الفلك

ما مقدار السحابة الجزيئية التي يمكن أن تصبح "نجمة"؟

ما مقدار السحابة الجزيئية التي يمكن أن تصبح

تتشكل النجوم داخل السحب الجزيئية. يمكن أن تصل كتلة هذه الغيوم إلى 6 ملايين كتلة شمسية. عندما تنهار السحابة إلى نجوم ، هل من الممكن معرفة رقم تقريبي لمقدار هذه المادة التي تتحول بالفعل إلى نجوم؟ 1٪؟ 99٪؟

هل تميل الغيوم الأكبر إلى أن تكون أكثر كفاءة في تكوين النجوم من السحاب الأصغر؟


يشار إلى هذه الكمية باسم كفاءة تشكيل النجوم (SFE) من قبل علماء الفلك الذين يدرسون تكوين النجوم وتطور المجرات. يمكن أن تختلف التقديرات ولكن عادة ما تكون حول نسبة قليلة. في ثانية. 4.1 من هذه الورقة Inoue et al. مراجعة بعض التقديرات من الأدبيات. هذه الأرقام خاصة بالمناطق المركزية للمجرات الحلزونية ، وقد يكون المعدل أقل في المناطق الخارجية حيث تكون الكثافة أقل.

لاحظ أنه حتى إذا كان المعدل هو نسبة مئوية قليلة في سحابة معينة لحلقة معينة من تشكل النجوم ، فإن باقي كتلة الغاز هذه سوف تتشتت في الوسط بين النجوم وستجد طريقها في النهاية إلى سحابة أخرى لتشكيل النجوم لاحقًا - نجمة تشكيل مستمر في المجرات الحلزونية.

لاحظ أنك سترى غالبًا ما يتم التعبير عن SFE على أنه معدل تكوين النجوم (يتم تحويل الكتل الشمسية سنويًا إلى نجوم) مقسومًا على إجمالي كتلة الغاز. يحتوي على وحدات من (الكتلة / السنة) / الكتلة ، مما يقلل إلى وحدات من 1 / سنة. يمكنك التفكير في ذلك على أنه جزء الغاز الذي يتشكل في النجوم كل سنة، أو بدلاً من ذلك ، يمنحك معكوس هذا الرقم مقياسًا زمنيًا بالسنوات لاستنفاد الغاز بالكامل.


تجرد المجرات الكبيرة الغاز الجزيئي من أقمارها الصناعية

قام فريق بحثي بقيادة علماء الفلك من المركز الدولي لبحوث علم الفلك الراديوي (ICRAR) بدراسة محتوى الغاز الجزيئي للمجرات الضخمة القريبة في محاكاة كونية ، مع التركيز على كيفية اعتماده على بيئة المجرات.

انطباع فني يظهر التأثير المتزايد للتعرية بضغط الكبش في إزالة الغاز من المجرة الحلزونية NGC 4921 ومجراتها التابعة. رصيد الصورة: ICRAR / NASA / ESA / Hubble Heritage Team / STScI / AURA.

قال الدكتور آدم ستيفنز ، عالم الفيزياء الفلكية في ICRAR ومركز ARC للتميز: "تقدم دراستنا دليلًا منهجيًا جديدًا على أن المجرات الصغيرة في كل مكان تفقد بعضًا من غازها الجزيئي عندما تقترب من مجرة ​​أكبر وهالة الغاز الساخنة المحيطة بها". All Sky Astrophysics بثلاثة أبعاد (ASTRO 3D).

الغاز هو شريان الحياة للمجرة. الاستمرار في الحصول على الغاز هو كيف تنمو المجرات وتشكل النجوم. بدونها ، المجرات راكدة ".

"لقد عرفنا منذ فترة طويلة أن المجرات الكبيرة تجرد الغاز الذري من أطراف المجرات الصغيرة. ولكن ، حتى الآن ، لم يتم اختباره بالغاز الجزيئي بنفس التفاصيل ".

"المجرات لا تعيش عادة في عزلة. عندما تتحرك مجرة ​​عبر الوسط المجري الساخن أو هالة المجرة ، يتم تجريد بعض الغاز البارد في المجرة. وقالت الدكتورة باربرا كاتينيلا ، من ICRAR ، إن هذه العملية سريعة المفعول تعرف باسم تجريد ضغط الكبش.

باستخدام المحاكاة الكونية والهيدروديناميكية TNG100 ، توصل علماء الفلك إلى تنبؤات مباشرة عن كمية الغاز الذري والجزيئي التي يجب ملاحظتها من خلال مسوحات محددة على تلسكوب Arecibo في بورتوريكو وتلسكوب IRAM 30 مترًا في إسبانيا.

ثم أخذوا الملاحظات الفعلية من التلسكوبات وقارنوها بتنبؤاتهم الأصلية. كان الاثنان قريبين بشكل ملحوظ.

قال الدكتور كاتينيلا: "رصد تلسكوب IRAM الذي يبلغ طوله 30 مترًا الغاز الجزيئي في أكثر من 500 مجرة".

هذه هي أعمق الملاحظات وأكبر عينة من الغاز الذري والجزيئي في الكون المحلي. لهذا السبب كانت أفضل عينة لإجراء هذا التحليل ".

يتناسب هذا الاكتشاف مع الأدلة السابقة التي تشير إلى أن المجرات الساتلية لديها معدلات تكوين نجوم أقل.

قال الدكتور ستيفنز: "يذهب الغاز المقطوع في البداية إلى الفضاء حول المجرة الأكبر".

"قد ينتهي الأمر في نهاية المطاف بالمطر على المجرة الأكبر ، أو قد ينتهي الأمر بالبقاء خارجًا في محيطها."

"ولكن في معظم الحالات ، فإن المجرة الصغيرة محكوم عليها بالاندماج مع المجرة الأكبر على أي حال."

"غالبًا ما يستمرون في البقاء على قيد الحياة لمدة تتراوح بين مليار إلى ملياري عام ثم ينتهي بهم الأمر بالاندماج مع المركز المركزي. لذا فهو يؤثر على كمية الغاز التي حصلوا عليها بحلول الوقت الذي يندمجون فيه ، مما سيؤثر بعد ذلك على تطور النظام الكبير أيضًا ".

"بمجرد أن تصبح المجرات كبيرة بما يكفي ، فإنها تبدأ في الاعتماد على الحصول على المزيد من المادة من أكل لحوم البشر في المجرات الأصغر."

تم نشر الدراسة في الإخطارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية.


