Csillagképződés

A csillagkeletkezés a csillagok kialakulásának folyamata a csillagközi közegből a galaxisok skáláján . A csillagkeletkezés a galaxis legnagyobb folyamata. Ez a folyamat és története meghatározza a galaxis szerkezetét és fényességét , színét és spektrális jellemzőit , valamint csillagainak és gázainak kémiai összetételét .

A galaxisban az aktív csillagkeletkezés jele a rövid ideig élő nagy tömegű csillagok jelenléte, valamint a hozzájuk kapcsolódó objektumok: H II régiók , fiatal csillaghalmazok és társulások , valamint Ib, Ic és II típusú csillagok. szupernóvák . Abban az esetben, ha a galaxis elég távol van, és az ilyen objektumok egyenként megkülönböztethetetlenek, közvetett jelek csillagkeletkezésre utalhatnak, például erős sugárzás a kibocsátási vonalakban , különösen a H-alfában , amelyet emissziós ködök hoznak létre .

A csillagközi közegben óriási molekulafelhők vannak , amelyekben az anyag sűrűsége nagyobb, mint a környező térben. Kellően nagy tömeggel zsugorodni, töredezni kezdhetnek, és csillagok képződnek bennük. Minden pillanatban a csillagközi gáznak csak egy kis része vesz részt a csillagkeletkezésben, és szinte mindig a galaxisok korongjaiban, több tíz és több száz parszek közötti csillagkeletkezési régiókban fordul elő . A csillagképződés egy ilyen régióban nem tart tovább több tízmillió évnél, ezután a gáz nagy része elhagyja a csillagkomplexumot, a legfényesebb csillagok befejezik evolúciójukat , az instabil csillagrendszerek lebomlanak, és a komplex csillagai eloszlanak a többi között. a csillagok közül.

A galaxisok csillagkeletkezési aktivitását a csillagkeletkezési sebesség (SFR) írja le, amely a galaxisban időegység alatt keletkező csillagok össztömege. Így a spirálgalaxisokban az SFR általában 1-10 M ⊙ /év, míg az elliptikus és lencse alakú galaxisokban nagyon ritka kivételektől eltekintve sokkal alacsonyabb, mint 1 M ⊙ /év. Galaxisunkban az SFR körülbelül 2 M ⊙ /év . A csillagkeletkezést a kezdeti tömegfüggvény (IMF) is jellemzi - ez a csillagok tömeg szerinti eloszlásának függvénye a kialakulás során. Minél kisebb egy csillag tömege, annál több ilyen csillag keletkezik: az 1 M -nél nagyobb tömegű csillagok esetében ⊙ a -tól tömegű csillagok számának függvénye hatványfüggvény alakja , ahol 2,35. A kisebb tömegű csillagok esetében számuk nem növekszik olyan gyorsan a tömeggel, és maximumuk 0,1–1 M⊙ tartományban van . $dN$ $M$ $M+dM$ $dN\propto M^{-\alpha }dM$ $\alpha$

Leírás

A csillagképződés a csillagok csillagközi közegből történő kialakulásának nagyszabású folyamata . A "csillagképződés" kifejezés a galaxis léptékű csillagkeletkezési folyamatára vonatkozik , míg a " csillagképződés " az egyes csillagok kialakulására utal. Mindazonáltal mindkét folyamatot néha csillagkeletkezésnek is nevezik [1] [2] .

A csillagkeletkezés a galaxis legnagyobb folyamata. Ez a folyamat és története meghatározza a galaxis szerkezetét és fényességét , színét és spektrális jellemzőit , valamint csillagainak és gázainak kémiai összetételét . A galaxisban az aktív csillagkeletkezés jele a rövid ideig élő nagy tömegű csillagok jelenléte, valamint a hozzájuk kapcsolódó objektumok: H II régiók , fiatal csillaghalmazok és társulások , valamint Ib, Ic és II típusú csillagok. szupernóvák [3] . Például a lencse alakú és a spirálgalaxisok sok mindenben hasonlítanak egymásra, és a köztük lévő különbségek a csillagkeletkezési tevékenységből adódnak. Az előbbiben a csillagkeletkezés gyakorlatilag nem fordul elő, az utóbbiban pedig spirálkarokban összpontosul , amelyek a galaxis többi részének hátterében nagyszámú fiatal csillaggal és kapcsolódó objektumokkal tűnnek ki [4] [5] .

