinės žvaigždės, kuri galiausiai pereis į vandenilio sintezės fazę [8].

3.3 Dvypoliai išmetimai ir čiurkšlės

Protžvaigždėms būdinga leisti dvypolius srautus ar kolimuotas čiurkšles išilgai sukimosi ašies, kuriuos, manoma, sukelia magnetohidrodinaminiai procesai akrecijos diske. Šie srautai išpučia ertmes aplinkiniame gaublyje, sudarydami įspūdingus Herbigo–Haro (HH) objektus. Tuo pat metu lėtesni, platesni srautai padeda pašalinti perteklinį kampinį momentą iš įkrentančios medžiagos, taip neleidžiant protžvaigždei pernelyg greitai įsisukti.

4. Akrecijos diskai ir kampinis momentas

4.1 Disko susidarymas

Kol debesies branduolys griūva, kampinio momento tvermė verčia įkrentančią medžiagą susitelkti į sukantįsi aplinkžvaigždinį diską aplink protžvaigždę. Šiame dujų ir dulkių diske, kurio spindulys gali siekti dešimtis ar šimtus AV (astronominių vienetų), ilgainiui gali susiformuoti protoplanetinis diskas, kuriame vyksta planetinė akrecija.

4.2 Disko raida ir akrecijos sparta

Medžiagos tekėjimą iš disko į protžvaigždę nulemia disko klampumas ir MHD turbulencija (vadinamas “alfa-disko” modelis). Tipiniai akrecijos srautai gali siekti 10−6–10−5 M⊙ per metus, o artėjant žvaigždei prie galutinės masės, ši sparta mažėja. Stebėdami disko šiluminę spinduliuotę po-milimetro diapazone, astronomai gali nustatyti disko masę ir skersinę struktūrą, o spektroskopija atskleidžia karštus akrecijos taškus prie žvaigždės paviršiaus.

5. Didelės masės žvaigždžių formavimasis

5.1 Masivių protžvaigždžių iššūkiai

Didelių masių (O ir B spektrinių klasių) žvaigždžių susidarymui būdingos papildomos kliūtys:

  • Spinduliuotės slėgis: Ryškus protžvaigždės šviesis sukelia stiprų išorinį spinduliuotės spaudimą, stabdantį akreciją.
  • Trumpas Kelvin-Helmholco laikotarpis: Masyvios žvaigždės itin greitai įšyla branduolyje ir pradeda fuziją, kol dar pritraukinėja medžiagą.
  • Spiečių aplinka: Masyvios žvaigždės paprastai formuojasi tankiuose spiečių centruose, kur sąveika, radiacija, čiurkšlės veikia bendrą dujų evoliuciją [9].

5.2 Konkurencinė akrecija ir grįžtamasis ryšys

Tankiose spiečių zonose daug protžvaigždžių varžosi dėl bendrų dujų išteklių. Masivių žvaigždžių skleidžiami jonizuojantys fotonai bei žvaigždiniai vėjai gali foto-išgarinti netoliese esančius branduolius, pakoreguodami ar net nutraukdami jų žvaigždėdarą. Nepaisant sunkumų, masyvios žvaigždės formuojasi – jos yra svarbiausios energijos ir cheminio praturtinimo šaltiniai gimstančiuose žvaigždėdaros regionuose.

6. Žvaigždžių susidarymo sparta ir efektyvumas

6.1 Bendras galaktikos ŽSS

Galaktikos mastu žvaigždėdara (ŽSS) koreliuoja su dujų paviršiaus tankiu, kaip aprašo Kennicutt–Schmidt dėsnis. Spiralinėse vijos ar juostos struktūrose gali rastis milžiniškų žvaigždėdaros kompleksų. Nykštukinėse netaisyklingose galaktikose ar žemo tankio regionuose žvaigždėdara vyksta labiau epizodiškai. Tuo tarpu žvaigždėdaros protrūkio (angl. starburst) galaktikose dėl sąveikų arba medžiagos pritekėjimo gali vykti trumpalaikiai, bet labai intensyvūs žvaigždžių formavimosi etapai [10].

6.2 Žvaigždėdaros efektyvumas

Ne visa molekulinio debesies masė tampa žvaigždėmis. Stebėjimai rodo, jog žvaigždėdaros efektyvumas (ŽDE) viename debesyje gali svyruoti nuo kelių iki kelių dešimčių procentų. Protžvaigždžių srautų, radiacijos ir supernovų atgalinis poveikis gali išsklaidyti ar įkaitinti likusią dujų dalį, stabdant tolimesnį kolapsą. Todėl žvaigždėdara yra savireguliacinis procesas, retai paverčiantis visą debesį žvaigždėmis iš karto.

7. Protžvaigždžių trukmės ir perėjimas į pagrindinę seką

7.1 Laikotarpiai

 

  • Protžvaigždės fazė: Mažos masės protžvaigždėms ši fazė gali tęstis kelis milijonus metų, kol prasideda branduolinė vandenilio sintezė branduolyje.
  • T Taurė / Priešpagrindinė seka: Šis ryškus žvaigždės ikipagrindinės sekos tarpsnis tęsiasi, kol žvaigždė stabilizuojasi pagrindinėje sekoje nuo nulio amžiaus (ZAMS).
  • Didesnė masė: Masyvesnės protžvaigždės dar greičiau susitraukia ir pradeda vandenilio sintezę – dažnai per kelis šimtus tūkstančių metų.