جزيئات الكون الغريبة & # 8211 & # 8220 لم يسبق لها مثيل في الفضاء & # 8221

& # 8220 إن الشيء المدهش في هذه الملاحظات ، حول هذا الاكتشاف ، وحول هذه الجزيئات ، هو أنه لم ينظر أحد ، أو بدا بجدية بما فيه الكفاية ، & # 8221 قال مايكل مكارثي ، عالم الكيمياء الفلكية ونائب مدير مركز هارفارد للفيزياء الفلكية (CfA) ) حول اكتشاف خزان شاسع لم يكن معروفًا من قبل لجزيئات جديدة في سحابة جزيئية باردة ومظلمة في الوسط النجمي لأول مرة ، & # 8220 يجعلك تتساءل عن الأشياء الأخرى التي بحثنا عنها للتو & # 8217t. & # 8221

& # 8220 بيولوجيا & # 8221

& # 8220 تمثل هذه الجزيئات خزانًا واسعًا من عنصر الكربون. كتب بريت ماكجواير ، أستاذ مساعد في الكيمياء بمعهد ماساتشوستس للتكنولوجيا ، أن العديد من الجزيئات التي نعتبرها ربما & # 8216 ذات صلة بيولوجيًا & # 8217 & # 8211 أشياء مثل الجليكولالدهيد والفورماميد & # 8211 تحتوي على الكربون كأساس لهياكلها. ، والمحقق الرئيسي لمشروع GOTHAM ، باستخدام بيانات Green Bank Telescope (GBT) ، في رسالة بريد إلكتروني إلى The Daily Galaxy. & # 8220

& # 8220 وبالتالي ، من المهم بالنسبة لنا أن نكون قادرين على التساؤل: هل الهيدروكربونات العطرية متعددة الحلقات هي بالوعة كربون أم مصدر محتمل للكربون التفاعلي؟ & # 8221 أضاف McGuire. & # 8220 وهذا يعني: هل نبني الهيدروكربونات العطرية متعددة الحلقات ونزيل الكربون بثبات من شبكات التفاعل الكيميائي التي تبني جزيئات بريبايوتيك أصغر ، أم أن هذه الهيدروكربونات العطرية متعددة الحلقات تتفاعل وتتحلل ، وتعمل كمواد أولية للتفاعلات التي تولد جزيئات البريبايوتك؟ هذا شيء يمكننا الآن البدء في استكشافه بمزيد من التفصيل الآن بعد أن أصبح لدينا القدرة على اكتشاف ودراسة جزيئات الهيدروكربونات العطرية متعددة الحلقات الفردية وتفاعلاتها. & # 8221

& # 8220 يتعلق الأمر كله بالقدرة على تتبع خزان الكربون هذا. كم من هذه الهيدروكربونات العطرية متعددة الحلقات تنجو من تشكل النجم؟ هل تم دمجهم في أجسام صخرية / جليدية صغيرة مثل المذنبات والنيازك لإلقاء الكربون العضوي التفاعلي على أسطح الكواكب؟ & # 8221 تابع ماكجواير في بريده الإلكتروني & # 8221 هل يتحلل بسبب إشعاع النجم الجديد ، يقود مزيد من كيمياء الكربون في هذه المرحلة من تشكل النجوم / الكواكب؟ يصعب الإجابة على هذه الأسئلة & # 8211 حيث سيكون من الصعب للغاية ملاحظة هذه الجزيئات في المصادر التي تولد فيها النجوم. ولكن ، إذا تمكنا من بناء نماذج بناءً على ملاحظاتنا لهذه الأنواع في وقت مبكر من العملية ، فيمكننا عمل تنبؤات حول كيفية تطور كيمياءها جنبًا إلى جنب مع الظروف الفيزيائية المتغيرة لنظام الكواكب المتكون ، حتى لو لم نتمكن من مراقبة هذا التطور مباشرة. & # 8221

200 نوع من الجزيئات المعروفة عائمة في الفضاء & # 8211 حتى الآن

المركبات الموجودة بشكل طبيعي على الأرض مثل الماء (H2O) وثاني أكسيد الكربون (CO2) - التي تشكل التنوع الهائل للمواد على هذا الكوكب - ليست سوى جزء بسيط من تلك التي تم اكتشافها حتى الآن في الكون. اكتشف العلماء حوالي 200 نوع من الجزيئات تطفو في الفضاء. في عام 2015 ، كشف علماء الفلك الذين يدرسون البيانات الطيفية & # 8211 ضوءًا مقسمًا إلى أطوال موجاتهم المكونة & # 8211 المعروضة على الشاشة من سديم رأس الحصان الأيقوني Hubble & # 8217s ، عن التركيب الكيميائي للسديم الذي بدا وكأنه نقط على شاشة القلب ، حيث يشير كل تذبذب إلى أن بعض الجزيئات قد بعث ضوءًا بطول موجي معين. ما رآه الباحثون معروضًا كان لغزًا - عدة خطوط صغيرة غير معروفة لجزيء غير معروف تمامًا للعلم.

كل جزيء له اهتزازاته الفريدة بناءً على اتجاه البروتونات والنيوترونات والإلكترونات الخاصة به. معظم التذبذبات في بيانات رأس الحصان ، حسبما ذكرت كلارا موسكويتز لـ Scientific American في The Hunt for Alien Molecules ، كانت تُعزى بسهولة إلى مواد كيميائية شائعة مثل أول أكسيد الكربون والفورمالديهايد والكربون المحايد. لكن بقعة واحدة في رأس الحصان بها عدة خطوط صغيرة مجهولة الهوية مفصولة بالتساوي عن بعضها البعض في التردد & # 8211 لغز.

سديم رأس الحصان ، & # 8221 يكتب موسكوفيتز ، & # 8220 ليس انحرافًا. في كل مكان تقريبًا في الكون ، ينظر علماء الفلك - إذا نظروا عن كثب - يرون خطوطًا طيفية غير محددة. المركبات التي نعرفها نحن البشر ، الأنواع المسؤولة عن التنوع الهائل للمواد على هذا الكوكب ، ليست سوى جزء بسيط من تلك الطبيعة التي أوجدتها.

إجابات على لغز علمي عمره ثلاثة عقود

بدأت الاكتشافات الجديدة التي أعلنت عنها Harvard CfA ، والتي تم إجراؤها من خلال الكشف عن جزيئات الهيدروكربون العطرية متعددة الحلقات الفردية ، في الإجابة على لغز علمي عمره ثلاثة عقود: كيف وأين تتشكل هذه الجزيئات في الفضاء؟

& # 8220 كنا نظن دائمًا أن الهيدروكربونات العطرية متعددة الحلقات تشكلت بشكل أساسي في أجواء النجوم المحتضرة ، & # 8221 قال ماكجواير. & # 8220 في هذه الدراسة ، وجدناها في السحب الباردة المظلمة حيث لم تبدأ النجوم حتى الآن في التكوين. & # 8221

الجزيئات العطرية ، والهيدروكربونات العطرية # 8211 القصيرة للهيدروكربونات العطرية متعددة الحلقات & # 8211 معروفة جيدًا للعلماء. توجد الجزيئات العطرية في التركيب الكيميائي للإنسان والحيوانات الأخرى ، وتوجد في الأغذية والأدوية. كذلك ، فإن الهيدروكربونات العطرية متعددة الحلقات هي ملوثات تتشكل من احتراق العديد من أنواع الوقود الأحفوري وهي من بين المواد المسببة للسرطان التي تتشكل عند تفحم الخضروات واللحوم في درجات حرارة عالية.

