Tähtien muodostuminen

Tähtien muodostuminen on tähtien muodostumisprosessi tähtienvälisestä väliaineesta galaksien mittakaavassa . Tähtien muodostuminen on galaksin suurin prosessi. Tämä prosessi ja sen historia määräävät galaksin rakenteen ja sen valoisuuden , värin ja spektriominaisuudet sekä sen tähtien ja kaasun kemiallisen koostumuksen .

Merkki aktiivisesta tähtien muodostumisesta galaksissa on massiivinen lyhytikäisten tähtien läsnäolo, samoin kuin niihin liittyvät objektit: H II -alueet , nuoret tähtiklusterit ja -assosiaatiot sekä tyypit Ib, Ic ja II supernovat . Siinä tapauksessa, että galaksi on riittävän kaukana ja tällaiset kohteet eivät ole yksittäin erotettavissa, epäsuorat merkit voivat viitata tähtien muodostumiseen, esimerkiksi voimakas säteily emissiolinjoissa , erityisesti H-alfassa , jota emissiosumut synnyttävät .

Tähtienvälisessä väliaineessa on jättimäisiä molekyylipilviä , joiden aineen tiheys on suurempi kuin ympäröivässä avaruudessa. Riittävän suurella massalla ne voivat alkaa kutistua, sirpaloitua ja niihin muodostuu tähtiä. Joka hetki vain pieni osa tähtienvälisestä kaasusta osallistuu tähtien muodostumiseen, ja lähes aina sitä esiintyy galaksien kiekoissa , tähtienmuodostusalueilla, joiden koko vaihtelee kymmenistä useisiin satoihin parsekeihin . Tähtien muodostuminen sellaisella alueella kestää enintään kymmeniä miljoonia vuosia, minkä jälkeen suurin osa kaasusta lähtee tähtikompleksista, kirkkaimmat tähdet suorittavat evoluution , epävakaat tähtijärjestelmät hajoavat ja kompleksin tähdet jakautuvat muiden kesken. tähdistä.

Tähtien muodostumisaktiivisuutta galakseissa kuvaa tähtien muodostumisnopeus (SFR), joka on galaksissa muodostuvien tähtien kokonaismassa aikayksikköä kohti. Siten spiraaligalakseissa SFR on yleensä 1-10 M ⊙ /v, kun taas elliptisessä ja linssimäisessä galaksissa se on paljon pienempi kuin 1 M ⊙ /v hyvin harvoja poikkeuksia lukuun ottamatta. Galaxyssamme SFR on noin 2 M ⊙ /vuosi . Tähtien muodostumiselle on myös ominaista alkumassafunktio (IMF) - tämä on funktio tähtien jakautumisesta massan mukaan muodostumisen aikana. Mitä pienempi tähti on massa, sitä enemmän tällaisia tähtiä muodostuu: tähdille, jotka ovat massiivisia kuin 1 M ⊙ niiden tähtien lukumäärän funktio, joiden massa on välillä - on potenssifunktion muotoinen , missä on 2,35. Vähemmän massiivisten tähtien lukumäärä ei kasva yhtä nopeasti massan mukana, ja niiden enimmäismäärä on välillä 0,1–1 M ⊙ . $dN$ $M$ $M+dM$ $dN\propto M^{-\alpha }dM$ $\alpha$

Kuvaus

Tähtien muodostuminen on laajamittainen prosessi, jossa tähtiä muodostuu tähtienvälisestä väliaineesta . Termi "tähtien muodostuminen" viittaa tähtien muodostumisprosessiin galaksimittakaavassa , kun taas " tähtien muodostuminen " viittaa yksittäisten tähtien muodostumiseen. Kuitenkin molempia näitä prosesseja kutsutaan joskus tähtien muodostukseksi [1] [2] .

