الفلك

تشكيل النجم: عندما ينهار السديم ، هل تشكل النجم فقط الغازات؟

تشكيل النجم: عندما ينهار السديم ، هل تشكل النجم فقط الغازات؟

يتكون السديم من الغبار (عناصر أثقل من هو و H) والغاز (H و He).

تتكون النجوم عندما ينهار السدم ويبدأ الهيدروجين في الاندماج. يدخل 99٪ من مادة السديم في صناعة النجم. ما تبقى من 0.01 من الحطام يخلق الكواكب.

هل 99٪ من مادة السديم التي تجعل النجم يتكون فقط من غاز (He / H) و 0.01٪ هو الغبار الذي يصنع الكواكب؟

توضيح السؤال:

هل مكونات الـ 99٪ من الكتلة هي التي تجعل النجم والكتلة 0.01٪ هي التي تجعل الكواكب متماثلة؟

بمعنى آخر.

  • هل يتكون كل من 99٪ و 0.01٪ بشكل رئيسي من He / H وجزء صغير من المعادن (بمعنى أن النجم يحتوي على عناصر أثقل مثل Si و Fe وما إلى ذلك قبل الاندماج؟)
    أو
  • هل 99٪ من السديم مكون من He / H ، والذي ينهار ليشكل النجم ، و 0.01٪ يتكون من عناصر أثقل تشكل الكواكب؟

كانت النجوم الأولى التي تشكلت بالفعل تتكون أساسًا من الهيدروجين والهيليوم فقط. عندما تموت النجوم ، فإنها تترك وراءها ذرات ضخمة ، كما تقول. يتم دمج هذه العناصر الأثقل أيضًا في النجوم الأحدث عندما تتشكل. ينتج عن هذا النجوم التي تبدأ بجزء أقل من الهيدروجين والهيليوم ، مما يجعلها إلى حد ما أقل فعالية ؛ انظر على سبيل المثال هذا السؤال والجواب. الشمس ، على سبيل المثال ، هو ما يسمى نجم الجيل الثالث، مما يعني أنها مكونة من مواد تم استخدامها بالفعل مرتين على الأقل منذ الانفجار العظيم ، وبالتالي فهي تحتوي بشكل طبيعي على عناصر أثقل لم تنتجها بنفسها.


ما هو السديم وكيف يتشكل نجما؟

نجمة تشكيل - تكوين النجوم يولدون داخل غيوم من الغبار وينتشرون في معظم المجرات. مثال مألوف لسحابة الغبار هو Orion سديم. تؤدي الاضطرابات العميقة داخل هذه السحب إلى ظهور عقدة ذات كتلة كافية يمكن أن يبدأ الغاز والغبار في الانهيار تحت تأثير جاذبيتهما.

ثانيًا ، هل يمكن لسديم كوكبي أن يشكل نجمًا؟ أ السديم الكوكبي ليس له اي علاقة مع أي شيء الكواكب. يتم إنشاؤه عندما يتم إنشاء ملف نجمة ينفجر طبقاته الخارجية بعد نفاد الوقود لمواصلة التألق. تتوسع طبقات الغاز الخارجية هذه في الفضاء ، تشكيل أ سديم والذي غالبًا ما يكون شكل حلقة أو فقاعة.

وبالمثل يُسأل ، ما هو الفرق بين النجم والسديم؟

كأسماء الفرق بين النجم و سديم هل هذا نجمة هل تظهر أي نقطة مضيئة صغيرة في ال جزء صافٍ من سماء الليل ، خاصةً مع موقع ثابت بالنسبة لنقاط أخرى مماثلة أثناء سديم هو (علم الفلك) سحابة في يتكون الفضاء الخارجي من غاز أو غبار (على سبيل المثال ، تشكلت سحابة بعد أ نجمة ينفجر).

كيف يختلف النجم الأولي عن النجم؟

عندما يصبح الغاز المتعاقد والغبار من السديم كثيفًا وساخنًا جدًا ، يبدأ الاندماج النووي. أ بروتستار عبارة عن سحابة متقلصة من الغاز والغبار بكتلة كافية لتشكيل أ نجمة بينما أ نجمة يتكون من كمية كبيرة من الغاز وحجم صغير نسبيًا.


تم الكشف عن وصفة بسيطة لتكوين النجوم

يقول علماء الفيزياء الفلكية إن ولادة النجوم قد تكون أسهل بكثير مما كان يعتقد سابقًا.

يحدد تكوين النجوم المكان الذي يمكن أن تنشأ فيه أنظمة كوكبية جديدة بالإضافة إلى بنية وتطور المجرات. يمكن أن يساعد تعلم المزيد عن تكوين النجوم العلماء على فهم الألغاز المتبقية حول ولادة المجرات ، بما في ذلك كيف نشأت الثقوب السوداء الهائلة في قلوبهم على ما يبدو في وقت مبكر جدًا من تاريخ الكون.

قلة البيانات حول طريقة توزيع المادة داخل السحب المكونة للنجوم حدت من دقة نماذج تشكل النجوم. طور العلماء الآن طريقة لتحديد هذه التفاصيل باستخدام ما يسمى بخرائط انقراض الغبار ، أو ملاحظات حول كيفية انتشار الغبار وامتصاصه للضوء. [أهم 10 ألغاز نجمية في كل العصور]

ولادة النجوم

تولد النجوم عندما تتجاوز جيوب الغاز والغبار داخل السحب الجزيئية بين النجوم الكثافة الحرجة وتنهار تحت تأثير جاذبيتها. بمجرد أن يصبح الضغط ودرجة الحرارة بالداخل عالية بما يكفي لاشتعال الاندماج النووي ، فإنه يخلق نجمًا. يعتمد المعدل الذي تتشكل به النجوم بشكل أساسي على عدد وكثافة هذه الكتل داخل الحضانات النجمية.

استخدم العلماء الآن ميزة واحدة لهذه السحب لفهم تكوين النجوم بشكل أفضل. عندما يخترق ضوء النجوم البعيدة من خلال الحضانة النجمية ، يقوم غبار السحابة الجزيئية بتعتيم الضوء. من خلال قياس كيفية تعتيم هذه العملية لآلاف النجوم المختلفة ، يمكن للعلماء إعادة بناء البنية ثلاثية الأبعاد للسحابة ، مما يساعد على تحديد كيفية توزيع المادة داخل السحابة.

باستخدام بيانات من 16 سحابة جزيئية قريبة ، كل منها في حدود 850 سنة ضوئية من الأرض ، "يمكننا ابتكار وصفة ملموسة جدًا لكيفية ولادة النجوم الجديدة في سحب الغاز بين النجوم" ، كما قال المؤلف الرئيسي للدراسة جوني كاينولين ، عالم الفيزياء الفلكية في ماكس. صرح معهد بلانك لعلم الفلك في هايدلبرغ بألمانيا لموقع ProfoundSpace.org. "ومكونات هذه الوصفة سهلة الفهم و [مدش] فقط تلك المناطق في السحب التي تكون فيها الكثافة أعلى من حوالي 5000 جزيء لكل سنتيمتر مكعب تنتج النجوم ، وحوالي عُشر الغاز في هذه المناطق ينهار في النجوم الجديدة."