تعتبر الهيدروكربونات العطرية متعددة الحلقات بمثابة مقدمة لتكوين السحب الجزيئية - ما يسمى بـ "المصانع الجزيئية" للجزيئات العضوية الأكثر تعقيدًا التي يمكن أن تشمل السلائف للحياة كما نعرفها - وهذا يمكن أن يفتح نماذج جديدة لكيفية احتواء المواد الكربونية في الفضاء السحيق وفي الأجواء الغنية للكواكب وأقمارها في نظامنا الشمسي تتطور وتنشأ.

& # 8220 يعتقد أن الهيدروكربونات العطرية متعددة الحلقات تحتوي على ما يصل إلى 25 في المائة من الكربون في الكون ، & # 8221 قال ماكجواير ، وهو أيضًا باحث مشارك في مركز الفيزياء الفلكية. & # 8220 الآن ، ولأول مرة ، لدينا نافذة مباشرة على الكيمياء الخاصة بهم تتيح لنا الدراسة بالتفصيل كيف يتفاعل هذا الخزان الضخم من الكربون ويتطور من خلال عملية تكوين النجوم والكواكب. & # 8221

& # 8220 ما وجدوه كان مذهلاً & # 8221 & # 8211 زووم في سحابة برج الثور الجزيئية

اشتبه العلماء في وجود الهيدروكربونات العطرية متعددة الحلقات في الفضاء منذ الثمانينيات ، لكن البحث الجديد ، المفصل في تسع أوراق بحثية نُشرت خلال الأشهر السبعة الماضية ، يقدم أول دليل قاطع على وجودها في السحب الجزيئية. للبحث عن الجزيئات المراوغة ، ركز الفريق 100 متر علم الفلك الراديوي العملاق GBT على سحابة Taurus Molecular Cloud ، أو TMC-1 & # 8211a سحابة كبيرة من الغبار والغاز قبل النجوم تقع على بعد 450 سنة ضوئية تقريبًا من الأرض والتي ستنهار يومًا ما في حد ذاته لتشكيل النجوم & # 8211 وما وجدوه كان مذهلاً: لم تكن النماذج العلمية المقبولة غير صحيحة فحسب ، بل كان هناك الكثير مما كان يحدث في TMC-1 مما كان يتخيله الفريق.

هذه الغيوم الداكنة هي الموطن الأولي للنجوم والكواكب. لذا ، فإن هذه الجزيئات العطرية غير المرئية سابقًا ستحتاج أيضًا إلى التفكير فيها في كل خطوة لاحقة على طول الطريق إلى إنشاء النجوم والكواكب والأنظمة الشمسية مثل مجموعتنا.

& # 8220 من عقود من النمذجة السابقة ، اعتقدنا أن لدينا فهمًا جيدًا إلى حد ما لكيمياء الغيوم الجزيئية ، & # 8221 قال مكارثي ، الذي قامت مجموعته البحثية في CfA بإجراء القياسات المختبرية الدقيقة التي مكنت العديد من هذه الاكتشافات الفلكية أقيمت بكل ثقة. & # 8220 ما تُظهره هذه الملاحظات الفلكية الجديدة هو أن هذه الجزيئات ليست موجودة فقط في السحب الجزيئية ، ولكن بكميات أكبر مما تتنبأ به النماذج القياسية. & # 8221

يكشف علم الفلك الراديوي عن الجزيئات الفردية

& # 8220 على مدى الثلاثين عامًا الماضية أو نحو ذلك ، & # 8221 قال ماكجواير ، حول الدراسات السابقة كشفت فقط عن وجود جزيئات الهيدروكربونات العطرية متعددة الحلقات هناك ، ولكن ليس أي جزيئات محددة ، & # 8220 العلماء راقبوا التوقيع الأكبر لهذه الجزيئات في مجرتنا والمجرات الأخرى في الأشعة تحت الحمراء ، لكننا لم نتمكن من رؤية الجزيئات الفردية التي تكونت تلك الكتلة. مع إضافة علم الفلك الراديوي ، بدلاً من رؤية هذه الكتلة الكبيرة التي يمكننا تمييزها & # 8217t ، نرى جزيئات فردية. & # 8221

ولدهشتهم كثيرًا ، لم يكتشف الفريق & # 8217t جزيءًا جديدًا واحدًا فقط مختبئًا في TMC-1. لاحظ الفريق بالتفصيل في أوراق متعددة ، 1-cyanonaphthalene ، و 1-cyano-cyclopentadiene ، و HC11N ، و 2-cyanonaphthalene ، و vinylcanoacetylene ، و 2-cyano-cyclopentadiene ، و benzonitrile ، و trans- (E) -cyanovinylacetylene ، و HC4NC ، و propargylcyanide.

اكتشف مستودعًا عملاقًا للجزيئات والكيمياء

يشبه الذهاب إلى متجر البوتيك وتصفح المخزون في الواجهة الأمامية دون معرفة وجود غرفة خلفية. لقد قمنا بجمع جزيئات صغيرة لمدة 50 عامًا أو نحو ذلك ، والآن اكتشفنا هناك & # 8217s بابًا خلفيًا. عندما فتحنا ذلك الباب ونظرنا إليه ، وجدنا هذا المستودع العملاق للجزيئات والكيمياء الذي لم نتوقعه ، & # 8221 قال ماكجواير. & # 8220 كان هناك ، طوال الوقت ، كامنًا وراء ما كنا ننظر إليه من قبل.

قام McGuire وعلماء آخرون في مشروع GOTHAM & # 8220hunting & # 8221 للجزيئات في TMC-1 لأكثر من عامين ، بعد الكشف الأولي لـ McGuire & # 8217s عن benzonitrile في عام 2018. قد يكون لنتائج المشروع وأحدث ملاحظات # 8217 تداعيات في الفيزياء الفلكية لسنوات قادمة.

على عكس أي شيء كنا قادرين في السابق على اكتشافه

& # 8220 لقد عثرنا على مجموعة جديدة كاملة من الجزيئات على عكس أي شيء تمكنا من اكتشافه سابقًا ، وسيؤدي ذلك إلى تغيير فهمنا تمامًا لكيفية تفاعل هذه الجزيئات مع بعضها البعض. وقال ماكجواير رقم 8221 إن له تداعيات في اتجاه مجرى النهر ، مضيفًا أن هذه الجزيئات في النهاية تنمو بشكل كبير بما يكفي بحيث تبدأ في التجمع في بذور الغبار بين النجوم. & # 8220 عندما تصبح هذه الجزيئات كبيرة بما يكفي لتكون بذور الغبار بين النجوم ، فمن المحتمل أن تؤثر على تكوين الكويكبات والمذنبات والكواكب ، والأسطح التي تتشكل عليها الجليد ، وربما بدورها حتى المواقع التي تتواجد فيها تتشكل الكواكب ضمن أنظمة النجوم

إن اكتشاف جزيئات جديدة في TMC-1 له أيضًا آثار على الكيمياء الفلكية ، وبينما لا يمتلك الفريق حتى الآن جميع الإجابات ، فإن التداعيات هنا أيضًا ستستمر لعقود.