Tähtien muodostuminen on galaksin suurin prosessi. Tämä prosessi ja sen historia määräävät galaksin rakenteen ja sen valoisuuden , värin ja spektriominaisuudet sekä sen tähtien ja kaasun kemiallisen koostumuksen . Merkki aktiivisesta tähtien muodostumisesta galaksissa on massiivinen lyhytikäisten tähtien läsnäolo, samoin kuin niihin liittyvät objektit: H II -alueet , nuoret tähtiklusterit ja -assosiaatiot sekä tyypit Ib, Ic ja II supernovat [3] . Esimerkiksi linssi- ja spiraaligalaksit ovat monella tapaa samanlaisia, ja niiden väliset erot johtuvat tähtienmuodostuksen aktiivisuudesta. Ensimmäisessä tähtien muodostumista ei käytännössä tapahdu, ja jälkimmäisessä se tapahtuu ja keskittyy kierrehaaroihin , jotka erottuvat muun galaksin taustasta suurella määrällä nuoria tähtiä ja niihin liittyviä esineitä [4] [5] .

Jos galaksi on riittävän kaukana ja tällaiset kohteet eivät ole yksitellen erotettavissa, epäsuorat merkit voivat viitata tähtien muodostumiseen [3] :

Voimakas emissio päästölinjoissa , erityisesti H-alfassa , jota päästösumut tuottavat ;
Nuorten massiivisten tähtien lähettämän sinisen ja ultraviolettivalon lisääntynyt kirkkaus ;
Lisääntynyt valoisuus kauko- infrapunassa , jossa kuumennettu pöly paistaa ;
Suuri lämpö- ja synkrotronisäteilyn virta radioalueella , mikä johtuu massiivisten tähtien vuorovaikutuksesta ympäristön kanssa: kun kaasua kuumennetaan ja ionisoidaan, se luo lämpösäteilyä, ja tällaisten tähtien, kuten supernovien, puhkeamisen aikana relativistiset elektronit pääsevät sisään tähtienvälinen väliaine , joka luo synkrotronisäteilyä;
Kuuman kaasun aiheuttama lisääntynyt röntgensäteilyn kirkkaus .

Käsittele

Tähtien muodostuminen

Tähtienvälisessä väliaineessa on jättimäisiä molekyylipilviä , joiden aineen tiheys on suurempi kuin ympäröivässä avaruudessa. Riittävän suurella pilven massalla siihen voi syntyä gravitaatioepävakautta ja se alkaa romahtaa. Rajoittava massa romahtamisen alkamiselle, jota kutsutaan Jeans-massaksi, riippuu pilven lämpötilasta sekä sen koosta tai tiheydestä. Molekyylipilvissä havaittavissa olosuhteissa se on 10 3 —10 5 M ⊙ [6] [7] .

Aluksi puristuksen aikana pilven tiheys kasvaa, mutta lämpötila ei muutu: pilven ollessa läpinäkyvä, sen puristamisesta johtuva kuumeneminen kompensoituu sen omalla säteilyllä. Siksi farkkujen massa pienenee ja pilvessä erottuvat pienemmät alueet, jotka alkavat romahtaa yksitellen - sirpaloitumista tapahtuu 0,01 M ⊙ -massaan asti . Tämä ilmiö selittää, miksi tähtien massat ovat paljon pienemmät kuin alkuperäisen pilven Jeansin massa ja miksi tähdet muodostuvat ryhmissä - tähtiklustereissa ja -assosiaatioissa [6] [7] . Jossain vaiheessa kutistuvat palaset muuttuvat läpinäkymättömiksi, saavuttavat hydrostaattisen tasapainon ja muuttuvat tähdiksi [8] .