Ha a galaxis elég távol van, és az ilyen objektumok egyenként megkülönböztethetetlenek, közvetett jelek csillagkeletkezésre utalhatnak [3] :

Erős emisszió az emissziós vonalakban , különösen a H-alfában , amelyet emissziós ködök állítanak elő ;
A fiatal hatalmas csillagok által kibocsátott kék és ultraibolya fény megnövekedett fényereje ;
Megnövelt fényerő a távoli infravörösben , amelyben a felhevült por ragyog ;
A nagy tömegű csillagok környezettel való kölcsönhatása miatt nagy hő- és szinkrotron sugárzás a rádiótartományban : amikor a gázt felmelegítik és ionizálják, hősugárzást hoz létre, és az ilyen csillagok, például szupernóvák kitörése során relativisztikus elektronok lépnek be a csillagközi közeg , amely szinkrotron sugárzást hoz létre;
Megnövekedett röntgenfényesség , amelyet forró gáz hoz létre.

Folyamat

Csillagképződés

A csillagközi közegben óriási molekulafelhők vannak , amelyekben az anyag sűrűsége nagyobb, mint a környező térben. Kellően nagy tömegű felhő esetén gravitációs instabilitás léphet fel benne, és elkezd összeomlani. Az összeomlás kezdetének korlátozó tömege, amelyet Jeans tömegnek neveznek, a felhő hőmérsékletétől, valamint méretétől vagy sűrűségétől függ. A molekulafelhőkben megfigyelhető körülmények esetén ez 10 3 —10 5 M ⊙ [6] [7] .

A tömörítés során kezdetben a felhő sűrűsége növekszik, de a hőmérséklet nem változik: míg a felhő átlátszó, addig a tömörítés miatti felmelegedését saját sugárzása kompenzálja. Ezért a Jeans tömege csökken, és a felhőben kisebb régiók tűnnek ki, amelyek egyenként kezdenek összeomlani - a töredezettség 0,01 M⊙ tömegig történik . Ez a jelenség megmagyarázza, hogy a csillagok tömege miért sokkal kisebb, mint a Jeans tömege a kezdeti felhő esetében, és miért alakulnak ki a csillagok csoportokban - csillaghalmazokban és társulásokban [6] [7] . Egy ponton a zsugorodó töredékek átlátszatlanná válnak, elérik a hidrosztatikus egyensúlyt , és csillagokká válnak [8] .

A csillagkeletkezés régiói

Minden pillanatban a csillagközi gáznak csak egy kis része vesz részt a csillagkeletkezésben, és szinte mindig a galaxisok korongjaiban, több tíz és több száz parszek közötti csillagkeletkezési régiókban fordul elő . A bennük lévő gáz egyenetlenül oszlik el és melegszik fel, a legsűrűbb tartományok gyorsabban hűlnek le és gravitációsan kötődnek, csillagok születnek bennük. Ennek eredményeként a csillagok kis halmazokban vagy társulásokban koncentrálódnak, amelyek elterjedése életkorban több millió év. Egy ilyen rendszer csillagkomponensét csillagkomplexumnak, a gázkomponenst gázkomplexumnak nevezzük. A csillagképződés egy ilyen régióban nem tart tovább több tízmillió évnél, ezután a gáz nagy része elhagyja a csillagkomplexumot, a legfényesebb csillagok befejezik evolúciójukat , az instabil csillagrendszerek lebomlanak, és a komplex csillagai eloszlanak a többi között. a csillagok közül. Körülbelül 10 8 év szükséges a gázkomplexum kialakulásához és a csillagok kialakulásához való felkészüléshez , és ugyanennyi a csillagkomplexumok megsemmisítéséhez [9] .

A csillagkeletkezést befolyásoló folyamatok

Visszacsatolás van a csillagok és a gáz között: a megszületett csillagok hatással vannak arra a gázra, amelyben keletkeznek. Ez a kapcsolat egyszerre serkentheti és elnyomhatja a csillagkeletkezést – ilyenkor pozitív, illetve negatív visszacsatolásról beszélünk. Például a fiatal hatalmas csillagok erős csillagszelet keltenek , és néhányuk több millió évvel a keletkezés után II. típusú szupernóvaként robban fel. A szupernóva-robbanás során az energia jelentős része a csillagközi közegbe kerül, különösen lökéshullámok keletkeznek benne . Ez a gáz éles összenyomásához vezet, ezért gyorsabb a csillagképződés. Másrészt a túl sok csillagképződés felmelegíti a gázt, és kidobja a gázkomplexumból vagy akár a galaxisból, ami megállítja a csillagok kialakulását. Ellenkezőleg, ha a csillagok megszűnnek születni, akkor a gáz kevesebb energiát kap, a benne lévő turbulens mozgások leállnak és összehúzódik, ami a csillagkeletkezés folytatódásához vezet. Így a csillagkeletkezés önszabályozó folyamat [10] [11] .