& # 8220 نحن & # 8217 انتقلنا من كيمياء الكربون أحادية البعد ، والتي يسهل اكتشافها ، إلى الكيمياء العضوية الحقيقية في الفضاء ، بمعنى أن الجزيئات المكتشفة حديثًا هي تلك التي يعرفها الكيميائي ويتعرف عليها ، ويمكن أن ينتجها على الأرض ، & # 8221 قال مكارثي. & # 8220 وهذا مجرد غيض من فيض. سواء تم تصنيع هذه الجزيئات العضوية هناك أو تم نقلها هناك ، فهي موجودة ، وهذه المعرفة وحدها هي تقدم أساسي في هذا المجال. & # 8221

قبل إطلاق GOTHAM في عام 2018 ، قام العلماء بفهرسة ما يقرب من 200 جزيء فردي في درب التبانة & # 8217s الوسط بين النجوم. دفعت هذه الاكتشافات الجديدة الفريق إلى التساؤل ، وهو محق في ذلك ، ما هو & # 8217s هناك.

هذه الكيمياء العطرية الجديدة التي اكتشفها العلماء ليست معزولة عن TMC-1. مسح مصاحب لـ GOTHAM ، المعروف باسم ARKHAM & # 8211A مسح K / Ka-Band الصارم للبحث عن الجزيئات العطرية & # 8211 وجد مؤخرًا البنزونيتريل في كائنات إضافية متعددة.

دفع حدود الكيمياء في الفضاء

& # 8220 بشكل لا يصدق ، وجدنا benzonitrile في كل واحد من الكائنات الأربعة الأولى التي لاحظها ARKHAM ، & # 8221 قال أندرو بوركهارت ، زميل ما بعد الدكتوراة في مصفوفة ما بعد المليمتر في CfA ومحقق رئيسي مشارك لـ GOTHAM. & # 8220 هذا أمر مهم لأنه بينما يدفع جوثام حدود ما نعتقد أنه من الكيمياء في الفضاء ، فإن هذه الاكتشافات تشير إلى أن الأشياء التي نتعلمها في TMC-1 حول الجزيئات العطرية يمكن تطبيقها على نطاق واسع على السحب المظلمة في أي مكان.

The Daily Galaxy مع آفي شبورر ، عالم أبحاث ، معهد MIT Kavli للفيزياء الفلكية وأبحاث الفضاء ، عبر CfA. كان آفي سابقًا زميلًا في ناسا ساغان في مختبر الدفع النفاث (JPL)


كيف تختلف كيمياء السحابة عن كيمياء الأرض

الفرق الرئيسي هو أن الهيدروجين موجود كذرات حرة ، بينما على الأرض توجد جزيئات الهيدروجين فقط. مع انخفاض كثافة السحابة ومعدل الاصطدام بين الذرات ، تتفاعل ذرات الهيدروجين بمعدل أبطأ بكثير. أيضًا ، تعمل فوتونات الأشعة فوق البنفسجية على تفتيت جزيئات الهيدروجين.

تعتبر ذرات الهيدروجين المنفردة الشيء الوحيد الموجود في الفضاء ولكن ليس على الأرض. مجموعة كبيرة أخرى هي المتطرفون ، مثل CH + و CN + و OH ─ و C2H + و HCO +. الجذور هي جزيئات مشحونة. تتشكل بفوتون يطرق إلكترونًا حرًا أو بالفوتون يطرق ذرة حرة. نظرًا لأن شحنتها تأتي من رابطة كيميائية متدلية ، فهي شديدة التفاعل وتستحوذ على أول ذرة متاحة تأتي. تمامًا مثل ذرات الهيدروجين الحرة ، توجد الجذور في السحابة بسبب معدلات الاصطدام المنخفضة.


ولادة نجم

على الرغم من أن مناطق مثل Orion تعطينا أدلة حول كيفية بدء تشكل النجوم ، إلا أن المراحل اللاحقة لا تزال يكتنفها الغموض (والكثير من الغبار). هناك فرق هائل بين كثافة نواة سحابة جزيئية وكثافة أصغر النجوم التي يمكن اكتشافها. تكاد تكون الملاحظات المباشرة لهذا الانهيار إلى كثافة أعلى مستحيلة لسببين. أولاً ، لا يمكن ملاحظة الأجزاء الداخلية المغطاة بالغبار للسحب الجزيئية حيث تحدث ولادة نجمية بالضوء المرئي. ثانيًا ، النطاق الزمني للانهيار الأولي - آلاف السنين - قصير جدًا من الناحية الفلكية. نظرًا لأن كل نجم يقضي جزءًا صغيرًا جدًا من حياته في هذه المرحلة ، فإن عددًا قليلاً نسبيًا من النجوم يمر بعملية الانهيار في أي وقت. ومع ذلك ، من خلال مجموعة من الحسابات النظرية والملاحظات المحدودة المتاحة ، قام علماء الفلك بتجميع صورة لما يمكن أن تكون عليه المراحل الأولى من التطور النجمي.

تتمثل الخطوة الأولى في عملية تكوين النجوم في تكوين نوى كثيفة داخل كتلة من الغاز والغبار ، كما هو موضح في الشكل 7 (أ). يُعتقد عمومًا أن جميع المواد الخاصة بالنجم تأتي من اللب ، وهو الهيكل الأكبر المحيط بالنجم المتكون. في النهاية ، تصبح قوة الجاذبية للغاز المتدفق قوية بما يكفي للتغلب على الضغط الذي تمارسه المادة الباردة التي تشكل النوى الكثيفة. ثم تتعرض المادة لانهيار سريع ، ونتيجة لذلك تزداد كثافة اللب بشكل كبير. خلال الوقت الذي يتقلص فيه اللب الكثيف ليصبح نجمًا حقيقيًا ، ولكن قبل أن يبدأ اندماج البروتونات لإنتاج الهيليوم ، نطلق على الجسم اسم النجم الأولي.

