Wikipedia

Stervorming

Stervorming is die proses waardeur digte streke in molekulêre wolke in die interstellêre ruimte, soms "sterkwekerye" of "stervormingsgebiede" genoem, ineenstort en sterre vorm.[1] As ’n tak van sterrekunde sluit stervorming die bestudering van die interstellêre medium (ISM) en reusagtige molekulêre wolke as voorlopers van die stervormingsproses in, asook van protosterre en jong stervoorwerpe. Dit is nou verwant aan planeetvorming, ’n ander tak van sterrekunde.

Die meeste sterre vorm nie alleen nie, maar as deel van ’n groep, wat ’n sterreswerm of sterassosiasie genoem word.[2]

Sterkwekerye

wysig
 
Die Hubble-ruimteteleskoop se foto van die "Skeppingspilare", waar stere in die Arend-newel vorm.

Interstellêre wolke

wysig
 
Die newel W51 – een van die grootste sterfabrieke in die Melkweg (25 Augustus 2020).

’n Spiraalsterrestelsel soos die Melkweg bevat sterre, steroorblyfsels en ’n verspreide interstellêre medium van gas en stof. Die interstellêre medium bestaan uit 10-4 tot 106 deeltjies per cm3 en is gewoonlik saamgestel uit rofweg 70% waterstof wat massa betref en verder grootliks uit helium. Dié medium is chemies verryk deur spoorhoeveelhede swaarder elemente wat uit sterre gewerp word wanneer hulle aan die einde van hulle pad as hoofreekssterre kom. Streke in die interstellêre ruimte met ’n groter digtheid vorm wolke bekend as diffuse newels,[3] waar stervorming plaasvind.[4]

In teenstelling met spiraalstelsels, verloor ’n elliptiese sterrestelsel die koue komponent van sy interstellêre medium binne rofweg ’n miljard jaar, wat keer dat die stelsel diffuse newels kan vorm, buiten deur samesmelting met ander sterrestelsels.[5]

In die digte newels waar sterre vorm, is ’n groot deel van die waterstof in die molekulêre vorm (H2), en daarom word dié wolke molekulêre wolke genoem.[4] Die Herschel-ruimtesterrewag het onthul dat filamente alomteenwoordig is in molekulêre wolke. Digte molekulêre filamente, wat belangrik in die stervormingsproses is, sal in swaartekraggebonde kerns versplinter, en die meeste van dié kerns sal tot sterre ontwikkel. Die voortdurende aangroei (of akkresie) van gas, geometriese buiging en magneetvelde kan bepaal presies op watter manier die filamente versplinter. Waarnemings het daarop gedui dat die koelste wolke geneig is om sterre met ’n klein massa te vorm. Hulle is eers in die infrarooi binne-in die wolk sigbaar, en daarna is hulle oppervlak in sigbare lig te sien wanneer die wolk verdwyn. Reusagtige molekulêre wolke, wat gewoonlik warmer is, het sterre van alle massas tot gevolg.[6] Hierdie reusewolke het gewoonlik ’n digtheid van sowat 100 deeltjies per cm3, ’n deursnee van 100 ligjare, massas van tot 6 miljoen sonmassas (M☉)[7] en ’n gemiddelde interne temperatuur van sowat 10 K. Omtrent die helfte van die totale massa van die galaktiese interstellêre medium word uitgemaak deur die molekulêre wolke,[8] en in die Melkweg is ’n geraamde 6 000 van hulle, elk met ’n massa van meer as 100 000 M☉.[9] Die naaste newel aan die Son waar swaar sterre vorm, is die Orion-newel, 1 300 ligjare van ons af.[10] Sterre met ’n kleiner massa word egter 400-450 ligjare van hier gevorm in die Rho Ophiuchi-wolkkompleks.[11]

’n Kompakter streek van stervorming is die ondeursigtige wolke van digte gas en stof bekend as bolwolke (of Bok-globules, genoem na die sterrekundige Bart Bok). Hulle kan vorm saam met instortende molekulêre wolke of moontlik onafhanklik.[12] Die bolwolke is gewoonlik tot ’n ligjaar breed en het ’n massa van ’n paar sonne.[13] Hulle kan gesien word as donker wolke, wat afgeëts is teen die helder emissienewels of agtergrondsterre. Daar is bevind meer as die helfte van bolwolke bevat nuutgevormde sterre.[14]

