Σχηματισμός των αστέρων
Ο σχηματισμός των αστεριών είναι η διαδικασία κατά την οποία οι πυκνές περιοχές μέσα στα μοριακά νέφη στο διαστρικό διάστημα, που μερικές φορές αναφέρονται ως "αστρικά εκκολαπτήρια" ή "περιοχές σχηματισμού αστεριών", καταρρέουν και σχηματίζουν αστέρια[1]. Ως κλάδος της αστρονομίας, ο σχηματισμός των αστεριών περιλαμβάνει τη μελέτη του διαστρικού μέσου (ISM) και των γιγαντιαίων μοριακών νεφών (GMC) ως προδρόμων στη διαδικασία σχηματισμού των αστεριών και τη μελέτη των πρωτοαστέρων και των νέων αστρικών αντικειμένων ως άμεσων προϊόντων του. Είναι στενά συνδεδεμένη με τον σχηματισμό των πλανητών, έναν άλλο κλάδο της αστρονομίας. Η θεωρία του σχηματισμού των αστεριών, καθώς και η καταγραφή του σχηματισμού ενός μόνο αστεριού, πρέπει επίσης να συνυπολογίζεται στις στατιστικές των δυαδικών αστέρων και της αρχικής συνάρτησης της μάζας. Τα περισσότερα άστρα δεν δημιουργούνται μεμονωμένα αλλά σαν κομμάτι μίας ομάδας αστέρων ονομαζόμενα ως αστρικά σμήνη ή αστρικοί σύλλογοι[2].
Αστρικά εκκολαπτήρια
[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]Διαστρικά σύννεφα
[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]Ένας σπειροειδής γαλαξίας όπως η Γαλακτική Οδός περιέχει αστέρια, αστρικά υπολείμματα και ένα διάχυτο διαστρικό μέσο (ISM) αερίων και σκόνης. Το διαστρικό μέσο αποτελείται από 104 έως και 106 σωματίδια ανά cm3 και τυπικά αποτελείται από περίπου 70% υδρογόνο κατά μάζα, με το μεγαλύτερο μέρος του εναπομείναντος αερίου να αποτελείται από ήλιο. Αυτό το μέσο έχει εμπλουτιστεί χημικά από ίχνη βαρύτερων στοιχείων τα οποία παρήχθησαν και εκτινάχθηκαν από αστέρια μέσω της σύντηξης ηλίου κατά το πέρασμά τους πέρα από το τέλος της ζωής τους στην κύρια ακολουθία. Περιοχές υψηλότερης πυκνότητας του διαστρικού μέσου σχηματίζουν σύννεφα ή διάχυτα νεφελώματα,[1] στα μέρη όπου συμβαίνει ο σχηματισμός των άστρων.[2] Σε αντίθεση με τους σπειροειδείς, ένας ελλειπτικός γαλαξίας χάνει το ψυχρό συστατικό του διαστρικού του μέσου μέσα σε περίπου ένα δισεκατομμύριο χρόνια, κάτι που εμποδίζει τον γαλαξία να σχηματίσει διάχυτα νεφελώματα με εξαίρεση αν γίνει μέσω συγχώνευσης με άλλους γαλαξίες.[3]
Στα πυκνά νεφελώματα όπου παράγονται αστέρια, μεγάλο μέρος του υδρογόνου βρίσκεται σε μοριακή μορφή (H2), επομένως αυτά τα νεφελώματα ονομάζονται μοριακά νέφη.[2] Το Διαστημικό Παρατηρητήριο Herschel αποκάλυψε ότι τα νήματα είναι πραγματικά πανταχού παρόντα στα μοριακά νέφη. Τα πυκνά μοριακά νήματα, τα οποία παίζουν κύριο ρόλο στη διαδικασία σχηματισμού άστρων, θα διασπαστούν σε βαρυτικά δεσμευμένους πυρήνες, οι περισσότεροι από τους οποίους θα εξελιχθούν σε αστέρια. Η συνεχής συσσώρευση αερίων, η γεωμετρική κάμψη, και τα μαγνητικά πεδία μπορεί να ελέγξουν τον λεπτομερή τρόπο διάσπασης των νημάτων. Σε υπερκρίσιμα νήματα, οι παρατηρήσεις έχουν αποκαλύψει περιπεριοδικές αλυσίδες πυκνών πυρήνων που έχουν αποστάσεις συγκρίσιμες με το εσωτερικό πλάτος των νημάτων, και περιλαμβάνουν ενσωματωμένους πρωτοαστέρες με εκροές.