الشكل 7. (أ) تتكون النوى الكثيفة داخل سحابة جزيئية. (ب) يتشكل النجم الأولي الذي يحتوي على قرص محاط من المواد في مركز نواة كثيفة ، ويتراكم فيها مواد إضافية من السحابة الجزيئية من خلال جاذبية الجاذبية. (ج) تندلع رياح نجمية ولكنها محصورة بالقرص لتتدفق على طول قطبي النجم. (د) في النهاية ، تجرف هذه الرياح مادة السحابة وتوقف تراكم المواد الإضافية ، ويصبح نجمًا حديث التكوين محاطًا بقرص مرئيًا. لم يتم رسم هذه الرسومات بنفس المقياس. يبلغ قطر الغلاف النموذجي الذي يزود النجم المتشكل حديثًا بالغاز حوالي 5000 وحدة فلكية. يبلغ القطر النموذجي للقرص حوالي 100 وحدة فلكية أو أكبر بقليل من قطر مدار بلوتو.

يميل الاضطراب الطبيعي داخل الكتلة إلى إعطاء أي جزء منه بعض حركة الدوران الأولية (حتى لو كانت بطيئة جدًا). نتيجة لذلك ، من المتوقع أن تدور كل نواة منهارة. وفقًا لقانون الحفاظ على الزخم الزاوي (الذي تمت مناقشته في الفصل الخاص بالمدارات والجاذبية) ، يدور الجسم الدوار بسرعة أكبر مع انخفاض حجمه. بعبارة أخرى ، إذا كان الجسم قادرًا على قلب مادته حول دائرة أصغر ، فيمكنه تحريك هذه المادة بسرعة أكبر - مثل المتزلجة على الجليد التي تدور بسرعة أكبر لأنها تشد ذراعيها إلى جسدها. هذا هو بالضبط ما يحدث عندما يتقلص اللب ليشكل نجمًا أوليًا: عندما يتقلص ، يزداد معدل دورانه.

لكن كل الاتجاهات على كرة الغزل ليست متساوية. عندما يدور النجم الأولي ، يكون من الأسهل بكثير أن تسقط المادة على القطبين مباشرة (التي تدور أبطأ) منها على خط الاستواء (حيث تتحرك المادة بسرعة أكبر). لذلك ، الغاز والغبار المتساقطان باتجاه خط استواء النجم الأولي يتم "إعاقتهما" عن طريق الدوران ويشكلان قرصًا ممتدًا دائريًا حول خط الاستواء كما هو موضح في الشكل 7 (ب). ربما تكون قد لاحظت نفس "تأثير خط الاستواء" في رحلة مدينة الملاهي حيث تقف وظهرك على أسطوانة تدور بشكل أسرع وأسرع. عندما تدور بسرعة كبيرة ، يتم دفعك على الحائط بقوة بحيث لا يمكنك السقوط نحو مركز الأسطوانة. ومع ذلك ، يمكن أن يسقط الغاز على النجم الأولي بسهولة من الاتجاهات البعيدة عن خط استواء النجم.

يتم تضمين النجم الأولي والقرص في هذه المرحلة في غلاف من الغبار والغاز الذي لا تزال المادة منه تتساقط على النجم الأولي. يحجب هذا الغلاف المليء بالغبار الضوء المرئي ، لكن يمكن للأشعة تحت الحمراء المرور. نتيجة لذلك ، في هذه المرحلة من تطوره ، يقوم النجم الأولي نفسه بإصدار الأشعة تحت الحمراء وبالتالي لا يمكن ملاحظته إلا في منطقة الأشعة تحت الحمراء من الطيف. بمجرد تراكم جميع المواد المتاحة تقريبًا ووصول النجم الأولي المركزي إلى كتلته النهائية تقريبًا ، يتم إعطاؤه اسمًا خاصًا: يطلق عليه نجمة T Tauri، الذي سمي على اسم أحد أفضل أعضاء هذه الفئة من النجوم التي تم دراستها وألمعها ، والذي تم اكتشافه في كوكبة برج الثور. (يميل علماء الفلك إلى تسمية أنواع النجوم بعد المثال الأول الذي اكتشفوه أو فهموه. إنه ليس نظامًا أنيقًا ، ولكنه يعمل.) فقط النجوم ذات الكتلة الأقل من كتلة الشمس أو التي تشبهها هي التي تصبح نجمة T Tauri س. لا تمر النجوم الضخمة بهذه المرحلة ، على الرغم من أنها تبدو وكأنها تتبع سيناريو التكوين الموضح في الشكل 7.


محققو جوثام يكشفون عن مستودع مليء بالجزيئات المعقدة لم يسبق رؤيته في الفضاء من قبل

في سلسلة من تسع ورقات بحثية ، وصف علماء من GOTHAM - Green Bank Telescope Observations of TMC-1: Hunting Aromatic Molecules - اكتشاف أكثر من عشرة هيدروكربونات عطرية متعددة الحلقات في سحابة Taurus Molecular Cloud ، أو TMC-1. تسمح هذه الجزيئات المعقدة ، التي لم يتم اكتشافها من قبل في الوسط البينجمي ، للعلماء بفهم تكوين النجوم والكواكب والأجسام الأخرى في الفضاء بشكل أفضل. في مفهوم هذا الفنان & # 8217s ، تتضمن بعض الجزيئات المكتشفة ، من اليسار إلى اليمين: 1-سيانونافثالين ، 1-سيانو-سيكلوبنتادين ، HC11N ، 2-سيانافثالين ، فينيل سيانو أسيتيلين ، 2-سيانو-سيكلوبنتادين ، بنزونيتريل ، ترانس- (E) - سيانوفينيل أسيتيلين ، HC4NC ، وبروبارجيلسيانيد ، من بين أمور أخرى. الائتمان: M. Weiss / مركز الفيزياء الفلكية | هارفارد وأمبير سميثسونيان

تكشف الملاحظات الراديوية عن سحابة كثيفة باردة من الغاز الجزيئي عن أكثر من عشرة جزيئات غير متوقعة.

اكتشف العلماء مخزونًا كبيرًا غير معروف سابقًا من مادة عطرية جديدة في سحابة جزيئية باردة ومظلمة عن طريق اكتشاف جزيئات الهيدروكربون العطرية متعددة الحلقات في الوسط النجمي لأول مرة ، وبذلك بدأوا في الإجابة على سؤال عمره ثلاثة عقود اللغز العلمي: كيف وأين تتشكل هذه الجزيئات في الفضاء؟

& # 8220 كنا نظن دائمًا أن الهيدروكربونات العطرية متعددة الحلقات تشكلت بشكل أساسي في أجواء النجوم المحتضرة ، & # 8221 قال بريت ماكجواير ، أستاذ الكيمياء المساعد في معهد ماساتشوستس للتكنولوجيا ، والمحقق الرئيسي لمشروع جوثام ، أو تلسكوب جرين بانك (Green Bank Telescope) ( GBT) ملاحظات TMC-1: صيد الجزيئات العطرية. & # 8220 في هذه الدراسة ، وجدناها في السحب الباردة المظلمة حيث لم تبدأ النجوم حتى الآن في التكوين. & # 8221