Tähtien muodostumisen alueet

Joka hetki vain pieni osa tähtienvälisestä kaasusta osallistuu tähtien muodostumiseen, ja lähes aina sitä esiintyy galaksien kiekoissa , tähtienmuodostusalueilla, joiden koko vaihtelee kymmenistä useisiin satoihin parsekeihin . Niissä oleva kaasu jakautuu ja kuumenee epätasaisesti, niiden tiheimmät alueet jäähtyvät nopeammin ja sitoutuvat gravitaatioon, ja niissä syntyy tähtiä. Tämän seurauksena tähdet keskittyvät pieniin ryhmiin tai yhdistyksiin, joiden iän leviäminen on useita miljoonia vuosia. Tällaisen järjestelmän tähtikomponenttia kutsutaan tähtikompleksiksi ja kaasukomponenttia kutsutaan vastaavasti kaasukompleksiksi. Tähtien muodostuminen sellaisella alueella kestää enintään kymmeniä miljoonia vuosia, minkä jälkeen suurin osa kaasusta lähtee tähtikompleksista, kirkkaimmat tähdet suorittavat evoluution , epävakaat tähtijärjestelmät hajoavat ja kompleksin tähdet jakautuvat muiden kesken. tähdistä. Kaasukompleksin muodostuminen ja valmistautuminen tähtien muodostumiseen kestää noin 10 8 vuotta ja saman verran tähtikompleksien tuhoutuminen [9] .

Tähtien muodostumiseen vaikuttavat prosessit

Tähtien ja kaasun välillä on takaisinkytkentä: syntyneet tähdet vaikuttavat kaasuun, jossa ne muodostuvat. Tämä yhteys voi sekä stimuloida että tukahduttaa tähtien muodostumista - tällaisissa tapauksissa puhutaan positiivisesta ja negatiivisesta palautteesta. Esimerkiksi nuoret massiiviset tähdet luovat voimakkaita tähtituulia , ja osa niistä räjähtää tyypin II supernovaina useita miljoonia vuosia muodostumisen jälkeen. Supernovaräjähdyksen aikana merkittävä osa energiasta siirtyy tähtienväliseen väliaineeseen, erityisesti siinä syntyy shokkiaaltoja . Tämä johtaa kaasun voimakkaaseen puristumiseen, minkä vuoksi tähtien muodostuminen on nopeampaa. Toisaalta liiallinen tähtien muodostuminen lämmittää kaasua ja heittää sen ulos kaasukompleksista tai jopa ulos galaksista, mikä pysäyttää tähtien muodostumisen. Päinvastoin, jos tähdet lakkaavat syntymästä, niin kaasu saa vähemmän energiaa, sen turbulenssiliikkeet pysähtyvät ja se supistuu, mikä johtaa tähtien muodostumisen jatkumiseen. Näin ollen tähtien muodostuminen on itsesäätyvä prosessi [10] [11] .

Palautteen lisäksi tähtien muodostumiseen voivat vaikuttaa myös muut prosessit ja ilmiöt. Esimerkiksi kaasupilvien pyöriminen ja niissä olevan magneettikentän läsnäolo estää niitä romahtamasta, mikä estää tähtien syntymisen. Tiheysaallot spiraaligalakseissa johtavat kaasujen tiivistymiseen ja tähtien muodostumisen aktivoitumiseen niiden spiraalihaaroissa [11] . Riittävästi kaasua sisältävien galaksien törmäys johtaa kaasun keskittymiseen ytimeen, minkä vuoksi siinä tapahtuu voimakas, mutta lyhytikäinen tähtien muodostumispurkaus [12] .

Vaihtoehdot

Tähtien muodostumisnopeus

Tähtien muodostumisnopeus (SFR, englanninkielisestä tähtien muodostumisnopeudesta ) on tähtien kokonaismassa, joka muodostuu galaksissa aikayksikköä kohti. Siten spiraaligalakseissa SFR on yleensä 1–10 M ⊙ /v, kun taas elliptisessä ja linssimäisessä galaksissa se on paljon pienempi kuin 1 M ⊙ /v erittäin harvoja poikkeuksia lukuun ottamatta [13] . Galaxyssamme SFR on suunnilleen 2 M ⊙ / v [14] . Jos tähtien muodostumisnopeus galaksissa on erittäin korkea, galaksissa sanotaan olevan tähtienmuodostuspurske – tässä tapauksessa SFR voi ylittää normaaliarvon 1000 kertaa [15] [16] .