A visszacsatoláson kívül más folyamatok, jelenségek is befolyásolhatják a csillagkeletkezést. Például a gázfelhők forgása és a bennük lévő mágneses tér megóvja őket az összeomlástól, ezáltal megakadályozza a csillagok születését. A spirálgalaxisokban a sűrűséghullámok gázsűrűsödéshez és a csillagkeletkezés aktiválásához vezetnek a spirálkarukban [11] . Az elegendő gázt tartalmazó galaxisok ütközése a gáz magjában való koncentrációjához vezet, ami miatt erőteljes, de rövid életű csillagkeletkezési robbanás következik be benne [12] .

Opciók

Csillagképződési arány

A csillagkeletkezési sebesség (SFR, az angol star formation rate szóból ) a galaxisban egységnyi idő alatt képződő csillagok össztömege. Így a spirálgalaxisokban az SFR általában 1-10 M ⊙ /év, míg az elliptikus és lencse alakú galaxisokban nagyon ritka kivételektől eltekintve sokkal alacsonyabb, mint 1 M ⊙ /év [13] . Galaxisunkban az SFR körülbelül 2 M ⊙ /év [ 14] . Ha egy galaxisban nagyon magas a csillagkeletkezési ráta, akkor azt mondják, hogy a galaxis csillagkeletkezési kitörésen megy keresztül – ebben az esetben az SFR 1000-szeresen haladhatja meg a normál értéket [15] [16] .

Ugyanazon galaxis csillagkeletkezési sebességének különböző becslései 2-3-szoros faktorral eltérő eredményeket adhatnak, ami elsősorban az alkalmazott csillagfejlődési modellek sajátosságaiból és a kezdeti tömegfüggvény paramétereiből adódik (lásd alább ) különböző mérésekhez. Egy másik ok, hogy a csillagkeletkezés sebességét nem lehet megbecsülni egy adott pillanatban, hanem csak egy bizonyos időszak átlagát, ami a csillagkeletkezés különböző mutatóinál eltér. Így az emissziós vonalak és a rádiósugárzás intenzitása az elmúlt néhány millió év SFR-jéhez kapcsolódik, és az ultraibolya sugárzást hatalmas csillagok hozzák létre, amelyek legfeljebb tízmillió évig élnek. Az infravörös sugárzás kisebb tömegű csillagokhoz is köthető, így ereje az elmúlt 10 8 év csillagkeletkezési sebességét tükrözi, és a "kék" színű indikátorok esetében, például a B−V , ez az időszak 10 9 évre nő. Így a csillagkeletkezés különböző mutatóinak használata lehetővé teszi a csillagkeletkezés elmúlt milliárd évre vonatkozó történetének becslését [13] .

Ezenkívül a csillagkeletkezés mutatói csak a kellően nagy tömegű csillagok születését jelzik, míg a kis tömegű csillagok születéskor gyakorlatilag nem jelentkeznek. Így közvetlenül meg lehet határozni, hogy hány tömegű csillag születik, és a kis tömegű csillagok száma és hozzájárulása az SFR-hez csak a csillagok tömegeloszlási függvényéből, a kezdeti tömegfüggvényből becsülhető meg [17] .