الجزيئات العطرية والهيدروكربونات العطرية - اختصار للهيدروكربونات العطرية متعددة الحلقات - معروفة جيدًا للعلماء. توجد الجزيئات العطرية في التركيب الكيميائي للإنسان والحيوانات الأخرى ، وتوجد في الأغذية والأدوية. كذلك ، فإن الهيدروكربونات العطرية متعددة الحلقات هي ملوثات تتشكل من احتراق العديد من أنواع الوقود الأحفوري وهي من بين المواد المسببة للسرطان التي تتشكل عند تفحم الخضروات واللحوم في درجات حرارة عالية. & # 8220 يعتقد أن الهيدروكربونات العطرية متعددة الحلقات تحتوي على ما يصل إلى 25 في المائة من الكربون في الكون ، & # 8221 قال ماكجواير ، وهو أيضًا باحث مشارك في مركز الفيزياء الفلكية | هارفارد وأمبير سميثسونيان (CfA). & # 8220 الآن ، ولأول مرة ، لدينا نافذة مباشرة على الكيمياء الخاصة بهم تتيح لنا الدراسة بالتفصيل كيف يتفاعل هذا الخزان الضخم من الكربون ويتطور من خلال عملية تكوين النجوم والكواكب. & # 8221

تلسكوب جرين بانك في ويست فيرجينيا ، الولايات المتحدة الأمريكية. الائتمان: GBO / AUI / NSF

اشتبه العلماء في وجود الهيدروكربونات العطرية متعددة الحلقات في الفضاء منذ الثمانينيات ، لكن البحث الجديد ، المفصل في تسع أوراق بحثية نُشرت خلال الأشهر السبعة الماضية ، يقدم أول دليل قاطع على وجودها في السحب الجزيئية. للبحث عن الجزيئات المراوغة ، ركز الفريق 100 متر علم الفلك الراديوي العملاق GBT على سحابة الثور الجزيئية ، أو TMC-1 - سحابة كبيرة من الغبار والغاز تقع على بعد 450 سنة ضوئية تقريبًا من الأرض والتي ستنهار يومًا ما في حد ذاته لتشكيل النجوم - وما وجدوه كان مذهلاً: لم تكن النماذج العلمية المقبولة غير صحيحة فحسب ، بل كان هناك الكثير مما كان يحدث في TMC-1 مما كان يتخيله الفريق.

& # 8220 من عقود من النمذجة السابقة ، اعتقدنا أن لدينا فهمًا جيدًا إلى حد ما لكيمياء السحب الجزيئية ، & # 8221 قال مايكل مكارثي ، عالم الكيمياء الفلكية ونائب مدير CfA بالإنابة ، الذي قامت مجموعته البحثية بإجراء القياسات المختبرية الدقيقة التي مكنت سيتم إنشاء العديد من هذه الاكتشافات الفلكية بثقة. & # 8220 ما تُظهره هذه الملاحظات الفلكية الجديدة هو أن هذه الجزيئات ليست موجودة فقط في السحب الجزيئية ، ولكن بكميات أكبر مما تتنبأ به النماذج القياسية. & # 8221

أضاف ماكجواير أن الدراسات السابقة كشفت فقط عن وجود جزيئات الهيدروكربونات العطرية متعددة الحلقات هناك ، ولكن ليس أي جزيئات محددة. & # 8220 على مدار الثلاثين عامًا الماضية أو نحو ذلك ، كان العلماء يراقبون التوقيع الأكبر لهذه الجزيئات في مجرتنا والمجرات الأخرى في الأشعة تحت الحمراء ، لكننا لم نتمكن من رؤية الجزيئات الفردية التي تشكل تلك الكتلة. مع إضافة علم الفلك الراديوي ، بدلاً من رؤية هذه الكتلة الكبيرة التي يمكننا تمييزها & # 8217t ، نرى جزيئات فردية. & # 8221

ولدهشتهم كثيرًا ، لم يكتشف الفريق & # 8217t جزيءًا جديدًا واحدًا فقط مختبئًا في TMC-1. لاحظ الفريق بالتفصيل في أوراق متعددة ، 1-cyanonaphthalene ، و 1-cyano-cyclopentadiene ، و HC11N ، و 2-cyanonaphthalene ، و vinylcanoacetylene ، و 2-cyano-cyclopentadiene ، و benzonitrile ، و trans- (E) -cyanovinylacetylene ، و HC4NC ، و propargylcyanide. & # 8220It & # 8217s مثل الذهاب إلى متجر البوتيك وتصفح المخزون في الواجهة الأمامية دون معرفة وجود غرفة خلفية. لقد قمنا بجمع جزيئات صغيرة لمدة 50 عامًا أو نحو ذلك ، والآن اكتشفنا هناك & # 8217s بابًا خلفيًا. عندما فتحنا ذلك الباب ونظرنا إليه ، وجدنا هذا المستودع العملاق للجزيئات والكيمياء الذي لم نتوقعه ، & # 8221 قال ماكجواير. & # 8220 كان هناك ، طوال الوقت ، كامنًا وراء ما كنا ننظر إليه من قبل. & # 8221

قام McGuire وعلماء آخرون في مشروع GOTHAM & # 8220hunting & # 8221 للجزيئات في TMC-1 لأكثر من عامين ، بعد الكشف الأولي لـ McGuire & # 8217s عن benzonitrile في عام 2018. قد يكون لنتائج المشروع وأحدث ملاحظات # 8217 تداعيات في الفيزياء الفلكية لسنوات قادمة. & # 8220 لقد عثرنا على مجموعة جديدة كاملة من الجزيئات على عكس أي شيء تمكنا من اكتشافه سابقًا ، وسيؤدي ذلك إلى تغيير فهمنا تمامًا لكيفية تفاعل هذه الجزيئات مع بعضها البعض. قال ماكجواير رقم 8221 إن له تداعيات في اتجاه مجرى النهر ، مضيفًا أن هذه الجزيئات في النهاية تنمو بشكل كبير بما يكفي بحيث تبدأ في التجمع في بذور الغبار بين النجوم. & # 8220 عندما تصبح هذه الجزيئات كبيرة بما يكفي لتكون بذور الغبار بين النجوم ، فمن المحتمل أن تؤثر على تكوين الكويكبات والمذنبات والكواكب ، والأسطح التي تتشكل عليها الجليد ، وربما بدورها حتى المواقع التي تتواجد فيها تتكون الكواكب داخل أنظمة النجوم. & # 8221