[4] Οι παρατηρήσεις δείχνουν ότι τα ψυχρότερα νέφη τείνουν να σχηματίζουν αστέρες χαμηλότερης μάζας, που παρατηρούνται πρώτα στο υπέρυθρο φάσμα μέσα στα νέφη, και έπειτα στο ορατό φως στην επιφάνειά τους όταν τα νέφη διαλύονται, ενώ τα γιγάντια μοριακά νέφη, τα οποία είναι γενικά πιο θερμά, παράγουν αστέρια όλων των μαζών.[5] Αυτά τα γιγάντια μοριακά σύννεφα έχουν τυπικές πυκνότητες 100 σωματιδίων ανά cm3, διαμέτρους των 100 light-years (9,5×1014 km), μάζες έως και 6 εκατομμύρια ηλιακές μάζες (M☉), και μια μέση εσωτερική θερμοκρασία των 10 Κ. Περίπου το ήμισυ της συνολικής μάζας του γαλαξιακού ISM βρίσκεται σε μοριακά νέφη[6] και στη Γαλακτική Οδό υπολογίζεται ότι υπάρχουν περίπου 6.000 μοριακά νέφη, το καθένα με περισσότερα από 100,000 M☉.[7] Το πλησιέστερο νεφέλωμα στον Ήλιο όπου σχηματίζονται τεράστια αστέρια είναι το νεφέλωμα του Ωρίωνα, 1,300 light-years (1,2×1016 km) μακριά.[8] Ωστόσο, ο σχηματισμός άστρων μικρότερης μάζας συμβαίνει περίπου 400-450 έτη φωτός μακριά στο σύμπλεγμα νέφους ρ Ophiuchi.[9]
Παραπομπές
[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]- ↑ 1,0 1,1 O'Dell, C. R. «Nebula». World Book at NASA. World Book, Inc. Αρχειοθετήθηκε από το πρωτότυπο στις 29 Απριλίου 2005. Ανακτήθηκε στις 18 Μαΐου 2009.
- ↑ 2,0 2,1 2,2 Prialnik, Dina (2000). An Introduction to the Theory of Stellar Structure and Evolution. Cambridge University Press. σελίδες 195–212. ISBN 0-521-65065-8.
- ↑ Dupraz, C.. «Dynamics of Galaxies and Their Molecular Cloud Distributions: Proceedings of the 146th Symposium of the International Astronomical Union». Kluwer Academic Publishers.
- ↑ Zhang, Guo-Yin; André, Ph; Men'shchikov, A.; Wang, Ke (October 2020). «Fragmentation of star-forming filaments in the X-shaped nebula of the California molecular cloud» (στα αγγλικά). Astronomy and Astrophysics 642: A76. doi:. ISSN 0004-6361. Bibcode: 2020A&A...642A..76Z. https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2020A%26A...642A..76Z/abstract.
- ↑ Lequeux, James (2013). Birth, Evolution and Death of Stars. World Scientific. ISBN 978-981-4508-77-3.
- ↑ Alves, J.· Lada, C. (2001). «Tracing H2 Via Infrared Dust Extinction». Molecular hydrogen in space. Cambridge University Press. σελ. 217. ISBN 0-521-78224-4.
- ↑ 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. doi:. Bibcode: 1985ApJ...289..373S.
- ↑ 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. doi:. Bibcode: 2007ApJ...667.1161S.
- ↑ Wilking, B. A.· Gagné, M. (2008). «Star Formation in the ρ Ophiuchi Molecular Cloud». Στο: Bo Reipurth. Handbook of Star Forming Regions, Volume II: The Southern Sky ASP Monograph Publications.
Εξωτερικοί σύνδεσμοι
[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]
Πολυμέσα σχετικά με το θέμα Star formation στο Wikimedia Commons