Arányok

Mivel a csillagok gázból jönnek létre (lásd fent ), minél több gáz van egy galaxisban, annál nagyobb a csillagkeletkezési sebesség. Numerikusan ezt a függőséget az empirikus Kennicutt-Schmidt törvény fejezi ki : a hidrogén felületi sűrűsége (összesen atomi és molekuláris formában) összefüggésben van a csillagkeletkezési sebességgel ugyanabban a régióban a relációval . A molekuláris hidrogén térfogatsűrűsége esetében hasonló a függőség [18] . $\sigma$ ${\text{SFR}}\propto \sigma ^{1.4}$ $\rho _{H_{2))$ ${\text{SFR}}\propto \rho _{H_{2}}$

Egy másik összefüggés, amelyet az SFR becslésére használnak, a Kennicutt-képlet, és ezt az értéket a galaxis H-alfa vonalában lévő fényességéhez kapcsolja , amelyet jelöl . A két mennyiség közötti kapcsolat lineáris, és ha az SFR-t M⊙ /év-ben és erg /s-ben fejezzük ki , akkor a képlet a következőt veszi fel : [19] . $L_{H_{\alpha ))$ $L_{H_{\alpha ))$ ${\text{SFR}}=7,9\cdot 10^{-42}L_{H_{\alpha }}$

Csillagképződés hatékonysága

A csillagkeletkezés sebességével összefüggő másik mennyiség a csillagkeletkezési hatékonyság (SFE ) . Ezt a következőképpen fejezzük ki : hol van a gáz tömege a galaxisban [20] . Az SFE reciproka az idő dimenziójával rendelkezik, és jelentése szerint az az időszak, amely alatt a galaxis gázkészletei e - szeresére csökkennek, ha nem töltődnek fel. Ez az érték gyengén függ a galaxis tömegétől: a spirálgalaxisoknál a gázkimerülési idő 10 9 -10 10 év, a szabálytalan galaxisokban ennek többszöröse. A leghosszabb kimerülési idő az alacsony felszíni fényerősségű galaxisokban és a koronggalaxisok peremén figyelhető meg , ahol ez az érték meghaladhatja a 10-10 évet. Éppen ellenkezőleg, a csillagkitöréssel rendelkező galaxisokban a kimerülési idő általában 10 8 -10 9 év, így a csillagkitörések nem lehetnek hosszú távú események [15] [21] . ${\text{SFE}}={\text{SFR}}/M_{\text{gas}}$ $M_{\text{gas))$

Kezdeti tömegfüggvény

A kezdeti tömegfüggvény (IMF) a csillagok tömegeloszlási függvénye a keletkezés során. Ismeretes, hogy minél kisebb a csillagok tömege, annál több van belőlük bármely csillagrendszerben, és a tömeg nagy része a kis tömegű csillagokra esik. Mivel a csillagkeletkezési mutatók csak nagy tömegű csillagok születését jelzik, az IMF pontos formájának ismerete szükséges ahhoz, hogy a tömeges csillagok számából megbecsülhessük, hány kis tömegű csillag születik velük együtt [17] .

Az egyik széles körben használt NFM-et Edwin Salpeter számította ki még 1955-ben – ezt Salpeter-függvénynek hívták. A -tól -ig terjedő tömegű csillagok számának hatványfüggvény alakja van , ahol 2,35. Az 1 M⊙ - nál nagyobb tömegeknél ez a becslés továbbra is releváns, de a kisebb tömegű csillagok esetében azt találták, hogy tömegük csökkenésével lassabban növekszik, mint azt a Salpeter-függvény jósolta, és a maximumuk a 0,1–1 M⊙ tartományba esik . A modern NFM modellek ezt a körülményt figyelembe veszik: kis tömegeknél más értékeket is használhatnak, vagy a függvénynek más formája is lehet [17] [22] [23] . $dN$ $M$ $M+dM$ $dN\propto M^{-\alpha }dM$ $\alpha$ $\alpha$

Minden valószínűség szerint az NPM általában univerzális különféle galaxisokhoz, az egyetlen kivétel a szélsőséges körülmények. Például a galaxisunk közepén lévő csillaghalmazban a nagytömegű csillagok IMF-jét egy hatványfüggvény írja le, amelynek értéke körülbelül 1,7 [23] . $\alpha$