Wolkinstorting

wysig

’n Interstellêre wolk gas sal in hidrostatiese ewewig bly solank as wat die kinetiese energie van die gas se druk in balans is met die potensiële energie van die interne swaartekrag. Wiskundig word dit uitgedruk deur gebruik te maak van die viriaalteorie, waarvolgens die swaartekrag- potensiële energie dubbel so groot as die interne termiese energie moet wees om ewewig te handhaaf.[15] As ’n wolk groot genoeg is dat die gasdruk onvoldoende is om dit te onderhou, sal die wolk swaartekraginstorting ondergaan. Die massa wat ’n wolk moet oorskry om in te stort word die Jeansmassa genoem. Die Jeansmassa hang af van die temperatuur en digtheid van die wolk, maar is gewoonlik duisende tot tienduisende sonmassas.[4] Gedurende die instorting van die wolk vorm tientalle tot tienduisende sterre min of meer gelyktydig. Die resultaat is ’n oop sterreswerm.[16]

 
ALMA-waarnemings van die Orion-newelkompleks bied ’n insig in ontploffings tydens die ontstaan van sterre.[17]

Ander faktore kan ook stervorming veroorsaak. Verskeie dinge kan gebeur om die molekulêre wolk ineen te druk en instorting te veroorsaak. Wolke kan teen mekaar bots of ’n nabygeleë supernova-ontploffing kan dit teweegbring. In laasgenoemde geval sal materie vanweë ’n skokgolf teen hoë snelhede in die wolk geskiet word.[4] (Die nuwe sterre wat ontstaan, kan self supernovas skep.) Ook kan die botsing van sterrestelsels ’n enorme uitbarsting van stervorming veroorsaak terwyl die gaswolke in elke stelsel deur galaktiese getykragte saamgepers en versteur word.[18] Laasgenoemde meganisme kan verantwoordelik wees vir bolswerms.[19]

’n Supermassiewe swartkolk in ’n sterrestelsel kan die tempo van stervorming in die middel van die stelsel reguleer. ’n Swartkolk wat instromende materie versamel, kan aktief word en ’n sterk wind uitstuur. Dit kan verdere stervorming voorkom. In ouer stelsels kan swartkolke wat radiofrekwensie-uitstralende deeltjies teen byna die ligsnelheid uitstraal, ook die vorming van sterre verhoed.[20] Radio-uitstralings of winde wat teen wolke bots, kan egter ook stervorming aanhelp.[21]

 
Die dwergsterrestelsel ESO 553-46 het een van die grootste tempo's van stervorming van die sowat duisend stelsels naby die Melkweg.[22]

Terwyl ’n wolk instort, breek dit in al hoe kleiner dele op totdat die fragmente omtrent die massa van ’n ster het. In elk van dié fragmente straal die instortende wolk die energie weg wat verkry word uit die vrystelling van swaartekrag- potensiële energie. Namate die digtheid toeneem, word die fragmente ondeursigtig en raak hulle dus minder doeltreffend in die wegstraling van die energie. Dit verhoog die temperatuur van die wolk en voorkom verdere fragmentasie. Die fragmente verdig nou in roterende sfere gas wat as embrio's vir sterre dien.[23]

Protoster

wysig
 
LH 95, ’n sterkwekery in die Groot Magellaanse Wolk.

’n Protostellêre wolk sal aanhou instort so lank as wat die swaartekragbindkrag uitgeskakel kan word. Van dié oormaat energie word hoofsaaklik deur uitstraling ontslae geraak. Die instortende ster sal egter eindelik ondeurdringbaar word vir sy eie uitstraling, en die energie moet op ’n ander manier verwyder word. Die stof in die wolk word verhit tot temperature van 60-100 K, en dié deeltjies straal uit by golflengtes in die verre infrarooi waar die wolk deursigtig is. Die stof bemiddel dus die verdere instorting van die wolk.[24]

Gedurende die instorting raak die wolk se digtheid na die middel toe groter, en dus raak dié deel eerste opties ondeursigtelik. Dit gebeur wanneer die digtheid sowat 10-13 g/cm3 is. ’n Kernstreek, wat die eerste hidrostatiese kern genoem word, vorm waar die instorting tot ’n einde kom. Dit neem steeds in temperatuur toe soos bepaal deur die viriaalteorie. Die gas wat na hierdie ondeursigtige streek stroom, bots daarmee en veroorsaak skokgolwe wat die kern verder verhit.[25]

 
’n Saamgestelde foto van jong sterre in en om die molekulêre wolk Kefeus B.