دليل على السحب الكونية

وقال كينولاينن إن إحدى النتائج الرئيسية لهذه النتائج "هي أننا قدمنا ​​لعلماء الفلك أداة جديدة لتقدير المعدلات التي تشكل بها الغيوم الجزيئية النجوم ، دون حتى رؤية النجوم الجديدة في السحب". "أقتبس من متعاوني Thomas Henning & mdash" اعرض لنا صورتك عن السحابة ، ويمكننا إخبارك بمدى تشكيلها للنجوم في الوقت الحالي. "

وقال كاينولاينن إن مثل هذه القدرة "تمنحنا إمكانية كبيرة لاستخدام تلسكوبات جديدة وقوية مثل مصفوفة أتاكاما الكبيرة المليمترية / ما دون المليمتر (ALMA) لمراقبة سحب الغاز في المجرة وتحديد قدرتها على تكوين النجوم بشكل أفضل". يتكون ALMA من 66 هوائيًا عالي الدقة للميكروويف موزعة على مسافات تصل إلى 10 أميال (16 كيلومترًا) في صحراء تشيلي ، والتي يمكن أن تعمل مثل تلسكوب واحد عالي الدقة. بدأت المجموعة للتو عملياتها.

ومن المثير للاهتمام ، أن الباحثين وجدوا أنه من الأسهل على النجوم أن تتشكل في هذه الغيوم أكثر مما توقعته النظرية. قال كينولاينن إن النتائج لم تتناول بعد مسألة كيفية تشكل المجرات والثقوب السوداء الهائلة في الكون المبكر. وقال: "أعتقد أنه من السابق لأوانه حاليًا التكهن بالآثار المحتملة لنتائجنا على الكون المبكر".

قال كاينولاينن: "علينا أن نتذكر أن الظروف الفيزيائية خلال التكوين المبكر للمجرات كانت مختلفة تمامًا عن تلك الموجودة في المجرات اليوم". "سيكون قفزة غير معقولة في الاستنتاجات أن نفترض أن عملية تشكل النجوم ستتم بنفس الطريقة تمامًا كما هو الحال في الكون المحلي الحالي. نتائجنا قابلة للتطبيق بشكل أفضل على المجرات الحلزونية مثل درب التبانة في الكون المحلي. "

قال Kainulainen إن الدراسات المستقبلية يجب أن تتناول الافتراضات التي تم التوصل إليها في إنشاء نماذج ثلاثية الأبعاد للفريق للسحب الجزيئية. وقال "إنه موضوع جيد للمناقشات المستقبلية و [مدش] كيف يمكن تحسين هذه النمذجة ثلاثية الأبعاد". "آمل أن يكون لدينا تعليقات وأفكار من علماء آخرين بخصوص هذا".

يمكن أن تحدد الأبحاث المستقبلية العمليات الأكثر مسؤولية عن تشكيل السحب الجزيئية.

وقال كينولاينن "نحن نعلم جيدًا اليوم أن عمليات مثل قوى الجاذبية والاضطراب الهيدروديناميكي الممغنط لها دور رئيسي في تشكيل الغيوم". "باستخدام المعلمات التي استنتجناها ، يمكننا الإجابة على أسئلة مثل ،" في أي المناطق يتأثر هيكل السحابة بشكل كبير بالاضطرابات ، وفي أي منطقة بالجاذبية؟ " مثل هذه الأسئلة لها أهمية كبيرة في فهم أصل السحب الغازية بين النجوم في المجرات وتطورها ".


محتويات

تحرير السحب بين النجوم

تحتوي المجرة الحلزونية مثل مجرة ​​درب التبانة على نجوم وبقايا نجمية ووسط نجمي منتشر (ISM) من الغاز والغبار. يتكون الوسط البينجمي من 10 to4 إلى 10 6 جسيمات لكل سم 3 ويتكون عادةً من حوالي 70٪ هيدروجين بالكتلة ، ويتكون معظم الغاز المتبقي من الهيليوم. تم إثراء هذه الوسيلة كيميائيًا بكميات ضئيلة من العناصر الأثقل التي تم إنتاجها وطردها من النجوم عبر اندماج الهيليوم أثناء مرورها بعد نهاية عمر التسلسل الرئيسي. المناطق ذات الكثافة العالية من السحب المتوسطة بين النجوم ، أو منتشر السدم، [3] حيث يحدث تشكل النجوم. [4] على عكس الحلزونات ، تفقد المجرة الإهليلجية المكون البارد لوسطها بين النجوم خلال ما يقرب من مليار سنة ، مما يعيق المجرة عن تكوين السدم المنتشرة إلا من خلال الاندماجات مع المجرات الأخرى. [5]

في السدم الكثيفة حيث يتم إنتاج النجوم ، يوجد الكثير من الهيدروجين في الجزيئات (H2) ، لذلك تسمى هذه السدم بالسحب الجزيئية. [4] كشف مرصد هيرشل الفضائي أن الخيوط موجودة بالفعل في كل مكان في السحابة الجزيئية. سوف تتفتت الخيوط الجزيئية الكثيفة ، والتي تعتبر أساسية في عملية تكوين النجوم ، إلى نوى مرتبطة بالجاذبية ، والتي سيتطور معظمها إلى نجوم. قد يتحكم التراكم المستمر للغاز والانحناء الهندسي والمجالات المغناطيسية في طريقة التجزئة التفصيلية للخيوط. كشفت الملاحظات في الخيوط فوق الحرجة عن سلاسل شبه دورية من النوى الكثيفة مع تباعد مماثل للعرض الداخلي للخيوط ، وتتضمن نجومًا أولية مدمجة مع تدفقات خارجية. [6] تشير الملاحظات إلى أن أبرد السحب تميل إلى تكوين نجوم منخفضة الكتلة ، لوحظ أولاً في الأشعة تحت الحمراء داخل الغيوم ، ثم في الضوء المرئي على سطحها عندما تتبدد السحب ، بينما تنتج السحب الجزيئية العملاقة ، والتي تكون أكثر دفئًا بشكل عام ، نجومًا من كل الجماهير. [7] تتميز هذه السحب الجزيئية العملاقة بكثافات نموذجية تبلغ 100 جسيم لكل سم 3 ، وأقطار 100 سنة ضوئية (9.5 × 10 14 كم) ، وكتل تصل إلى 6 ملايين كتلة شمسية (M ) ، [8] ومتوسط ​​درجة الحرارة الداخلية 10 كلفن ، يوجد حوالي نصف الكتلة الكلية للمجرة ISM في السحب الجزيئية [9] وفي مجرة ​​درب التبانة هناك ما يقدر بنحو 6000 غيمة جزيئية ، لكل منها أكثر من 100000 م. . [10] أقرب سديم للشمس حيث تتشكل النجوم الضخمة هو سديم الجبار Orion Nebula ، على بعد 1300 لي (1.2 × 10 16 كم). [11] ومع ذلك ، يحدث تكوُّن كتلته المنخفضة للنجوم على بعد حوالي 400-450 سنة ضوئية في مجمع سحابة Ophiuchi. [12]

