Википедија

Ѕвездообразба

процес на создавање на ѕвездите
(Пренасочено од Ѕвездородна област)

Ѕвездообразба ― процес со кој густите подрачја во молекуларните облаци во меѓуѕвездениот простор, понекогаш наречени „ѕвездени расадници“ или „ѕвездообразбени подрачја“, се распаѓаат и образуваат ѕвезди.[1] Како гранка на астрономијата, ѕвездообразбата вклучува проучување на меѓуѕвездената средина и џиновските молекуларни облаци како претходници на процесот на ѕвездообразба и проучувањето на протоѕвездите и младите ѕвездени објекти како непосредни производи. Tоа е тесно поврзано со образувањето на планетите, друга гранка на астрономијата. Теоријата за ѕвездообразбата мора да ја земе предвид и статистиката на двојните ѕвезди и функцијата на почетната маса. Повеќето ѕвезди не се образуваат изолирано, туку како дел од група ѕвезди наречени ѕвездени јата или ѕвездени асоцијации.[2]

Маглината W51 во Орел - една од најголемите фабрики за ѕвезди во Млечниот Пат (25 август 2020 година).

Ѕвездени расадници уреди

Меѓуѕвездени облаци уреди

Спирална галаксија како Млечниот Пат содржи ѕвезди, ѕвездени остатоци и меѓуѕвездена средина од гас и прашина. Меѓуѕвездената средина се состои од 10−4 до 106 честички на цм3 и се состои од приближно 70% водород по маса, а најголемиот дел од преостанатиот гас се состои од хелиум. Овој медиум е хемиски збогатен со траги на тешки елементи кои биле произведени и потоа исфрлени од ѕвездите преку соединување на хелиум. Подрачјата со поголема густина на меѓуѕвездена средина образуваат облаци или расеани маглини,[3] каде што се образуваат ѕвезди.[4] За разлика од спиралните, елиптичните галаксии го губат студенилото во нивниот меѓуѕвезден простор за време од околу милијарда години, што ја спречува галаксијата да образува расеани маглини, освен преку спојување со други галаксии.[5]

 
Слика од вселенскиот телескоп Хабл позната како Столбови на создавањето, каде што ѕвездите се образуваат во маглината Орел.

Во густите маглини каде што се создаваат ѕвезди, голем дел од водородот е во молекуларен (H2) облик, така што овие маглини се нарекувани молекуларни облаци.[4] Вселенското набљудувалиште Хершел открило дека молекуларни влакна се навистина сеприсутни во молекуларните облаци. Густите молекуларни влакна, кои се клучни во процесот на образување на ѕвезди, се фрагментираат во гравитациски врзани јадра, од кои повеќето еволуираат во ѕвезди. Постојаното собирање на гас, геометриското свиткување и магнетните полиња може да го контролираат начинот на фрагментација на влакната. Со суперкритичните набљудувањата на влакната се откриени квазипериодични синџири на густи јадра со растојание споредливо со внатрешната ширина на влакното, и вклучува вградени протоѕвезди со одлив.[6] Набљудувањата покажуваат дека најстудените облаци имаат тенденција да образуваат ѕвезди со мала маса, забележани прво во инфрацрвена светлина внатре во облаците, а потоа во видлива светлина на нивната површина откога облаците ќе се распаднат, додека џиновските молекуларни облаци, кои се главно потопли, произведуваат ѕвезди од сите маси.[7] Овие џиновски молекуларни облаци имаат карактеристична густина од 100 честички на цм3, пречник од 100 светлосна годинаs (9.5×1014 kм), маси до 6 милиони сончеви маси (M☉), и просечна внатрешна температура од 10 К. Околу половина од вкупната маса на галактичкиот меѓуѕвездена средина се наоѓа во молекуларните облаци[8], и во Млечниот Пат има околу 6.000 молекуларни облаци, секој со повеќе од 100,000 M☉.[9] Најблиската маглина до Сонцето каде што се образуваат масивни ѕвезди е маглината Орион, оддалечена 1,300 светлосна годинаs (1.2×1016 kм).[10] Сепак, ѕвездообразбата со помала маса се одвива на оддалеченост од околу 400-450 светлосни години, во комплексот облак ρ Ophiuchi.[11]

Позбиено место на ѕвездообразбата се непроѕирните облаци од густ гас и прашина познати како Бокови глобули, така наречени по астрономот Барт Бок. Тие можат да се образуваат во поврзаност со разурнувањето на молекуларни облаци, а понекогаш и независно.[12] Боковите глобули обично се со пречник до една светлосна година и содржат неколку соларни маси.[13] Тие можат да се забележат како темни облаци наспроти светлите оддавни маглини. Откриено е дека повеќе од половина од познатите Бокови глобули содржат новосоздадени ѕвезди.[14]

 
Збир на галаксии во раниот универзум.[15]