Erilaiset arviot tähtien muodostumisnopeudesta samalle galaksille voivat antaa tuloksia, jotka eroavat kertoimella 2–3, mikä johtuu ensisijaisesti käytettyjen tähtien evoluutiomallien erityispiirteistä ja alkuperäisen massafunktion parametreista (katso alla ) eri mittauksiin. Toinen syy on se, että tähtien muodostumisnopeutta ei voida arvioida tietyllä hetkellä, vaan vain tietyn ajanjakson keskiarvo, joka eroaa eri tähtienmuodostuksen indikaattoreilla. Siten päästölinjojen ja radiosäteilyn intensiteetti liittyy SFR:ään viimeisten muutaman miljoonan vuoden aikana, ja ultraviolettisäteilyä luovat massiiviset tähdet, jotka elävät enintään kymmeniä miljoonia vuosia. Infrapunasäteily voidaan yhdistää myös vähemmän massiivisiin tähtiin, joten sen teho heijastaa tähtien muodostumisnopeutta viimeisten 10 8 vuoden ajalta, ja "sinisten" väriindikaattoreiden , esimerkiksi B−V , kohdalla tämä ajanjakso kasvaa 10 9 vuoteen. Siten erilaisten tähtien muodostumisen indikaattoreiden käyttö mahdollistaa sen historian arvioinnin viimeisen miljardin vuoden ajalta [13] .

Lisäksi tähtien muodostumisen indikaattorit osoittavat vain riittävän massiivisten tähtien syntymän, kun taas pienimassaiset tähdet eivät käytännössä ilmene syntymässä. Siten voidaan suoraan määrittää, kuinka monta massiivista tähteä syntyy, ja pienimassaisten tähtien lukumäärä ja osuus SFR:stä voidaan arvioida vain tähtien massajakaumafunktiosta, alkumassafunktiosta [17] .

Suhteet

Koska tähdet muodostuvat kaasusta (katso yllä ), mitä enemmän galaksissa on kaasua, sitä suurempi tähtien muodostumisnopeuden tulisi olla. Numeerisesti tämä riippuvuus ilmaistaan empiirisellä Kennicutt-Schmidtin lailla : vedyn pintatiheys (yhteensä atomi- ja molekyylimuodossa ) liittyy tähtien muodostumisnopeuteen samalla alueella suhteella . Molekyylivedyn bulkkitiheydellä on samanlainen riippuvuus [18] . $\sigma$ ${\text{SFR}}\propto \sigma ^{1.4}$ $\rho _{H_{2))$ ${\text{SFR}}\propto \rho _{H_{2}}$

Toinen suhde, jota käytetään SFR:n arvioimiseen, on nimeltään Kennicutt-kaava, ja se yhdistää tämän arvon galaksin luminositeettiin H-alfa- viivalla , jota merkitään . Näiden kahden suuren välinen suhde on lineaarinen, ja jos SFR ilmaistaan muodossa M⊙ / vuosi ja erg /s, kaava saa muotoa [19] . $L_{H_{\alpha ))$ $L_{H_{\alpha ))$ ${\text{SFR}}=7,9\cdot 10^{-42}L_{H_{\alpha }}$