Wanneer die kerntemperatuur sowat 2 000 K is, dissosieer die termiese energie die H2-molekules.[25] Dit word gevolg deur die ionisasie van die waterstof- en heliumatome. Dié prosesse absorbeer die energie van die imkrimping. Wanneer die digtheid van die instromende materie sowat 10-8 g/cm3 is, is die materie deursigtig genoeg dat energie wat deur die protoster uitgestraal word, kan ontsnap. Die kombinasie van konveksie in die protoster en die uitstraling van sy oppervlak af stel die ster in staat om verder in te krimp.[25] Dit duur voort totdat die gas warm genoeg is dat die interne druk kan keer dat die protoster verder deur swaartekrag saamgepers word – ’n toestand bekend as hidrostatiese ewewig. Wanneer dié fase byna voltooi is, is die voorwerp bekend as ’n protoster.[4]

 
N11, deel van ’n komplekse netwerk gaswolke en sterreswerms in ons buursterrestelsel die Groot Magellaanse Wolk.

Die aangroei van materie op die protoster duur gedeeltelik voort uit die nuutgevormde sirkumstellêre skyf. Wanneer die druk en temperatuur hoog genoeg is, begin die kernfusie van deuterium, en die uitwaartse druk van die daaropvolgende uitstraling laat die instorting afneem (maar nie ophou nie). Materie waaruit die wolk bestaan, hou aan op die protoster "neerreën". In hierdie stadium ontstaan bipolêre strale bekend as Herbig-Haro-voorwerpe. Dit is moontlik die manier waarop die oorskot-hoekmomentum van die instromende materie verminder word en die ster in staat gestel word om aan te hou vorm.

 
Die stervormingsgebied Lupus 3.[26]

Wanneer die omringende gas en stof verwyder is en akkresie ophou, word die ster as ’n voorhoofreeksster (VHR-ster) beskou. Die energiebron van hierdie voorwerpe is swaartekraginstorting, in teenstelling met die waterstofverbranding in hoofreekssterre. Op die Hertzsprung-Russell-diagram beweeg voorhoofreekssterre met ’n massa van meer as 0,5 M☉ eers vertikaal na onder en dan links en horisontaal totdat dit eindelik die hoofreeks bereik.[27] Dié met ’n massa van minder as 0,5 M☉ bly vertikaal beweeg.[28]

Eindelik begin waterstof in die ster se kern fusie ondergaan en die res van die omringende skyf materie word weggevee. Dit is die einde van die protosterfase en die begin van die hoofreeksfase.

Die stadiums van die proses is goed gedefinieer by sterre van 1 M☉ en kleiner, maar in sterre met ’n groter massa is die lengte van die stervormingsproses vergelykbaar met ander stadiums van hulle ontwikkeling en dus baie korter. Die proses is ook nie so goed gedefiniseer nie. Die latere ontwikkeling van sterre word in sterevolusie bestudeer.

 
’n Protosteruitbarsting, HOPS 383 (2015).