موقع أكثر إحكاما لتشكيل النجوم هو السحب المعتمة للغاز الكثيف والغبار المعروف باسم كريات بوك ، سميت بهذا الاسم على اسم عالم الفلك بارت بوك. يمكن أن تتشكل مع انهيار السحب الجزيئية أو ربما بشكل مستقل. [13] يبلغ عرض كريات بوك عادة ما يصل إلى سنة ضوئية وتحتوي على عدد قليل من الكتل الشمسية. [14] يمكن ملاحظتها على شكل غيوم مظلمة مظللة مقابل السدم الانبعاثية الساطعة أو نجوم الخلفية. تم العثور على أكثر من نصف كريات بوك المعروفة تحتوي على نجوم حديثة التكوين. [15]

سحابة انهيار تحرير

ستبقى سحابة الغاز بين النجوم في حالة توازن هيدروستاتيكي طالما أن الطاقة الحركية لضغط الغاز متوازنة مع الطاقة الكامنة لقوة الجاذبية الداخلية. يتم التعبير عن ذلك رياضيًا باستخدام النظرية الفيروسية ، والتي تنص على أنه للحفاظ على التوازن ، يجب أن تساوي طاقة وضع الجاذبية ضعف الطاقة الحرارية الداخلية. [17] إذا كانت السحابة ضخمة بما يكفي بحيث يكون ضغط الغاز غير كافٍ لدعمها ، فإن السحابة ستخضع لانهيار الجاذبية. الكتلة التي ستخضع فوقها السحابة لمثل هذا الانهيار تسمى كتلة الجينز. تعتمد كتلة الجينز على درجة حرارة وكثافة السحابة ، ولكنها عادة ما تكون من آلاف إلى عشرات الآلاف من الكتل الشمسية. [4] أثناء انهيار السحابة ، تتشكل عشرات إلى عشرات الآلاف من النجوم في وقت واحد تقريبًا ، وهو ما يمكن ملاحظته فيما يسمى بالعناقيد المدمجة. المنتج النهائي لانهيار النواة هو مجموعة مفتوحة من النجوم. [18]

في تسبب في تكوين النجوم، أحد الأحداث العديدة التي قد تحدث لضغط سحابة جزيئية وبدء انهيار جاذبيتها. قد تتصادم الغيوم الجزيئية مع بعضها البعض ، أو قد يكون انفجار سوبرنوفا قريب محفزًا ، مما يؤدي إلى إرسال مادة صادمة إلى السحابة بسرعات عالية جدًا. [4] (قد تنتج النجوم الجديدة الناتجة نفسها قريبًا مستعرات أعظم ، مما ينتج عنه تكوين نجمي ذاتي الانتشار.) بدلاً من ذلك ، يمكن أن تؤدي الاصطدامات المجرية إلى حدوث انفجارات نجمية هائلة لتشكيل النجوم حيث يتم ضغط السحب الغازية في كل مجرة ​​وتحريكها بواسطة قوى المد والجزر. [20] قد تكون الآلية الأخيرة مسؤولة عن تكوين العناقيد الكروية. [21]

قد يعمل الثقب الأسود الهائل الموجود في قلب المجرة على تنظيم معدل تشكل النجوم في نواة المجرة. يمكن أن يصبح الثقب الأسود الذي يتراكم على المادة المتساقطة نشطًا ، ويصدر رياحًا قوية من خلال نفاثة نسبية موازية. هذا يمكن أن يحد من مزيد من تشكل النجوم. يمكن للثقوب السوداء الهائلة التي تقذف الجزيئات الباعثة للترددات الراديوية بسرعة قريبة من الضوء أن تمنع أيضًا تكون نجوم جديدة في المجرات المتقادمة. [22] ومع ذلك ، فإن الانبعاثات الراديوية حول الطائرات قد تؤدي أيضًا إلى تكون النجوم. وبالمثل ، قد تؤدي طائرة أضعف إلى تشكل النجوم عندما تصطدم بسحابة. [23]

عندما تنهار ، تنقسم السحابة الجزيئية إلى قطع أصغر وأصغر بطريقة هرمية ، حتى تصل الأجزاء إلى كتلة نجمية. في كل جزء من هذه الأجزاء ، يشع الغاز المنهار الطاقة المكتسبة من إطلاق طاقة وضع الجاذبية. مع زيادة الكثافة ، تصبح الأجزاء غير شفافة وبالتالي تكون أقل كفاءة في إشعاع طاقتها. هذا يرفع درجة حرارة السحابة ويمنع المزيد من التفتت. تتكثف الشظايا الآن في كرات دوارة من الغاز تعمل كأجنة نجمية. [25]

ما يعقد هذه الصورة لسحابة منهارة هو تأثيرات الاضطراب والتدفقات العيانية والدوران والمجالات المغناطيسية وهندسة السحابة. يمكن لكل من الدوران والمجالات المغناطيسية إعاقة انهيار السحابة. [26] [27] الاضطراب مفيد في التسبب في تفتيت السحابة ، وعلى أصغر المقاييس فإنه يساعد على الانهيار. [28]

ستستمر السحابة النجمية الأولية في الانهيار طالما يمكن القضاء على طاقة ربط الجاذبية. تُفقد هذه الطاقة الزائدة بشكل أساسي من خلال الإشعاع. ومع ذلك ، فإن السحابة المنهارة ستصبح في النهاية غير شفافة بالنسبة لإشعاعاتها ، ويجب إزالة الطاقة من خلال بعض الوسائل الأخرى. يتم تسخين الغبار داخل السحابة إلى درجات حرارة 60-100 كلفن ، وتشع هذه الجسيمات بأطوال موجية في الأشعة تحت الحمراء البعيدة حيث تكون السحابة شفافة. وهكذا يتوسط الغبار الانهيار الإضافي للسحابة. [29]

أثناء الانهيار ، تزداد كثافة السحابة باتجاه المركز وبالتالي تصبح المنطقة الوسطى معتمة بصريًا أولاً. يحدث هذا عندما تكون الكثافة حوالي 10 13 جم / سم 3. تتشكل المنطقة الأساسية ، التي تسمى اللب الهيدروستاتيكي الأول ، حيث يتم إيقاف الانهيار بشكل أساسي. يستمر في الزيادة في درجة الحرارة على النحو الذي تحدده النظرية الفيروسية. يتصادم معها الغاز المتساقط نحو هذه المنطقة المعتمة ويخلق موجات صدمة تزيد من تسخين اللب. [30]