Распаѓање на облак уреди

Меѓуѕвезден облак од гас ќе остане во хидростатска рамнотежа сè додека кинетичката енергија на притисокот на гасот е во рамнотежа со потенцијалната енергија на внатрешната гравитациска сила. Математички ова се изразува со помош на виријалната теорема, која вели дека, за да се одржува рамнотежа, гравитациската потенцијална енергија мора да биде еднаква на двапати од внатрешната топлинска енергија.[16] Ако облакот е толку масивен што притисокот на гасот не е доволен да го издржи, облакот ќе претрпи гравитациски колапс. Масата над која облакот ќе претрпи таков колапс или распад се нарекува Џинсова маса. Џинсовата масата зависи од температурата и густината на облакот, но обично е од илјадници до десетици илјади сончеви маси.[4] За време на распаѓањето на облакот, истовремено се образуваат десетици до десетици илјади ѕвезди, што може да се забележи во таканаречените вградени јата. Крајниот производ на распадот на јадрото е отворен кластер од ѕвезди.[17]

 
Набљудувањата на АЛМА на комплексот на маглината Орион даваат увид во експлозиите при раѓањето на ѕвездите.[18]

При предизвикана ѕвездообразба, еден од неколкуте настани може да се случи за да се притисне молекуларниот облак и да се започне неговиот гравитациски колапс или распад. Меѓусебно судирање на молекуларните облаци, или пак некоја блиска експлозија на супернова, ќе испратат шокирана материја во облакот со многу големи брзини.[4] Наизменично, галактичките судири можат да предизвикаат масивни ѕвездени изблици на ѕвездообразба бидејќи гасните облаци во секоја галаксија се притиснати и возбудени од плимните сили.[19] Последниот механизам може да биде одговорен за образување на збиени јата.[20]

Супермасивна црна дупка во јадрото на галаксијата може да послужи за регулација на брзината на ѕвездообразбатата во галактичкото јадро. Црната дупка може да стане активна, испуштајќи силен ветер преку колиматиран релативистички млаз. Ова може да го ограничи понатамошната ѕвездообразбата. Масивните црни дупки кои исфрлаат честички кои емитуваат радиофреквенција со брзина приближна на светлината, исто така можат да го спречат образувањето на нови ѕвезди во некои постари галаксии.[21] Сепак, радио емисиите околу млазовите исто може да предизвикаат ѕвездообразба. Слично на тоа, послаб млаз може да предизвика ѕвездообразба кога ќе се судри со облак.[22]

 
Џуџестата галаксија ESO 553-46 има една од највисоките стапки на ѕвездообразба од околу 1000 галаксии најблиску до Млечниот Пат.[23]

Како што се урива, молекуларниот облак хиерархиски се распаѓа на помали и помали парчиња, додека фрагментите не достигнат ѕвездена маса. Во секој од овие фрагменти, гасот што се распаѓа ја зрачи енергијата добиена со ослободување на гравитациската потенцијална енергија. Како што се зголемува густината, фрагментите стануваат непроѕирни и на тој начин се помалку ефикасни во зрачење на нивната енергија. Ова ја зголемува температурата на облакот и спречува понатамошна фрагментација. Фрагментите се кондензираат во ротирачки сфери на гас кои служат како ѕвездени ембриони.[24]

Ефектите од турбуленцијата, макроскопските текови, ротацијата, магнетните полиња и геометријата на облакот го усложнуваат процесот на распаѓање. И ротацијата и магнетните полиња можат да го попречат распадот на облакот.[25][26] Турбуленцијата е од големо значење за предизвикување фрагментација на облакот, а во најмали размери промовира колапс.[27]

