Powstawanie masywnych gwiazd

Gwiazdy powstają w wyniku grawitacyjnego zapadnięcia się zimnych, gęstych, pyłowych jąder protogwiazdowych, osadzonych w gęstych obłokach molekularnych. Gwiazdy masywne, zidentyfikowane jako te o masie większej niż 8 mas Słońca, mają kluczowe znaczenie w tworzeniu gwiazd. Chociaż są niezwykle rzadkie, stanowią mniej niż 1% całkowitej populacji gwiazd, ujawniają swoją obecność poprzez dominację w otaczającym je środowisku międzygwiazdowym (interstellar medium – ISM) dzięki silnym wiatrom gwiazdowym, a także wstrząsom z ich ostatecznych supernowych. Wiadomo, że ich powstawanie jest hamowane przez kilka mechanizmów sprzężenia zwrotnego, w tym wypływy, ciśnienie promieniowania i pola magnetyczne.

Fakt, że gwiazdy masywne są tak rzadkie, odzwierciedla bardziej ogólny problem z powstawaniem gwiazd: ich nieefektywnością. Szacunki wydajności formowania się gwiazd wynoszą zaledwie 33%. Gdy masywne gwiazdy zaczynają się tworzyć, wywołują potężne odpływy molekularne ze swoich biegunów. Dżety te mogą oddziaływać z otaczającym obłokiem molekularnym i wyrzucać duże ilości materii. To, w połączeniu z innymi mechanizmami sprzężenia zwrotnego, ogranicza zdolność gwiazdy do akumulacji materii, ostatecznie ograniczając jej końcową masę. Znajomość górnej granicy, jak masywna może być gwiazda, jest niezwykle cenna, ponieważ pozwala nam ustalić górną granicę początkowej funkcji masy. Ta funkcja modeluje początkowy rozkład mas gwiazdowych dla danej populacji, i nie jest możliwe symulowanie ewolucje populacji gwiazdowej bez niej. W tym miejscu ważne są masywne gwiazdy, ponieważ są one dominującym źródłem radiacyjnego sprzężenia zwrotnego i wstrzykiwania energii do środowiska międzygwiazdowego przez supernowe. Aby więc ustalić te górne granice masy, musimy symulować procesy, które hamują powstawanie gwiazd tak szczegółowo, jak to możliwe.

Co ma wspólnego MMORP (Massively Magnetic Outflows Radiation Pressure – gra) jak EVE Online, z radiacyjną symulacją magnetohydrodynamiczną? Szaloną ilość obliczeniową. Taka symulacja modeluje transfer promieniowania dodatkowo z magnetohydrodynamiką. Ta symulacja modeluje pola promieniowania gwiazdowego i skolimowane wypływy (przepływ jest wszędzie równoległy) dla każde gwiazdy, a także czynniki pośredniego promieniowania zwrotne z pyłu, pól magnetycznych i turbulencji naddźwiękowych. Autorzy przeprowadzili trzy główne symulacje: TrubRad (tylko radiacyjne sprzężenie zwrotne), TrubRadOf+ (dodane skolimowane odpływy) oraz TrubRadOFB (dodane pola magnetyczne).

Gdy masa gwiazdowa jądra protogwiazdy przekroczy 30 mas Słońca, widać kilka bąbli zdominowanych przez ciśnienie, rozszerzających się od gwiazdy. Proces ten, znany jest jako „efekt latarki”, w którym gęsta materia rozchodzi się promieniście od biegunów, powodując rozszerzanie się na zewnątrz bąbli o małej gęstości.

Z biegiem czasu silne wypływy zaczynają przebijać się przez jądro protogwiazdy i wyrzucać duże ilości materii.

Wypływy te stają się stabilniejsze i bardziej ukierunkowane w czasie. Chociaż jądro protogwiazdy jest początkowo silnie zaburzone, ponieważ gromadzi materię, jego oś rotacji stabilizuje się w czasie. Jednym z kluczowych wyników tych symulacji jest to, że feedback pędu z tych wypływów jest dominującym mechanizmem sprzężenia zwrotnego (w porównaniu z ciśnieniem promieniowania) i pomaga wyrzucać znaczące frakcje materii, zmniejszając wydajność formowania się gwiazd. Wypływy pomagają również pełnić funkcję przewodów, przez które może uciekać promieniowanie, osłabiając efekty sprzężenia zwrotnego wywołane ciśnieniem promieniowania.

Wiadomo, że pola magnetyczne wpływają na powstawanie gwiazd. Wydajność tworzenia się gwiazd jest dodatkowo zmniejszona przez obecność pól magnetycznych. Ogólnie rzecz biorąc, symulacje, które obejmowały wypływy, skutkowały niższymi wydajnościami. Aby więc pogodzić obserwacje, w których ogólna efektywność powstawania gwiazd wynosi około 33%, konieczne jest uwzględnienie skutków wypływów.

W tak zawiłych zjawiskach, jak formowanie się gwiazd, istnieje wiele niuansów. Pola magnetyczne spowalniają tempo wzrostu gwiazd, pomagając zapobiegać fragmentacji jądra, jednak istnieje kilka nie idealnych efektów, które teoretycznie mogłyby wpłynąć na procesy gwiazdotwórcze. Te nieidealne efekty nie zostały wzięte pod uwagę, chociaż nie wiadomo, czy mają one zauważalny wpływ na wydajność formowania się gwiazd.

Ta kompleksowa seria symulacji, jedna z pierwszych uwzględniająca tak wiele czynników, pokazuje rolę wypływów, pól magnetycznych i ciśnienia promieniowania w ograniczeniu formowania się masywnych gwiazd i zmniejszaniu ogólnej wydajności gwiazdotwórczej. Badanie to pokazuje, że sprzężenie zwrotne z wypływów dominuje feedback od ciśnienia promieniowania, a pola magnetyczne dodatkowo hamują formowanie się gwiazd. Co ważne, zarówno wypływy, jak i pola magnetyczne są potrzebne do odtworzenia niskiej wydajności uzyskanej z obserwacji.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
AAS

Vega

Dodaj komentarz

Witryna wykorzystuje Akismet, aby ograniczyć spam. Dowiedz się więcej jak przetwarzane są dane komentarzy.