عندما تصل درجة الحرارة الأساسية إلى حوالي 2000 كلفن ، فإن الطاقة الحرارية تفكك H2 الجزيئات. [30] يتبع ذلك تأين ذرات الهيدروجين والهيليوم. تمتص هذه العمليات طاقة الانكماش ، مما يسمح لها بالاستمرار في نطاقات زمنية مماثلة لفترة الانهيار بسرعات السقوط الحر. [31] بعد أن تصل كثافة المادة المتساقطة إلى حوالي 10-8 جم / سم 3 ، تكون هذه المادة شفافة بدرجة كافية للسماح للطاقة المشعة من النجم الأولي بالهروب. الجمع بين الحمل الحراري داخل النجم الأولي والإشعاع من الخارج يسمح للنجم بالتقلص أكثر. [30] يستمر هذا حتى يصبح الغاز ساخنًا بدرجة كافية للضغط الداخلي لدعم النجم الأولي ضد المزيد من انهيار الجاذبية - وهي حالة تسمى التوازن الهيدروستاتيكي. عندما تكتمل مرحلة التراكم هذه تقريبًا ، يُعرف الكائن الناتج باسم النجم الأولي. [4]

يستمر تراكم المواد على النجم الأولي جزئيًا من القرص المحيط بالنجم المشكل حديثًا. عندما تكون الكثافة ودرجة الحرارة عالية بما فيه الكفاية ، يبدأ اندماج الديوتيريوم ، ويبطئ الضغط الخارجي للإشعاع الناتج (لكنه لا يوقف) الانهيار. تستمر المادة التي تتكون منها السحابة في "تمطر" على النجم الأولي. في هذه المرحلة يتم إنتاج نفاثات ثنائية القطب تسمى أجسام هيربيج-هارو. ربما تكون هذه هي الوسيلة التي يتم من خلالها طرد الزخم الزاوي الزائد للمادة المتساقطة ، مما يسمح للنجم بالاستمرار في التكون.

عندما يتشتت غلاف الغاز والغبار المحيط وتتوقف عملية التراكم ، يُعتبر النجم نجمًا سابقًا للتسلسل الرئيسي (نجم PMS). مصدر الطاقة لهذه الأجسام هو انكماش الجاذبية ، على عكس احتراق الهيدروجين في نجوم التسلسل الرئيسي. يتبع نجم PMS مسار Hayashi على مخطط Hertzsprung-Russell (H-R). [33] سيستمر الانكماش حتى يتم الوصول إلى حد هاياشي ، وبعد ذلك سيستمر الانكماش على مقياس كلفن-هيلمهولتز الزمني مع بقاء درجة الحرارة مستقرة. النجوم التي يقل قطرها عن 0.5 متر بعد ذلك انضم إلى التسلسل الرئيسي. بالنسبة لنجوم PMS الأكثر ضخامة ، في نهاية مسار Hayashi سوف تنهار ببطء في التوازن الهيدروستاتيكي القريب ، بعد مسار Henyey. [34]

أخيرًا ، يبدأ الهيدروجين في الاندماج في لب النجم ، ويتم التخلص من بقية المادة المغلفة. هذا ينهي مرحلة النجم الأولي ويبدأ مرحلة التسلسل الرئيسي للنجم على مخطط H-R.

يتم تحديد مراحل العملية بشكل جيد في النجوم ذات الكتل حوالي 1 م او اقل. في النجوم عالية الكتلة ، يكون طول عملية تكوين النجوم مشابهًا للمقاييس الزمنية الأخرى لتطورها ، وهي أقصر بكثير ، والعملية ليست محددة جيدًا. تتم دراسة التطور اللاحق للنجوم في التطور النجمي.

بروتوستار
انفجار بروتوستار - HOPS 383 (2015).

العناصر الرئيسية لتشكيل النجوم متاحة فقط من خلال المراقبة في أطوال موجية غير البصري. يتم إخفاء المرحلة الأولية من الوجود النجمي بشكل ثابت تقريبًا في أعماق السحب الكثيفة من الغاز والغبار المتخلفة عن GMC. في كثير من الأحيان ، يمكن رؤية هذه الشرانق المكونة للنجوم والمعروفة باسم كريات بوك ، في صورة ظلية ضد الانبعاث الساطع من الغاز المحيط. [35] يمكن رؤية المراحل المبكرة من حياة النجم في ضوء الأشعة تحت الحمراء ، الذي يخترق الغبار بسهولة أكبر من الضوء المرئي. [36] الملاحظات من مستكشف مسح الأشعة تحت الحمراء واسع المجال (WISE) كانت مهمة بشكل خاص للكشف عن العديد من النجوم الأولية المجرية ومجموعات النجوم الأم. [37] [38] من الأمثلة على هذه العناقيد النجمية FSR 1184 و FSR 1190 و Camargo 14 و Camargo 74 و Majaess 64 و Majaess 98. [39]

يمكن ملاحظة بنية السحابة الجزيئية وتأثيرات النجم الأولي في خرائط الانقراض القريبة من الأشعة تحت الحمراء (حيث يتم حساب عدد النجوم لكل وحدة مساحة ومقارنة بمنطقة الانقراض القريبة من السماء) ، وانبعاث الغبار المستمر والتحولات الدورانية من ثاني أكسيد الكربون والجزيئات الأخرى هذين الأخيرين لوحظ في نطاق المليمتر وما دون المليمتر. يجب ملاحظة الإشعاع الصادر عن النجم الأولي والنجم المبكر في الأطوال الموجية لعلم الفلك بالأشعة تحت الحمراء ، لأن الانقراض الناجم عن بقية السحابة التي يتشكل فيها النجم عادة ما يكون أكبر من أن يسمح لنا برصده في الجزء المرئي من الطيف. . يمثل هذا صعوبات كبيرة حيث أن الغلاف الجوي للأرض يكاد يكون معتمًا بالكامل من 20 ميكرومتر إلى 850 ميكرومتر ، مع نوافذ ضيقة عند 200 ميكرومتر و 450 ميكرومتر. حتى خارج هذا النطاق ، يجب استخدام تقنيات الطرح في الغلاف الجوي.

أثبتت ملاحظات الأشعة السينية أنها مفيدة لدراسة النجوم الفتية ، حيث أن انبعاث الأشعة السينية من هذه الأجسام أقوى بحوالي 100-100 مرة من انبعاث الأشعة السينية من النجوم ذات التسلسل الرئيسي. [41] تم إجراء أول اكتشافات للأشعة السينية من نجوم T Tauri بواسطة مرصد أينشتاين للأشعة السينية. [42] [43] بالنسبة للنجوم منخفضة الكتلة ، تتولد الأشعة السينية عن طريق تسخين الهالة النجمية من خلال إعادة الاتصال المغناطيسي ، بينما تتولد الأشعة السينية للنجوم عالية الكتلة والنجوم من النوع B من خلال الصدمات الأسرع من الصوت في النجم رياح. قد تخترق الفوتونات في نطاق طاقة الأشعة السينية اللينة التي يغطيها مرصد شاندرا للأشعة السينية و XMM-Newton الوسط النجمي بامتصاص معتدل فقط بسبب الغاز ، مما يجعل الأشعة السينية طولًا موجيًا مفيدًا لرؤية التجمعات النجمية داخل السحب الجزيئية . إن انبعاث الأشعة السينية كدليل على الشباب النجمي يجعل هذه الفرقة مفيدة بشكل خاص لإجراء تعدادات النجوم في مناطق تشكل النجوم ، بالنظر إلى أنه ليس كل النجوم الشابة لديها تجاوزات للأشعة تحت الحمراء. [44] قدمت ملاحظات الأشعة السينية تعدادات شبه كاملة لجميع الأجسام ذات الكتلة النجمية في مجموعة سديم الجبار وسحابة الثور الجزيئية. [45] [46]

لا يمكن ملاحظة تكوين النجوم الفردية بشكل مباشر إلا في مجرة ​​درب التبانة ، ولكن في المجرات البعيدة تم اكتشاف تشكل النجوم من خلال توقيعها الطيفي الفريد.