Поврзано уреди

Наводи уреди

  1. ↑ Stahler, S. W.; Palla, F. (2004). The Formation of Stars. Weinheim: Wiley-VCH. ISBN 3-527-40559-3.
  2. ↑ Lada, Charles J.; Lada, Elizabeth A. (2003-09-01). „Embedded Clusters in Molecular Clouds“. Annual Review of Astronomy and Astrophysics. 41 (1): 57–115. arXiv:astro-ph/0301540. Bibcode:2003ARA&A..41...57L. doi:10.1146/annurev.astro.41.011802.094844. ISSN 0066-4146.
  3. ↑ O'Dell, C. R. „Nebula“. World Book at NASA. World Book, Inc. Архивирано од изворникот на 29 април 2005. Посетено на 15 август 2022.
  4. ↑ 4,0 4,1 4,2 4,3 Prialnik, Dina (2000). An Introduction to the Theory of Stellar Structure and Evolution. Cambridge University Press. 195–212. ISBN 0-521-65065-8.
  5. ↑ . Paris, France. Отсутно или празно |title= (help)
  6. ↑ Zhang, Guo-Yin; André, Ph; Men'shchikov, A.; Wang, Ke (октомври 2020). „Fragmentation of star-forming filaments in the X-shaped nebula of the California molecular cloud“. Astronomy and Astrophysics (англиски). 642: A76. arXiv:2002.05984. Bibcode:2020A&A...642A..76Z. doi:10.1051/0004-6361/202037721. ISSN 0004-6361.
  7. ↑ Lequeux, James (2013). Birth, Evolution and Death of Stars. World Scientific. ISBN 978-981-4508-77-3.
  8. ↑ Alves, J.; Lada, C.; Lada, E. (2001). „Tracing H2 Via Infrared Dust Extinction“. Molecular hydrogen in space. Cambridge University Press. стр. 217. ISBN 0-521-78224-4.
  9. ↑ Sanders, D. B.; Scoville, N. Z.; Solomon, P. M. (1985-02-01). „Giant molecular clouds in the Galaxy. II – Characteristics of discrete features“. Astrophysical Journal, Part 1. 289: 373–387. Bibcode:1985ApJ...289..373S. doi:10.1086/162897.
  10. ↑ Sandstrom, Karin M.; Peek, J. E. G.; Bower, Geoffrey C.; Bolatto, Alberto D.; Plambeck, Richard L. (2007). „A Parallactic Distance of   Parsecs to the Orion Nebula Cluster from Very Long Baseline Array Observations“. The Astrophysical Journal. 667 (2): 1161. arXiv:0706.2361. Bibcode:2007ApJ...667.1161S. doi:10.1086/520922.
  11. ↑ Wilking, B. A.; Gagné, M.; Allen, L. E. (2008). „Star Formation in the ρ Ophiuchi Molecular Cloud“. Во Bo Reipurth (уред.). Handbook of Star Forming Regions, Volume II: The Southern Sky ASP Monograph Publications. arXiv:0811.0005. Bibcode:2008hsf2.book..351W.
  12. ↑ Khanzadyan, T.; Smith, M. D.; Gredel, R.; Stanke, T.; Davis, C. J. (February 2002). „Active star formation in the large Bok globule CB 34“. Astronomy and Astrophysics. 383 (2): 502–518. Bibcode:2002A&A...383..502K. doi:10.1051/0004-6361:20011531.
  13. ↑ Hartmann, Lee (2000). Accretion Processes in Star Formation. Cambridge University Press. стр. 4. ISBN 0-521-78520-0.
  14. ↑ Smith, Michael David (2004). The Origin of Stars. Imperial College Press. стр. 43–44. ISBN 1-86094-501-5.
  15. ↑ „ALMA Witnesses Assembly of Galaxies in the Early Universe for the First Time“. Посетено на 15 август 2022.
  16. ↑ Kwok, Sun (2006). Physics and chemistry of the interstellar medium. University Science Books. стр. 435–437. ISBN 1-891389-46-7.
  17. ↑ Battaner, E. (1996). Astrophysical Fluid Dynamics. Cambridge University Press. стр. 166–167. ISBN 0-521-43747-4.
  18. ↑ „ALMA Captures Dramatic Stellar Fireworks“. www.eso.org. Посетено на 15 август 2022.
  19. ↑ . Кјото, Јапонија. Отсутно или празно |title= (help)
  20. ↑ Keto, Eric; Ho, Luis C.; Lo, K.-Y. (December 2005). „M82, Starbursts, Star Clusters, and the Formation of Globular Clusters“. The Astrophysical Journal. 635 (2): 1062–1076. arXiv:astro-ph/0508519. Bibcode:2005ApJ...635.1062K. doi:10.1086/497575.
  21. ↑ Gralla, Meg; и др. (29 септември 2014). „A measurement of the millimetre emission and the Sunyaev–Zel'dovich effect associated with low-frequency radio sources“. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. Oxford University Press. 445 (1): 460–478. arXiv:1310.8281. Bibcode:2014MNRAS.445..460G. doi:10.1093/mnras/stu1592.
  22. ↑ . Bibcode:etal Проверете го |bibcode= length (help). Отсутно или празно |title= (help)
  23. ↑ „Size can be deceptive“. www.spacetelescope.org. Посетено на 15 август 2022.
  24. ↑ Prialnik, Dina (2000). An Introduction to the Theory of Stellar Structure and Evolution. Cambridge University Press. стр. 198–199. ISBN 0-521-65937-X.
  25. ↑ Hartmann, Lee (2000). Accretion Processes in Star Formation. Cambridge University Press. стр. 22. ISBN 0-521-78520-0.
  26. ↑ Li, Hua-bai; Dowell, C. Darren; Goodman, Alyssa; Hildebrand, Roger; Novak, Giles (2009-08-11). „Anchoring Magnetic Field in Turbulent Molecular Clouds“. The Astrophysical Journal. 704 (2): 891. arXiv:0908.1549. Bibcode:2009ApJ...704..891L. doi:10.1088/0004-637X/704/2/891.
  27. ↑ Ballesteros-Paredes, J.; Klessen, R. S.; Mac Low, M.-M.; Vazquez-Semadeni, E. (2007). „Molecular Cloud Turbulence and Star Formation“. Во Reipurth, B.; Jewitt, D.; Keil, K. (уред.). Protostars and Planets V. стр. 63–80. ISBN 978-0-8165-2654-3.
Преземено од „https://mk.wikipedia.org/w/index.php?title=Ѕвездообразба&oldid=5124663“