 

7.2 Vandenilio sintezės užsivedimas

Kai branduolio temperatūra ir slėgis pasiekia kritinę ribą (apie 10 milijonų K ~1 Saulės masės žvaigždei) prasideda vandenilio sintezė branduolyje. Tada žvaigždė nusėda į pagrindinę seką, kur milijonus ar net milijardus metų švyti stabiliai – priklausomai nuo žvaigždės masės.

8. Dabartiniai tyrimai ir ateities perspektyvos

8.1 Didelės raiškos vaizdinimai

Tokie instrumentai kaip ALMA, JWST, bei dideli žemės teleskopai (turintys adaptyviąją optiką) leidžia praskverbti į dulkėtus protžvaigždžių "kokonus", parodant disko judėjimo dėsningumus, išmetimų struktūras ir ankstyvus skilimo (fragmentacijos) procesus molekuliniuose debesyse. Plėtojant jautrumą ir erdvinę skyros galią, vis giliau suvoksime, kaip smulkioji turbulencija, magnetiniai laukai ir diskų procesai sąveikauja gimstant žvaigždėms.

8.2 Detali chemija

Žvaigždėdaros regionuose klesti sudėtinga cheminė aplinka, kur susidaro net sudėtingos organinės molekulės bei priešgyvybiniai junginiai. Stebint šių junginių spektrines linijas po-milimetro ir radijo ruože, galima atsekti tankių branduolių evoliucijos fazes – nuo ankstyvo griūties etapo iki protoplanetinių diskų formavimosi. Tai siejasi su klausimu, kaip planetų sistemos įgyja pradinius lakiuosius išteklius.

8.3 Didelio masto aplinkos reikšmė

Galaktikos aplinka – pvz., spiralinių vijų sukeliami sukrėtimai, juostos varoma dujų tėkmė ar išoriniai kompresiniai veiksniai per galaktikų sąveikas – gali sistemingai keisti žvaigždėdaros spartą. Ateities įvairaus bangų ruožo stebėjimai, derinant artimo IR dulkėtumo žemėlapius, CO linijų srautus ir žvaigždžių spiečių pasiskirstymą, leis geriau suvokti, kaip vyksta molekulinių debesų formavimasis ir žlugimas ištisose galaktikose.

9. Išvada

Molekulinių debesų griūtis yra lemiamas žvaigždės gyvavimo pradinės stadijos veiksnys, paverčiantis šaltas, dulkėtas tarpžvaigždinės medžiagos kišenes į protžvaigždes, kurios vėliau pradeda sintezę ir praturtina galaktikas šviesa, šiluma bei sunkiaisiais elementais. Nuo gravitacinių nestabilumų, skaldančių milžiniškus debesis, iki diskinės akrecijos ir protžvaigždžių išmetimų detalių – žvaigždžių gimimas yra daugialypis, sudėtingas procesas, kurį lemia turbulencija, magnetinis laukas ir supanti aplinka.

Nesvarbu, ar žvaigždės formuojasi vienišose terpėse, ar tirštuose spiečiuose, kelias nuo branduolio griūties iki pagrindinės sekos – tai universalus žvaigždėdaros principas kosmose. Pažinti šias ankstyvąsias fazes – nuo neryškių 0 klasės šaltinių iki ryškių T Taurės ar Herbig Ae/Be etapų – yra esminis astrofizikos uždavinys, reikalaujantis pažangių stebėjimų bei modeliavimo. Išsamiai suvokus šį tarpsnį – nuo tarpžvaigždinės dujų medžiagos iki subrendusios žvaigždės – atsiskleidžia pagrindiniai dėsningumai, kurie palaiko galaktikų “gyvumą” ir paruošia sąlygas planetoms bei galimai gyvybei daugelyje žvaigždžių sistemų.

Nuorodos ir platesni šaltiniai

  1. Blitz, L., & Williams, J. P. (1999). The Origin and Evolution of Molecular Clouds. 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). “Theory of Star Formation.” Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 45, 565–687.
  3. André, P., Di Francesco, J., Ward-Thompson, D., et al. (2014). “From Filamentary Networks to Dense Cores in Molecular Clouds.” Protostars and Planets VI, University of Arizona Press, 27–51.
  4. Elmegreen, B. G. (2002). “Star Formation in a Crossing Spiral Wave.” The Astrophysical Journal, 577, 206–210.
  5. Jeans, J. H. (1902). “The Stability of a Spherical Nebula.” Philosophical Transactions of the Royal Society A, 199, 1–53.
  6. Crutcher, R. M. (2012). “Magnetic Fields in Molecular Clouds.” Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 50, 29–63.
  7. Shu, F., Adams, F. C., & Lizano, S. (1987). “Star formation in molecular clouds: Observation and theory.” Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 25, 23–81.
  8. Lada, C. J. (1987). “Star formation – From OB associations to protostars.” IAU Symposium, 115, 1–17.
  9. Zinnecker, H., & Yorke, H. W. (2007). “Toward Understanding Massive Star Formation.” Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 45, 481–563.
  10. Kennicutt, R. C., & Evans, N. J. (2012). “Star Formation in the Milky Way and Nearby Galaxies.” Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 50, 531–608.
Вернуться к блогу