تشير الأبحاث الأولية إلى أن تكتلات تشكل النجوم تبدأ كمناطق عملاقة كثيفة في مادة مضطربة غنية بالغاز في المجرات الفتية ، وتعيش حوالي 500 مليون سنة ، وقد تهاجر إلى مركز المجرة ، مما يؤدي إلى انتفاخ مركزي للمجرة. [47]

في 21 فبراير 2014 ، أعلنت وكالة ناسا عن قاعدة بيانات مطورة بشكل كبير لتتبع الهيدروكربونات العطرية متعددة الحلقات (PAHs) في الكون. وفقًا للعلماء ، قد يكون أكثر من 20٪ من الكربون في الكون مرتبطًا بالهيدروكربونات العطرية متعددة الحلقات ، والمواد الأولية المحتملة لتشكيل الحياة. يبدو أن الهيدروكربونات العطرية متعددة الحلقات قد تشكلت بعد فترة وجيزة من الانفجار العظيم ، وهي منتشرة في جميع أنحاء الكون وترتبط بنجوم جديدة وكواكب خارجية. [48]

في فبراير 2018 ، أفاد علماء الفلك ، لأول مرة ، بإشارة لعصر إعادة التأين ، وهي اكتشاف غير مباشر للضوء من النجوم الأولى التي تشكلت - بعد حوالي 180 مليون سنة من الانفجار العظيم. [49]

أفاد مقال نُشر في 22 أكتوبر 2019 عن اكتشاف 3 مم -1 ، وهي مجرة ​​ضخمة تتشكل النجوم على بعد حوالي 12.5 مليار سنة ضوئية تحجبها سحب من الغبار. [50] عند كتلته حوالي 10 10.8 كتلة شمسية ، أظهر معدل تكوين نجمي أعلى بحوالي 100 مرة مما هو عليه في مجرة ​​درب التبانة. [51]

تحرير كائنات Pathfinder البارزة

    تم اكتشافه لأول مرة في عام 1978 ، ويقدر عمره بـ 1000 عام فقط.
  • VLA 1623 - أول نجم أولي نموذجي من الفئة 0 ، وهو نوع من النجوم الأولية المدمجة التي لم تجمع معظم كتلتها بعد. وجدت في عام 1993 ، ربما يكون عمرها أقل من 10000 عام. [52] - كائن مضمن خافت للغاية يمثل فئة جديدة من المصادر التي يتم اكتشافها الآن فقط باستخدام أحدث التلسكوبات. لا تزال حالتها غير محددة ، فقد تكون أصغر النجوم الأولية من الفئة 0 منخفضة الكتلة حتى الآن أو حتى كائنات متطورة منخفضة الكتلة (مثل الأقزام البنية أو حتى الكواكب المارقة). [53] - أصغر نجم تسلسل رئيسي معروف في منطقة مركز المجرة ، تم اكتشافه في أغسطس 2006. ويقدر عمره بـ 3.5 مليون سنة. [54]

يُعتقد أن النجوم ذات الكتل المختلفة تتشكل بآليات مختلفة قليلاً. تشير نظرية تكوين النجوم ذات الكتلة المنخفضة ، والتي تدعمها المراقبة جيدًا ، إلى أن النجوم منخفضة الكتلة تتشكل من خلال الانهيار الجاذبي لتعزيزات الكثافة الدوارة داخل السحب الجزيئية. كما هو موضح أعلاه ، يؤدي انهيار سحابة دوارة من الغاز والغبار إلى تكوين قرص تراكم يتم من خلاله توجيه المادة إلى نجم أولي مركزي. للنجوم ذات الكتل الأعلى من حوالي 8 م ومع ذلك ، فإن آلية تكوين النجوم ليست مفهومة جيدًا.

تبعث النجوم الضخمة كميات وفيرة من الإشعاع الذي يدفع ضد المواد المتساقطة. في الماضي ، كان يُعتقد أن ضغط الإشعاع هذا قد يكون كبيرًا بما يكفي لوقف التراكم على النجم الأولي الهائل ومنع تكون النجوم ذات الكتل التي تزيد عن بضع عشرات من الكتل الشمسية. [57] أظهر العمل النظري الحديث أن إنتاج النفاثة والتدفق الخارج يزيل تجويفًا يمكن من خلاله أن يهرب الكثير من الإشعاع من النجم الأولي الهائل دون إعاقة التراكم عبر القرص وعلى النجم الأولي. [58] [59] التفكير الحالي هو أن النجوم الضخمة قد تكون بالتالي قادرة على التكون بآلية مشابهة لتلك التي تتشكل بها النجوم منخفضة الكتلة.

هناك أدلة متزايدة على أن بعض النجوم الأولية الضخمة محاطة بالفعل بأقراص تراكمية. لا تزال العديد من النظريات الأخرى حول تكوين النجوم الهائل قيد الاختبار بالملاحظة. من بين هذه ، ربما تكون النظرية الأبرز هي نظرية التراكم التنافسي ، والتي تشير إلى أن النجوم الأولية الضخمة "مزروعة" بواسطة نجوم أولية منخفضة الكتلة والتي تتنافس مع النجوم الأولية الأخرى لاستخلاص المادة من السحابة الجزيئية الأصلية بأكملها ، بدلاً من مجرد كونها صغيرة. المنطقة المحلية. [60] [61]

تشير نظرية أخرى عن تكوين النجوم الضخمة إلى أن النجوم الضخمة قد تتشكل من خلال اندماج نجمين أو أكثر من النجوم ذات الكتلة الأقل. [62]


سديم شاب شبحي يمسك بتكوين النجوم

IMAGE: صورة مركبة للسديم RCW 120. تم الكشف عن الغيوم ذات الشكل الحلقي حول السديم بواسطة تلسكوب سبيتزر الفضائي. قاس صوفيا الغاز المتوهج الموضح باللونين الأحمر والأزرق لدراسة سرعة تمدد السديم وتحديد عمره. يمثل الغاز الأزرق الغاز المتمدد في الاتجاه نحو الأرض والأحمر بعيدًا عن الأرض. أدى التوسع إلى ولادة جيران نجميين بسرعات فائقة - ويكشف عن أن السديم أصغر مما كان يُعتقد سابقًا. المصدر: NASA / JPL-Caltech / SOFIA

يتم استخدام كلمة سديم للعديد من الأنظمة المختلفة مع الكثير من تواريخ التكوين المختلفة والسلوكيات المستقبلية. من السدم التي تحيط بالنجوم المحتضرة ، نقفز الآن إلى الغازات المتوهجة التي تشكل نجومًا جديدة.