Verwysings

wysig
  1. ↑ Stahler, S. W.; Palla, F. (2004). The Formation of Stars. Weinheim: Wiley-VCH. ISBN 3-527-40559-3.
  2. ↑ Lada, Charles J.; Lada, Elizabeth A. (1 September 2003). "Embedded Clusters in Molecular Clouds". Annual Review of Astronomy and Astrophysics. 41 (1): 57–115. arXiv:astro-ph/0301540. Bibcode:2003ARA&A..41...57L. doi:10.1146/annurev.astro.41.011802.094844. ISSN 0066-4146. S2CID 16752089.
  3. ↑ O'Dell, C. R. "Nebula". World Book at NASA. World Book, Inc. Geargiveer vanaf die oorspronklike op 29 April 2005. Besoek op 18 Mei 2009.
  4. ↑ 4,0 4,1 4,2 4,3 4,4 Prialnik, Dina (2000). An Introduction to the Theory of Stellar Structure and Evolution. Cambridge University Press. pp. 195–212. ISBN 0-521-65065-8.
  5. ↑ Dupraz, C. (4-9 Junie 1990). "The Fate of the Molecular Gas from Mergers to Ellipticals"., Parys, Frankryk: Kluwer Academic Publishers. 
  6. ↑ Lequeux, James (2013). Birth, Evolution and Death of Stars. World Scientific. ISBN 978-981-4508-77-3.
  7. ↑ Williams, J. P. (2000). "The Structure and Evolution of Molecular Clouds: from Clumps to Cores to the IMF".. 
  8. ↑ Alves, J.; Lada, C.; Lada, E. (2001). Tracing H2 Via Infrared Dust Extinction. Cambridge University Press. p. 217. ISBN 0-521-78224-4. {{cite book}}: Onbekende parameter |book-title= geïgnoreer (hulp)
  9. ↑ Sanders, D. B.; Scoville, N. Z.; Solomon, P. M. (1 Februarie 1985). "Giant molecular clouds in the Galaxy. II – Characteristics of discrete features". Astrophysical Journal, Part 1. 289: 373–387. Bibcode:1985ApJ...289..373S. doi:10.1086/162897.
  10. ↑ 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. arXiv:0706.2361. Bibcode:2007ApJ...667.1161S. doi:10.1086/520922. S2CID 18192326.
  11. ↑ Wilking, B. A.; Gagné, M.; Allen, L. E. (2008). "Star Formation in the ρ Ophiuchi Molecular Cloud". In Bo Reipurth (red.). Handbook of Star Forming Regions, Volume II: The Southern Sky ASP Monograph Publications. arXiv:0811.0005. Bibcode:2008hsf2.book..351W.
  12. ↑ Khanzadyan, T.; Smith, M. D.; Gredel, R.; Stanke, T.; Davis, C. J. (Februarie 2002). "Active star formation in the large Bok globule CB 34". Astronomy and Astrophysics. 383 (2): 502–518. Bibcode:2002A&A...383..502K. doi:10.1051/0004-6361:20011531.
  13. ↑ Hartmann, Lee (2000). Accretion Processes in Star Formation. Cambridge University Press. p. 4. ISBN 0-521-78520-0.
  14. ↑ Smith, Michael David (2004). The Origin of Stars. Imperial College Press. pp. 43–44. ISBN 1-86094-501-5.
  15. ↑ Kwok, Sun (2006). Physics and chemistry of the interstellar medium. University Science Books. pp. 435–437. ISBN 1-891389-46-7.
  16. ↑ Battaner, E. (1996). Astrophysical Fluid Dynamics. Cambridge University Press. pp. 166–167. ISBN 0-521-43747-4.
  17. ↑ "ALMA Captures Dramatic Stellar Fireworks". www.eso.org. Besoek op 10 April 2017.
  18. ↑ Jog, C. J. (26-30 Augustus 1997). "Starbursts Triggered by Cloud Compression in Interacting Galaxies". Barnes, J. E.. 
  19. ↑ Keto, Eric; Ho, Luis C.; Lo, K.-Y. (Desember 2005). "M82, Starbursts, Star Clusters, and the Formation of Globular Clusters". The Astrophysical Journal. 635 (2): 1062–1076. arXiv:astro-ph/0508519. Bibcode:2005ApJ...635.1062K. doi:10.1086/497575. S2CID 119359557.
  20. ↑ Gralla, Meg; et al. (29 September 2014). "A measurement of the millimetre emission and the Sunyaev–Zel'dovich effect associated with low-frequency radio sources". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. Oxford University Press. 445 (1): 460–478. arXiv:1310.8281. Bibcode:2014MNRAS.445..460G. doi:10.1093/mnras/stu1592. S2CID 8171745.
  21. ↑ van Breugel, Wil (November 2004). "The Interplay among Black Holes, Stars and ISM in Galactic Nuclei". T. Storchi-Bergmann: 485–488, Cambridge University Press. doi:10.1017/S1743921304002996. 
  22. ↑ "Size can be deceptive". www.spacetelescope.org. Besoek op 9 Oktober 2017.
  23. ↑ Prialnik, Dina (2000). An Introduction to the Theory of Stellar Structure and Evolution. Cambridge University Press. pp. 198–199. ISBN 0-521-65937-X.
  24. ↑ Longair, M. S. (2008). Galaxy Formation (2nd uitg.). Springer. p. 478. ISBN 978-3-540-73477-2.
  25. ↑ 25,0 25,1 25,2 Larson, Richard B. (1969). "Numerical calculations of the dynamics of collapsing proto-star". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 145 (3): 271–295. Bibcode:1969MNRAS.145..271L. doi:10.1093/mnras/145.3.271.
  26. ↑ "Glory From Gloom". www.eso.org. Besoek op 2 Februarie 2018.
  27. ↑ C. Hayashi (1961). "Stellar evolution in early phases of gravitational contraction". Publications of the Astronomical Society of Japan. 13: 450–452. Bibcode:1961PASJ...13..450H.
  28. ↑ L. G. Henyey; R. Lelevier; R. D. Levée (1955). "The Early Phases of Stellar Evolution". Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 67 (396): 154. Bibcode:1955PASP...67..154H. doi:10.1086/126791.

Skakels

wysig
Ontsluit van "https://af.wikipedia.org/w/index.php?title=Stervorming&oldid=2362706"