Jegyzetek

↑ Shustov B. M. Csillagképződés . Nagy Orosz Enciklopédia . Letöltve: 2021. november 25. Az eredetiből archiválva : 2022. június 15. (határozatlan)
↑ Zasov, Postnov, 2011 , pp. 153-158, 404-405.
↑ 1 2 Zasov, Postnov, 2011 , pp. 404-406.
↑ Marochnik L. S. Galaxisok spirális szerkezete . Űrfizika . Asztronet . Letöltve: 2021. november 28. Az eredetiből archiválva : 2021. november 28.. (határozatlan)
↑ Surdin et al., 2017 , pp. 354-355.
↑ 1 2 Kononovich, Moroz, 2004 , p. 386-387.
↑ 1 2 Salaris, Cassisi, 2005 , pp. 106-110.
↑ Zasov, Postnov, 2011 , p. 153-161.
↑ Zasov, Postnov, 2011 , p. 408-410.
↑ Zasov, Postnov, 2011 , p. 410-412.
↑ 1 2 Marochnik L. S. Csillagképződés . Űrfizika . Asztronet . Letöltve: 2021. november 29. Az eredetiből archiválva : 2021. november 28.. (határozatlan)
↑ Surdin et al., 2017 , p. 328-329.
↑ 1 2 Zasov, Postnov, 2011 , p. 405-408.
↑ Chomiuk L., Povich MS Toward a Unification of Unification of Star Formation Rate Determinations in the Milky Way and Other Galaxies // The Astronomical Journal . - Bristol: IOP Publishing , 2011. - december 1. ( 142. kötet ). - 197. o . — ISSN 0004-6256 . - doi : 10.1088/0004-6256/142/6/197 . Archiválva az eredetiből 2022. május 17-én.
↑ 12 Starburst Galaxy . Csillagászat . Melbourne: Swinburne University of Technology . Letöltve: 2021. november 27. Az eredetiből archiválva : 2021. november 9.. (határozatlan)
↑ Egy csillagrobbanó galaxis: Egy művész perspektívája . ESO . Letöltve: 2021. november 27. Az eredetiből archiválva : 2021. november 27. (Orosz)
↑ 1 2 3 Zasov, Postnov, 2011 , p. 406-407.
↑ Surdin et al., 2017 , pp. 332-335.
↑ Zasov, Postnov, 2011 , p. 405.
↑ Shaldenkova E. S. A csillagkeletkezés hatékonysága . Asztronet . Letöltve: 2021. november 28. Az eredetiből archiválva : 2021. november 28.. (határozatlan)
↑ Zasov, Postnov, 2011 , p. 413-415.
↑ Krumholz, 2014 , p. 103.
↑ 1 2 Offner SSR, Clark PC, Hennebelle P., Bastian N., Bate MR The Origin and Universality of the Stellar Initial Mass Function // Protostars and Planets VIz / eds. H. Beuther, RS Klesen, C. P. Dullemond, Th. Henning. - Tuson: University of Arizona Press, 2014. - ISBN 9780816531240 . Archiválva : 2021. december 13. a Wayback Machine -nél

Irodalom

Galaxisok / szerk. V. G. Surdin . — 2., javítva és kiegészítve. — M .: Fizmatlit , 2017. — 432 p. — ISBN 978-5-9221-1726-5 .
Zasov A. V., Postnov K. A. Általános asztrofizika . - 2. kiadás helyes és további - Fryazino: Vek 2, 2011. - 576 p. — ISBN 978-5-85099-188-3 .
Kononovich E. V., Moroz V. I. A csillagászat általános kurzusa / szerk. V. V. Ivanova . — 2., javítva. — M .: URSS , 2004. — 544 p. — ISBN 5-354-00866-2 .
Salaris M., Cassisi S. A csillagok és a csillagpopulációk evolúciója . - Chichester: John Wiley & Sons , 2005. - 388 p. — ISBN 978-0-470-09219-X .
Krumholz MR A csillagkeletkezés nagy problémái: A csillagkeletkezési sebesség, a csillaghalmazok és a kezdeti tömegfüggvény // Physics Reports. - Amsterdam: Elsevier , 2014. - június 1. ( 539. kötet ). — P. 49–134 . — ISSN 0370-1573 . - doi : 10.1016/j.physrep.2014.02.001 .

Szótárak és enciklopédiák	Nagy orosz

csillagközi közeg
Alkatrészek	csillagközi gáz csillagközi por csillagközi felhő kozmikus sugarak Mágneses mező
Ködök	Diffúz (világos) köd sötét köd emissziós köd reflexiós köd szupernóva-maradvány bolygóköd protoplanetáris köd
A csillagkeletkezés régiói	molekuláris felhő Gömböcske Régió HII
Körkörös képződmények	Circumstellar lemez ( Accretion disk protoplanetáris lemez maradék lemez ) Poláris sugárfolyamok Herbig tárgy - Haro
Sugárzás	Csillagszél