قام مرصد SOFIA المحمول جوًا مؤخرًا بتحويل كاشفات الأشعة تحت الحمراء الخاصة به نحو سديم مفهرس باسم RCW120. في حين أن اسمها قبيح ، إلا أن عرض الحصان هذا للغاز المتوهج له جمال شبحي. منذ 150 ألف عام فقط ، كانت هذه مجرد سحابة مظلمة ، ولكن يومًا ما حدث شيء ما بدأ في تكوين النجوم. أضاءت تلك النجوم الأولى ، واندفعت رياحها تجاه الغاز المحيط ، مما أدى إلى انهياره وتشكيل نجوم ثم أضاءت واستمرت هذه العملية في حلقة ردود فعل نجمية.

اليوم ، يتمدد هذا السديم بسرعة 15 كم / ثانية مع اندفاع الرياح النجمية ، وتشكل حلقات جديدة من النجوم. لم يُر هذا النوع من التكوين من قبل ، ووفقًا للمؤلف الرئيسي للدراسة: يمنحنا السديم نافذة على ما كان يمكن أن يكون عليه شكل النجوم في بدايات الكون. لا يمكننا العودة لدراسة الكون المبكر ، لذلك نعتمد على ملاحظات مثل هذه لفهم كيفية تحول الكون من الانفجار العظيم إلى الكون الذي نراه اليوم.


تشكيل النجم: عندما ينهار السديم ، هل تشكل النجم فقط الغازات؟ - الفلك

IMAGE: صورة مركبة للسديم RCW 120. تم الكشف عن الغيوم ذات الشكل الحلقي حول السديم بواسطة تلسكوب سبيتزر الفضائي. قاس صوفيا الغاز المتوهج الموضح باللونين الأحمر والأزرق لدراسة سرعة تمدد السديم وتحديد عمره. يمثل الغاز الأزرق الغاز المتمدد في الاتجاه نحو الأرض والأحمر بعيدًا عن الأرض. أدى التوسع إلى ولادة جيران نجميين بسرعات فائقة - ويكشف عن أن السديم أصغر مما كان يُعتقد سابقًا. المصدر: NASA / JPL-Caltech / SOFIA

يتم استخدام كلمة سديم للعديد من الأنظمة المختلفة مع الكثير من تواريخ التكوين المختلفة والسلوكيات المستقبلية. من السدم التي تحيط بالنجوم المحتضرة ، نقفز الآن إلى الغازات المتوهجة التي تشكل نجومًا جديدة.

قام مرصد SOFIA المحمول جوًا مؤخرًا بتحويل كاشفات الأشعة تحت الحمراء الخاصة به نحو سديم مفهرس باسم RCW120. في حين أن اسمها قبيح ، إلا أن عرض الحصان هذا للغاز المتوهج يتمتع بجمال شبحي. منذ 150 ألف عام فقط ، كانت هذه مجرد سحابة مظلمة ، ولكن يومًا ما حدث شيء ما بدأ في تكوين النجوم. أضاءت تلك النجوم الأولى ، واندفعت رياحها تجاه الغاز المحيط ، مما أدى إلى انهياره وتشكيل نجوم ثم أضاءت واستمرت هذه العملية.


الفرق بين السديم والمجرة

السديم والمجرة شيئان مختلفان موجودان داخل الكون الذي نعيش فيه. غالبًا ما يتم الخلط بين فهم السديم والميزات الأخرى للفضاء ، وخاصة المجرة. هذا المقال يسلط الضوء على الاختلافات بين الاثنين.

كلمة سديم هي كلمة لاتينية تعني ببساطة سحابة. لكن دور السديم ليس هذا فقط. السديم عبارة عن سحابة من الغبار بين النجمي والغازات المتأينة الأخرى خاصة الهيليوم والهيدروجين. من ناحية أخرى ، فإن المجرة عبارة عن مجموعة ضخمة من النجوم التي ترتبط ببعضها البعض عن طريق الجاذبية. تحتوي المجرة على أنظمة نجمية وعناقيد نجمية جنبًا إلى جنب مع الغبار بين النجوم.

أحد الاختلافات الأساسية بين الاثنين هو حجمها. حجم المجرة بشكل عام أكبر بكثير من حجم السديم. ثانيًا ، يوجد سديم داخل مجرة. ومع ذلك ، لا يمكن احتواء المجرة داخل السديم.

عندما تتراكم الكثير من الكتلة داخل السديم ، تزداد الجاذبية وينهار السديم ليشكل نجمًا. هذا لا يحدث مع مجرة ​​مما يعني أن المجرة ككل لا تنهار لتلد نجما.

توجد المجرات بأشكال وأحجام مختلفة وأيضًا بدرجات سطوع متفاوتة. وبالتالي يتم تصنيفها بناءً على هذه العوامل. بشكل عام ، يتم تصنيفها إلى ثلاث فئات عامة: (أ) حلزوني (ب) بيضاوي الشكل (ج) غير منتظم. تصنف السدم أيضًا بشكل عام على أساس بنيتها. لكن هناك تصنيفات مختلفة عن تلك الخاصة بالمجرات. يتم تصنيف السدم بشكل أساسي إلى الأنواع الأربعة التالية: (أ) السدم الانبعاثية (ب) مناطق HII (ج) بقايا المستعرات الأعظمية (د) السدم المظلمة.

على الرغم من أن هذا قد يبدو مثيرًا للسخرية ، إلا أنه بالإضافة إلى تشكل السدم عند ولادة النجوم ، يمكن أيضًا أن تتشكل عندما ينهار النجم. ومع ذلك ، لم تتشكل المجرة أثناء هذا الانفجار الداخلي.

هناك اختلاف آخر يجب ملاحظته وهو أن عمر المجرات بشكل عام أطول من عمر السدم. هذا لأن السديم هو مجرد شيء واحد في مجرة ​​شاسعة يمكن أن تشكل ما يصل إلى أكثر من ملايين النجوم. وهكذا فإن حياة المجرة مرتبطة بحياة كل النجوم بداخلها. هذا يعني أيضًا أنه في حالة انفجار مجرة ​​ما ، فإن ملايين أو مليارات النجوم ستموت معها ، لكن السديم لا يؤدي إلا إلى موت نجم واحد.

توجد المجرات أيضًا في الفضاء في أشكال عناقيد أو مجموعات ، ولم يتم حتى الآن ملاحظة مثل هذا النمط للسدم.