Tähtien muodostumisen tehokkuus

Toinen tähtien muodostumisnopeuteen liittyvä suure on tähtien muodostumistehokkuus (SFE ) . Se ilmaistaan muodossa , missä on kaasun massa galaksissa [20] . SFE:n käänteisluvulla on aikaulottuvuus ja se on merkitykseltään ajanjakso, jonka aikana galaksin kaasuvarannot vähenevät e kertaa, jos niitä ei täydennetä. Tämä arvo riippuu heikosti galaksin massasta: spiraaligalakseissa kaasun sammumisaika on 10 9 -10 10 vuotta, epäsäännöllisissä galakseissa useita kertoja pidempi. Pisin loppumisaika havaitaan matalan pinnan kirkkauden galakseissa ja kiekkogalaksien laitamilla , joissa tämä arvo voi ylittää 10 10 vuotta. Päinvastoin galakseissa, joissa on tähtipurkaus , sammumisaika on yleensä 10 8 - 10 9 vuotta, joten tähtipurkaukset eivät voi olla pitkäaikaisia tapahtumia [15] [21] . ${\text{SFE}}={\text{SFR}}/M_{\text{gas}}$ $M_{\text{gas))$

Alkuperäinen massafunktio

Alkumassafunktio (IMF) on tähtien massajakauman funktio niiden muodostumisen aikana. Tiedetään, että mitä pienempi tähtien massa on, sitä enemmän niitä on missä tahansa tähtijärjestelmässä, ja suurin osa massasta putoaa pienimassaisille tähdille. Koska tähtien muodostumisindikaattorit osoittavat vain massiivisten tähtien syntymistä, IMF:n tarkka muoto on tarpeen, jotta voidaan arvioida massiivisten tähtien lukumäärästä, kuinka monta pienimassaista tähteä syntyy niiden mukana [17] .

Edwin Salpeter laski yhden laajalti käytetyistä NPM :istä vuonna 1955 - sitä kutsuttiin Salpeter-funktioksi. Tähtien lukumäärälle, joiden massa on välillä - , se on potenssifunktion muotoinen , missä se on 2,35. Yli 1 M ⊙ massoille tämä arvio on edelleen relevantti, mutta vähemmän massiivisten tähtien kohdalla havaittiin, että massan pienentyessä niiden lukumäärä kasvaa hitaammin kuin Salpeterin funktio ennusti ja sen maksimi on välillä 0,1–1 M ⊙ . Nykyaikaiset NFM-mallit ottavat tämän seikan huomioon: ne voivat käyttää muita arvoja pienille massoille tai funktiolla voi olla eri muoto [17] [22] [23] . $dN$ $M$ $M+dM$ $dN\propto M^{-\alpha }dM$ $\alpha$ $\alpha$

Todennäköisesti NPM on yleisesti universaali eri galakseille, ainoana poikkeuksena äärimmäiset olosuhteet. Esimerkiksi galaksimme keskellä olevassa tähtijoukossa massiivisten tähtien IMF kuvataan tehofunktiolla , jonka arvo on noin 1,7 [23] . $\alpha$