إن اكتشاف جزيئات جديدة في TMC-1 له أيضًا آثار على الكيمياء الفلكية ، وبينما لا يمتلك الفريق & # 8217t حتى الآن جميع الإجابات ، فإن التداعيات هنا أيضًا ستستمر لعقود. & # 8220 نحن & # 8217 انتقلنا من كيمياء الكربون أحادية البعد ، والتي يسهل اكتشافها ، إلى الكيمياء العضوية الحقيقية في الفضاء ، بمعنى أن الجزيئات المكتشفة حديثًا هي تلك التي يعرفها الكيميائي ويتعرف عليها ، ويمكن أن ينتجها على الأرض ، & # 8221 قال مكارثي. & # 8220 وهذا مجرد غيض من فيض. سواء تم تصنيع هذه الجزيئات العضوية هناك أو تم نقلها هناك ، فهي موجودة ، وهذه المعرفة وحدها هي تقدم أساسي في هذا المجال. & # 8221

قبل إطلاق GOTHAM في عام 2018 ، قام العلماء بفهرسة ما يقرب من 200 جزيء فردي في درب التبانة & # 8217s الوسط بين النجوم. دفعت هذه الاكتشافات الجديدة الفريق إلى التساؤل ، وهو محق في ذلك ، ما هو & # 8217s هناك. & # 8220 الشيء المدهش في هذه الملاحظات ، حول هذا الاكتشاف ، وحول هذه الجزيئات ، هو أنه لم ينظر أحد ، أو بدا بجدية كافية ، & # 8221 قال مكارثي. & # 8220 يجعلك تتساءل عن الأشياء الأخرى التي لم نبحث عنها للتو & # 8217t. & # 8221

هذه الكيمياء العطرية الجديدة التي اكتشفها العلماء ليست معزولة عن TMC-1. وجدت دراسة مصاحبة لـ GOTHAM ، المعروفة باسم ARKHAM - بحث دقيق عن K / Ka-Band للجزيئات العطرية - مؤخرًا البنزونيتريل في كائنات إضافية متعددة. & # 8220 بشكل لا يصدق ، وجدنا benzonitrile في كل واحد من الكائنات الأربعة الأولى التي لاحظها ARKHAM ، & # 8221 قال أندرو بوركهارت ، زميل ما بعد الدكتوراة في مصفوفة ما بعد المليمتر في CfA ومحقق رئيسي مشارك لـ GOTHAM. & # 8220 هذا أمر مهم لأنه بينما يدفع جوثام حدود ما نعتقد أنه من الكيمياء في الفضاء ، فإن هذه الاكتشافات تشير إلى أن الأشياء التي نتعلمها في TMC-1 حول الجزيئات العطرية يمكن تطبيقها على نطاق واسع على السحب المظلمة في أي مكان. هذه السحب المظلمة هي الموطن الأولي للنجوم والكواكب. لذا ، فإن هذه الجزيئات العطرية غير المرئية سابقًا ستحتاج أيضًا إلى التفكير فيها في كل خطوة لاحقة على طول الطريق إلى إنشاء النجوم والكواكب والأنظمة الشمسية مثل مجموعتنا. & # 8221

Reference: “Detection of two interstellar polycyclic aromatic hydrocarbons via spectral matched filtering” by Brett A. McGuire, Ryan A. Loomis, Andrew M. Burkhardt, Kin Long Kelvin Lee, Christopher N. Shingledecker, Steven B. Charnley, Ilsa R. Cooke, Martin A. Cordiner, Eric Herbst, Sergei Kalenskii, Mark A. Siebert, Eric R. Willis, Ci Xue, Anthony J. Remijan and Michael C. McCarthy, 19 March 2021, علم.
DOI: 10.1126/science.abb7535

In addition to McGuire, McCarthy, and Burkhardt, the following researchers contributed to and led research for this project: Kin Long Kelvin Lee of MIT Ryan Loomis, Anthony Remijan, and Emmanuel Momjian of the National Radio Astronomy Observatory Christopher N. Shingledecker of Benedictine College Steven B. Charnley and Martin A. Cordiner of NASA Goddard Eric Herbst, Eric R. Willis, Ci Xue, and Mark Siebert of the University of Virginia and, Sergei Kalenskii of the Lebedev Physical Institute. The project also received research support from the University of Stuttgart, Max Planck Institute, and The Catholic University of America.

Funding: Center for Astrophysics | Harvard & Smithsonian, Massachusetts Institute of Technology, National Radio Astronomy Observatory, Benedictine College, National Aeronautics and Space Administration Goddard Flight Center, University of Virginia, Lebedev Physica


Flows of Interstellar Gas

Figure 1. Large-Scale Distribution of Interstellar Matter: This image is from a computer simulation of the Milky Way Galaxy’s interstellar medium as a whole. The majority of gas, visible in greenish colors, is neutral hydrogen. In the densest regions in the spiral arms, shown in yellow, the gas is collected into giant molecular clouds. Low-density holes in the spiral arms, shown in blue, are the result of supernova explosions. (credit: modification of work by Mark Krumholz)

The most important thing to understand about the interstellar medium is that it is not static. Interstellar gas orbits through the Galaxy, and as it does so, it can become more or less dense, hotter and colder, and change its state of ionization. A particular parcel of gas may be neutral hydrogen at some point, then find itself near a young, hot star and become part of an H II region. The star may then explode as a supernova, heating the nearby gas up to temperatures of millions of degrees. Over millions of years, the gas may cool back down and become neutral again, before it collects into a dense region that gravity gathers into a giant molecular cloud (Figure 1).

At any given time in the Milky Way, the majority of the interstellar gas by mass and volume is in the form of atomic hydrogen. The much-denser molecular clouds occupy a tiny fraction of the volume of interstellar space but add roughly 30% to the total mass of gas between the stars. Conversely, the hot gas produced by supernova explosions contributes a negligible mass but occupies a significant fraction of the volume of interstellar space. H II regions, though they are visually spectacular, constitute only a very small fraction of either the mass or volume of interstellar material.

ومع ذلك ، فإن interstellar medium is not a closed system. Gas from intergalactic space constantly falls onto the Milky Way due to its gravity, adding new gas to the interstellar medium. Conversely, in giant molecular clouds where gas collects together due to gravity, the gas can collapse to form new stars, as discussed in The Birth of Stars and the Discovery of Planets outside the Solar System. This process locks interstellar matter into stars. As the stars age, evolve, and eventually die, massive stars lose a large fraction of their mass, and low-mass stars lose very little. On average, roughly one-third of the matter incorporated into stars goes back into interstellar space. Supernova explosions have so much energy that they can drive interstellar mass out of the Galaxy and back into intergalactic space. Thus, the total amount of mass of the interstellar medium is set by a competition between the gain of mass from intergalactic space, the conversion of interstellar mass into stars, and the loss of interstellar mass back into intergalactic space due to supernovae. This entire process is known as the baryon cycle—baryon is from the Latin word for “heavy,” and the cycle has this name because it is the repeating process that the heavier components of the universe—the atoms—undergo.


Science at Your Doorstep

Paradoxically, stars begin in the galaxy’s coolest places: the dense giant molecular clouds (or GMCs).