المجرات والسدم هي سمات مختلفة للكون الواسع الذي نعيش فيه. الشيء الرئيسي الذي يجب ملاحظته هو أنها تختلف اختلافًا كبيرًا في حجمها ، وبينما تمتلك المجرات العديد من النجوم ، فإن السديم هو مجرد بداية أو نهاية نجم واحد.

السديم عبارة عن سحابة من الغبار بين النجوم ، بينما المجرة عبارة عن مجموعة ضخمة من النجوم.
حجم المجرة أكبر بكثير من حجم السديم.
السديم يسبب تكون النجوم.
السديم موجود داخل المجرة. المجرة لا يمكن أن تكون موجودة داخل السديم.
تصنف السدم إلى انبعاث ومنطقة HII وبقايا مستعر أعظم ومظلمة.
تصنف المجرات إلى حلزونية وبيضاوية وغير منتظمة.
تعيش المجرات لفترة أطول من السدم.
ترتبط حياة عدة نجوم بحياة مجرة ​​بينما ترتبط حياة نجم واحد بسديم.
يمكن العثور على المجرات في مجموعات في الفضاء.


محاذاة نجم وكوكب

تدور جميع الكواكب في نظامنا الشمسي في نفس اتجاه دوران الشمس تقريبًا - لكن هذا ليس صحيحًا بالنسبة لجميع أنظمة الكواكب! Recent measurements of the spin angle of a nearby, planet-hosting star provide new insight into how solar systems form.

The Birth of a Solar System

If planets form from the same rotating material that created their host star, why don’t all planets have orbits that are aligned with their stars’ spins? [ناسا / مختبر الدفع النفاث- معهد كاليفورنيا للتكنولوجيا]

In this picture, conservation of angular momentum suggests that the spin axis of a star should be aligned with the orbital angular momentum vectors of its planets — a state known as spin–orbit alignment.

This is true in our solar system: our planets’ orbits are aligned to within 7° of the Sun’s spin. But roughly a third of the planets we’ve measured in other systems have significant misalignments — ranging from slightly tilted orbits to orbits that are fully the opposite direction of their star’s spin.

Explaining Crooked Paths

There are two possible explanations for these misaligned orbits:

  1. A star’s spin and its planet-forming disk might be misaligned from the start — perhaps due to effects like turbulence or dynamical interactions in the star’s birth environment.
  2. Planet orbits and stellar spin start out aligned, but some planets get scattered or nudged onto misaligned orbits after they form.

β Pictoris b is a directly imaged planet that orbits at

10.6 AU from its host star, as seen at the center of this composite infrared image of the system. [ESO/A.-M. Lagrange et al.]

But to confirm that this explanation fits, we’d also need to show that the spin–orbit alignments of longفترة planets — which are less likely to have been perturbed over their lifetimes — are typically aligned.

In a new study, a team of scientists led by Stefan Kraus (University of Exeter, UK) have now made the first measurement of the spin–orbit alignment of a directly imaged, wide-orbit exoplanet: β Pictoris b.

Confirmation from a Wide Orbiter

60 light-years away, the recently formed star β Pictoris hosts a roughly 13-Jupiter-mass exoplanet — β Pictoris b — that orbits with a semimajor axis of 10.6 AU within a young debris disk that surrounds the star.

Schematic illustrating the components of the β Pictoris system. اضغط للتكبير. [Adapted from Kraus et al. 2020]

Kraus and collaborators’ results support the idea that solar systems initially form with aligned stellar spin and planet orbits misalignments are introduced only later as planets migrate. Additional observations of wide-orbit planets will be needed to confirm this picture — but we can hope to gather more in the future using the techniques demonstrated in this study!

Citation

“Spin–Orbit Alignment of the β Pictoris Planetary System,” Stefan Kraus et al 2020 ApJL 897 L8. doi:10.3847/2041-8213/ab9d27


Gravitational Competition

Star formation begins when gravity begins to dominate over heat, causing a cloud to lose its equilibrium and start to contract.

STAGE 1: AN INTERSTELLAR CLOUD

STAGE 2: A COLLAPSING CLOUD FRAGMENT

STAGE 3: FRAGMENTATION CEASES

STAGE 4: A PROTOSTAR

STAGE 5: PROTOSTELLAR EVOLUTION

STAGE 6: A NEWBORN STAR

STAGE 7: THE MAIN SEQUENCE AT LAST

  • Stars of different masses appear at different points on the H-R diagram.
      How do they get there?
    • Arrive at different points on the main sequence.
    • Main-sequence band predicted for stars.
    • Stars will be slightly off-set from this band depending on the concentration of the small fraction of heavy elements.
    • Star "stays put" on the main-sequence, spending most of its life in one place.
    • "Failed" stars
      • Brown dwarfs.
        • Mass less than 0.08 solar masses.
          • But more than .012 solar masses (12 times Jupiter's mass).
          • Jupiter-like objects.
            • Jupiter is technically not a brown dwarf (0.001 solar masses).
            • Gliese 623 (left image).
            • Gliese 229 (right image).
            • Number of brown dwarfs in the Milky Way may be comparable to the number of stars.
              • Infrared image of star cluster near Orion Nebula.
                • Faint specks are brown dwarf candidates.
                • 10-15 percent of "stars" in Orion are brown dwarfs.
                • About 50 brown dwarfs seen at distance of 1,500 light years.
                • Period of cloud contraction is far too long for us to "watch".
                  • Our computer calculations predict it.
                  • We can observe it at various stages of evolution.
                  • M20 (The Trifid Nebula), evidence for three broad phases of star formation.
                    • Parent cloud (stage 1).
                    • Contracting fragment (between stages 1 and 2).
                    • Emission nebula (stages 6 and 7).
                    • Orion Nebula.
                    • Protostars within the Orion Molecular Cloud imaged by the Hubble Space Telescope.
                    • Stages of development.
                      • Formation of bipolar jets due to intense heating and strong outflows.
                      • Jets fan out as the disk of nebular gas is blown away.
                      • New star appears with spherical wind.
                      • Actual image of hit young star.
                      • Shock waves driven out by high temperatures and pressures in an emission nebula may compress interstellar clouds to greater densities, triggering star formation.
                        • "Contracting fragment" may have been triggered by M20.
                        • Interstellar shock waves, which can trigger star formation, may come from several sources..
                          • Emission nebulae.
                          • Planetary nebulae.
                          • Supernova explosions.
                          • Spiral-arm waves of galaxy.
                          • Interactions between galaxies.
                          • Newborn star cluster.
                          • Around 20,000 light-years away.
                          • Contains about 2000 bright stars.
                          • Example of an open cluster.
                          • About 450 light-years away.
                          • H-R diagram reveals this is young cluster, less than 100 million years.
                          • No massive stars.
                          • About 16,000 light-years away.
                          • H-R diagram shows age is about 10 billion years - oldest stars in the galaxy.
                          • Physical interactions (close encounters and collisions) between protostars are important in determining outcome of formation.
                          • Supercomputer simulations of star formations.
                          • Large protostars may grow by "stealing" gas from the smaller ones, for example.
                          • The innermost core, Eta Carinae, has a mass of about 100 times the Sun, and a luminosity of 5 million times, one of the most massive stars known.
                          • Has brighten significantly several times in last few hundred years.
                          • Brightening mechanism unknown.
                          • Probably formed only a few hundred thousand years ago, since its lifetime can only be about a million years.
                          • The Trapezium, 4 bright O-type stars responsible for ionizing the nebula, are clearly seen.
                          • The infrared image shows an extensive cluster of young stars.
                          • Image probably includes many brown dwarfs.
                          • Most open clusters tend to disperse over a few hundred-million (100,000,000) years.
                          • More massive clusters will persist for somewhat longer.
                            • Being more tightly bound by the gravitational pull of the cluster.
                            • The Sun must have been a member of a cluster at one time, but now is a lonely, isolated star.
                            • Over time, these clustering stars will become isolated stars, like the Sun, or isolated small groups, such as binary star systems.