Muistiinpanot

↑ Shustov B. M. Tähtien muodostuminen . Suuri venäläinen tietosanakirja . Haettu 25. marraskuuta 2021. Arkistoitu alkuperäisestä 15. kesäkuuta 2022. (määrätön)
↑ Zasov, Postnov, 2011 , s. 153-158, 404-405.
↑ 1 2 Zasov, Postnov, 2011 , s. 404-406.
↑ Marochnik L. S. Galaksien spiraalirakenne . Avaruusfysiikka . Astronetti . Haettu 28. marraskuuta 2021. Arkistoitu alkuperäisestä 28. marraskuuta 2021. (määrätön)
↑ Surdin et ai., 2017 , s. 354-355.
↑ 1 2 Kononovich, Moroz, 2004 , s. 386-387.
↑ 1 2 Salaris, Cassisi, 2005 , s. 106-110.
↑ Zasov, Postnov, 2011 , s. 153-161.
↑ Zasov, Postnov, 2011 , s. 408-410.
↑ Zasov, Postnov, 2011 , s. 410-412.
↑ 1 2 Marochnik L. S. Tähtien muodostuminen . Avaruusfysiikka . Astronetti . Haettu 29. marraskuuta 2021. Arkistoitu alkuperäisestä 28. marraskuuta 2021. (määrätön)
↑ Surdin et ai., 2017 , s. 328-329.
↑ 1 2 Zasov, Postnov, 2011 , s. 405-408.
↑ Chomiuk L., Povich MS Kohti tähtien muodostumisnopeuden määrityksiä Linnunradalla ja muissa galakseissa // The Astronomical Journal . - Bristol: IOP Publishing , 2011. - 1. joulukuuta ( nide 142 ). - s. 197 . — ISSN 0004-6256 . - doi : 10.1088/0004-6256/142/6/197 . Arkistoitu alkuperäisestä 17. toukokuuta 2022.
↑ 12 Starburst Galaxy . Tähtitiede . Melbourne: Swinburnen teknillinen yliopisto . Haettu 27. marraskuuta 2021. Arkistoitu alkuperäisestä 9. marraskuuta 2021. (määrätön)
↑ Starburst Galaxy: An Artist's Perspective . ESO . Haettu 27. marraskuuta 2021. Arkistoitu alkuperäisestä 27. marraskuuta 2021. (Venäjän kieli)
↑ 1 2 3 Zasov, Postnov, 2011 , s. 406-407.
↑ Surdin et ai., 2017 , s. 332-335.
↑ Zasov, Postnov, 2011 , s. 405.
↑ Shaldenkova E.S. Tähtien muodostumisen tehokkuus . Astronetti . Haettu 28. marraskuuta 2021. Arkistoitu alkuperäisestä 28. marraskuuta 2021. (määrätön)
↑ Zasov, Postnov, 2011 , s. 413-415.
↑ Krumholz, 2014 , s. 103.
↑ 1 2 Offner SSR, Clark PC, Hennebelle P., Bastian N., Bate MR The Origin and Universality of the Stellar Initial Mass Function // Protostähdet ja planeetat VIz / toim. H. Beuther, RS Klesen, C. P. Dullemond, Th. Henning. - Tuson: University of Arizona Press, 2014. - ISBN 9780816531240 . Arkistoitu 13. joulukuuta 2021 Wayback Machinessa

Kirjallisuus

Galaksit / toim. V. G. Surdin . — 2., korjattu ja täydennetty. — M .: Fizmatlit , 2017. — 432 s. — ISBN 978-5-9221-1726-5 .
Zasov A. V., Postnov K. A. Yleinen astrofysiikka . - 2. painos oikea ja ylimääräistä - Fryazino: Vek 2, 2011. - 576 s. — ISBN 978-5-85099-188-3 .
Kononovich E. V., Moroz V. I. Tähtitieteen yleinen kurssi / toim. V. V. Ivanova . — 2., korjattu. — M .: URSS , 2004. — 544 s. — ISBN 5-354-00866-2 .
Salaris M., Cassisi S. Tähtien ja tähtipopulaatioiden evoluutio . - Chichester: John Wiley & Sons , 2005. - 388 s. — ISBN 978-0-470-09219-X .
Krumholz MR Tähtien muodostumisen suuret ongelmat: Tähtien muodostumisnopeus, tähtien klusteroituminen ja alkuperäinen massafunktio // Physics Reports. - Amsterdam: Elsevier , 2014. - 1. kesäkuuta ( nide 539 ). — s. 49–134 . — ISSN 0370-1573 . - doi : 10.1016/j.physrep.2014.02.001 .

Sanakirjat ja tietosanakirjat	Iso venäläinen

tähtienvälinen väliaine
Komponentit	tähtienvälinen kaasu tähtienvälinen pöly tähtienvälinen pilvi kosmiset säteet Magneettikenttä
Sumut	Diffuusi (kevyt) sumu tumma sumu emissio sumu heijastussumu supernova jäännös planetaarinen sumu protoplanetaarinen sumu
Tähtien muodostumisen alueet	molekyylipilvi Rae Alue HII
Ympyrätähtimuodostelmat	Ympäröivä levy ( Accretion disk protoplanetaarinen levy jäljellä oleva levy ) Polaariset suihkut Herbig Object - Haro
Säteily	Tähtien tuuli