This is not quite the paradox it seems, as in the beginning, stars require little else but gravity to form. And that’s really quite lucky, because one thing they فعل need is regions of high density, and high density is unlikely to occur where temperatures are high.

And so stars begin in perhaps the most surprising of ways: as a high-density bundle of very cool gases within an equally cool interstellar cloud.

But they do heat up eventually. كيف؟

Remember how I said that stars need little else but gravity to form?

Well, that’s the short answer.

For this post, we’re going to need to consider two different types of energy: gravitational energy و thermal energy. I discussed thermal energy in my previous post. It’s the total energy of all the moving particles within an object—in this case, a giant molecular cloud.

Gravitational energy, on the other hand, is much like kinetic energy.

Kinetic energy is the energy a particle possesses due to its motion. Think about walking across your bedroom, versus jogging around your neighborhood, versus running a marathon. The faster you’re moving, the more energy you need to have, and the more you need to eat.

Humans actually need energy from food to move for the same reason, but I’ll elaborate on that when I finally move on to writing about the life sciences. Right now, remember that moving particles have energy—and the faster they’re moving, the more energy they have.

Gravitational energy is a similar concept.

When the gravity of a molecular cloud’s dense cores begins to pull material inward, that material is now falling. Think about it: on Earth, “falling” means motion toward the Earth, or to be more precise, toward the Earth’s center of gravity.

In a giant molecular cloud, for any one particle, “falling” means moving in the direction of the gravitational force of one of the cloud’s dense cores. These falling particles have “gravitational energy.” And, like kinetic energy, this is energy due to motion.

Let’s focus on what’s happening to just one of these dense cores of material. As the cores grow denser, the GMC fragments into smaller but denser clouds. Material falls inward and picks up speed, just like an object falling on Earth.

ال cosmological principle, which tells you that the laws of physics here on Earth are the same anywhere else in the universe, is a well-tested and accepted theory. It means that if objects accelerate—pick up speed—as they fall on Earth, then so do the particles that fall toward the center of a dense cloud.

This state of picking up speed as they fall inward is known as free-fall collapse. Towards the outer reaches of a core’s gravity, particles may be moving slowly, but by the time they reach the center, they are moving very rapidly.

The particles trapped in the gravity of this core have gravitational energy. But do they have thermal energy?

You can say that they have kinetic energy—the energy of movement. But that doesn’t mean they have حراري energy. While both concern the movement of the particles, thermal energy requires the particles to be moving in random directions, and right now, they’re all falling in toward the center.

When particles begin to accumulate at the center of the core, they can’t fall any further. They begin colliding with one another in the central region of the cloud. Now their motion becomes randomized and jumbled.

At this point, the cloud begins to grow hotter, and we can say that gravitational energy has been converted to thermal energy.

I would liken it to converting potential energy to kinetic energy.

Here’s that diagram of potential and kinetic energy again. Potential energy isn’t so much energy as an object’s potential to have energy. If it’s going to be dropped, then the higher up it is, the more time it’ll have to accelerate and the more kinetic energy it will have.

So when dense clouds are contracting, they have gravitational energy. This is just the potential to have thermal energy, as once the material gets to the center and begins to collide, thermal energy will be generated.

There are many cases in astronomy where gravitational energy gets converted to thermal energy. Interestingly enough, we see one such case when stars nearing the end of their life cycle begin to expand and contract. We see this conversion from gravitational to thermal energy both at the beginning and at the end of a star’s life.

Now here’s the million-dollar question. Before star formation begins, giant molecular clouds resist the forces pushing them to contract simply with the energy of motion of their particles colliding and repelling one another.

So in a dense cloud, when the material begins to heat up, will this stop the contraction?

It won’t—not if it has a way to rid itself of the thermal energy.

I’ll bet I know what you’re going to ask next. What’s the point of all this, if the newly forming star has to get rid of its energy? How can a star ever form, if it can’t contract without losing what little energy it’s got?

Because it still has gravitational energy, being constantly converted to more thermal energy. The cloud has not finished contracting, and it is أساسى that it continue to contract. It needs to gain enough mass so that pressures in its core will be high enough to ignite hydrogen fusion.

And in order to continue to contract, the cloud must radiate away the thermal energy as it is converted. What I find incredible is the sheer perfection of this process.

The core that will form a new star is still ensconced deep within a thick cloud of gas and dust. Only the longer wavelengths of radiation can penetrate the cloud. And by chance, the cloud’s low thermal energy means it can only radiate those longer wavelengths.

If that didn’t work, stars couldn’t form. Heat would get trapped inside the contracting cloud, and it would cease to contract. A star could never form there.

Star formation is possible simply because of a quirk of the electromagnetic spectrum—that cool objects emit long wavelengths, and the longer the wavelength, the better the radiation can penetrate thick clouds.

How do astronomers know all this? Because longer-wavelength radiation must escape the cloud in order for it to contract, we can look for that radiation with telescopes—or, specifically, with a spectroscope.

As I’ve described in many posts, a spectroscope separates out the many wavelengths of radiation an object produces and shows us which wavelengths are being emitted the most intensely—and which wavelengths are being completely blocked by certain atoms.

ان emission spectrum, specifically, is produced by the excited atoms of a hot gas, like that of a contracting cloud.

If we aim a spectroscope at a suspected region of star formation, we observe emission lines in the far infrared, dubbed cooling lines. I imagine they’re called “cooling lines” because they are evidence of a cloud regulating its temperature by cooling off.

But this can’t last forever. Remember, the dust in the cloud is opaque to the shorter wavelengths of radiation—which carry more energy. And as the core continues to contract and get hotter, it will emit exactly that. These wavelengths won’t be able to escape and let the cloud cool off.

At this point, the cloud’s contraction slows. We can track its path on the H-R diagram…

The H-R diagram—named Hertzsprung-Russel for its creators—is a plot of all stars according to their temperature and luminosity. Temperature, as you can see, corresponds directly to color, and luminosity is a measure of the total energy emitted by the star—which corresponds directly to its surface area.

Meaning, a star could be very cool and still very luminous, as long as it is very large. Conversely, a star could be very hot and very faint, as long as it is very small. However, this graph only shows the التسلسل الرئيسي, the part of a star’s life cycle where temperature corresponds almost directly to size and luminosity.

You can see on the H-R diagram that a giant molecular cloud starts out very cool and very faint, fainter than most stars. When it breaks up into dense contracting clouds, the clouds are hotter and still very large. As the clouds contract further, they are also accumulating mass, so they grow hotter and more luminous.

But once a protostar is born, it stops accumulating mass. It continues to contract within its cocoon of dust and gases, causing it to shrink, and its luminosity drops as a result. And roughly at this point, a star is born—which we’ll explore in posts coming up.


شاهد الفيديو: Wolkenvorming en een aantal wolkentypen (شهر اكتوبر 2021).