                              Many examples of star forming regions are observed in space.

                            Stars form when an interstellar cloud collapses under its own gravity, heats, and breaks into pieces of star-sized masses.

                            The evolution of the protostar can be represented as a path on the Hertzsprung-Russell diagram.

                            The resulting protostar, which emits primarily infrared radiation is known as a T Tauri نجمة.

                            Process takes about 50 million years for a star like the Sun, as a disk forms, and jets of matter are expelled in the direction perpendicular to the disk.

                            More massive stars form more quickly, while less massive stars take longer, all the result of the cloud's self gravity.

                            Very massive stars can trigger a chain reaction of star formation.

                            A contracting cloud can lead to hundreds or thousands of stars (a star cluster).


                            Protostars

                            Protostars form when sections of giant molecular clouds start to collapse. Clouds are initially diffuse enough that they do not contract unless something triggers an increase in the density of some regions within a cloud. There are several possible causes that include:

                            • The expanding shock front from a nearby supernovae sweeps up the local ISM and compresses it. As the front passes through a cloud it causes irregularities and local regions of higher density that may then collapse.
                            • Spiral galaxies rotate without their arms "winding up". This is due to a spiral density wave that sweeps around the plane of the galaxy, compressing the material in its path including clouds of dust and gas. This helps account for the observed star formation in spiral arms.
                            • Stars and clouds are not fixed in place, as they move they may pass near another cloud, triggering gravitational collapse due to variations in density.
                            • Regions with a number of young, hot O and B-class stars (called OB Associations) produce large amounts of visible and ultraviolet radiation that compress the ISM due to radiation pressure.

                            The gravitational collapse of a GMC does not result in a single, massive star. Instead the cloud tends to fragment into smaller denser regions that each collapse to form star systems. Up to a few thousand stars may typically form in a collapsing GMC resulting in an open (or galactic) cluster.

                            The dense regions collapse due to gravitational attraction between the particles. Individual gas or dust particles move in towards the centre of the collapsing region, losing gravitational potential energy. As the total energy of the system is conserved the loss of gravitational energy is balanced by an increase in the kinetic energy of the particles. These particles then undergo more collisions which in turn raises the temperature of the gas. At this stage further collapse is only possible if the cloud can radiate away the thermal energy so that the radiation pressure outwards remains lower than the inward gravitational pull. This is achieved via convection cycling warm material upwards within the cloud, making the collapsing cloud visible in the infrared region.

                            Continued collapse leads to higher densities so that eventually the cloud becomes opaque, trapping the thermal energy within the cloud. This then causes both the temperature and pressure to rise rapidly - the collapsing cloud is now a protostar. The timescale for this is basically a function of the mass of the collapsing cloud with more massive clouds collapsing more rapidly into a protostar. A 15 solar mass protostar may collapse in only 10 5 years whilst a star like our Sun would take around 50 million years. Low mass stars may take twice as long meaning that within a cluster the most massive stars have collapsed onto the main sequence, evolved off it and ended their "lives" before a 1/2 solar mass star has even made it onto the main sequence.

                            As the collapse of a protostar is shrouded in obscuring dust and gas clouds observations need to take place in the infrared and radio regions. Our models of the processes continue to be refined but theoretical evolutionary tracks of this stage, called Hayashi or Pre-main sequence (PMS) tracks, can be shown an an H-R diagram. Four of these are shown on the diagram below, with that for a one solar mass star explained in more detail following the diagram.

                            Stages in the formation of a 1 solar mass star:

                            1. Initial collapse of a cloud causes it to heat up and become a protostar. Although cool it is very large, perhaps 20 &times the diameter of the Sun, thus its surface area is so great that its overall luminosity is very high, maybe 100 × its main sequence luminosity.
                            2. As it radiates away energy, gravitational collapse pulls the protostar inwards rapidly. Its temperature rises but this is offset by the decrease in size so that overall luminosity decreases significantly as shown by the vertical drop on the H-R diagram.
                            3. Once the core temperature reaches 10 million K, coulombic repulsion between the now ionised hydrogen atoms (protons) is overcome and nuclear fusion commences. Hydrogen fuses to form helium nuclei, releasing energy in the process. Initially the increased outward radiation pressure is still insufficient to halt gravitational collapse but it does slow it down. The star's surface temperature increases significantly, compensating for the drop in size so that its luminosity increases slightly. The star's track moves up slightly and to the left on the H-R diagram over 10 million years.
                            4. As the rate of core fusion increases due to higher core temperature, the outward gas and radiation pressures eventually match the inward gravitational force. The star attains a state of hydrostatic equilibrium and settles down onto the main sequence. This stage may take a few tens of million years.

                            As you can see from the Hayashi tracks for stars of other masses, their evolutionary paths are different. Again the key factor is the mass of the protostar. In general more massive stars collapse and thus heat up more quickly so core fusion starts much sooner. Their luminosity remains essentially constant so they evolve almost horizontally across the H-R diagram. Low mass stars such as the 0.5 solar mass protostar can only transport energy from the core by convection. The decrease in the radius of such protostars as they collapse is more important than the increase in surface temperature so their luminosities drop as they move down onto the main sequence.

                            T Tauri Stars

                            T Tauri stars are young, irregular, variable stars. They are protostars of 3 solar masses or less, still collapsing and undergoing mass-loss. This material is ejected into space at speeds up to 500,000 km h -1 at a rate of 10 -7 to 10 -8 solar masses per year. The T Tauri phase may last 10 million years during which a mass equal to the Sun is ejected. Spectral analysis shows that these stars rotate rapidly and have high abundances of lithium, an element that is consumed early in a star's life. They are located just to the right of the main sequence on an HR diagram.

                            The early phases of a star's formation end when the temperature within its core is high enough for hydrogen nuclei (protons) to fuse together. This initiation of so-called hydrogen-burning marks the star's transition onto the main sequence, the next stage of its existence.


                            شاهد الفيديو: عجائب الكون. السديم هو اصل الكون و مصنع النجوم. انواع السدم. اشكال السدم. اشهر السدم (شهر نوفمبر 2021).