Zahlavi

Téma: ASTRONOMIE – Jak vznikají hvězdy

Téma: ASTRONOMIE – Jak vznikají hvězdy

Fri May 12 10:00:00 CEST 2017

František Dinnbier z Astronomického ústavu AV ČR se detailně zabýval možným vznikem hvězd při tzv. indukované hvězdotvorbě, kdy se tvorba hvězd postupně „prokusuje“ mlhovinou. Výsledky ukazují, že charakter hvězdotvorby závisí nejen na vrstvičce, v níž hvězdy vznikají, ale také na parametrech okolního prostředí. 

Hmotné hvězdy s hmotnostmi většími než je zhruba osminásobek hmotnosti Slunce velmi výrazně ovlivňují své okolí zejména prostřednictvím fotoionizace, hvězdnými větry a také v závěru života, kdy tyto hvězdy zpravidla explodují jako supernovy. V minulosti odborníci navrhli scénář, kdy takové hvězdy kolem sebe ohřejí a ionizují okolní plyn, který potom expanduje. Expanze vyvolá sférickou rázovou vlnu, na jejímž vnějším okraji se shrnuje a zahušťuje materiál okolní mlhoviny, jež může za vhodných podmínek fragmentovat, samovolně gravitačně zkolabovat a vytvořit další generaci hvězd. Pokud jsou některé z nově vzniklých hvězd dostatečně hmotné, vytvoří kolem sebe expandující obálku hustého neutrálního vodíku a proces se opakuje.

Z pozorování víme, že sférické obálky jsou v galaktickém plynu běžnou strukturou, přičemž značné procento z těchto obálek obklopuje oblasti, v nichž se nacházejí horké a hmotné hvězdy spektrálních typů O a B. Tedy v souladu s výše navrženou myšlenkou.

Moderní výzkum se však dostal dále než jen k myšlenkovým experimentům a již v minulosti odborníci pro tento mechanismus získávali kvantitativní odhady. V literatuře lze dohledat několik prací, v nichž autoři odhadují tzv. disperzní relaci gravitačního kolapsu, a to jak analyticky, tak s pomocí numerických simulací. Disperzní relace je klíčem k popisu průběhu kolapsu v samogravitující vrstvě nacházející se v okolním mezihvězdném prostředí. Popisuje totiž, jak se bude tato vrstva drobit, tedy jak budou narůstat fragmenty různých velikostí. Často tyto disperzní relace ukazují, že efektivně se zvětšují pouze fragmenty určitých velikostí, což dává odhad na hmotnostní spektrum nově vznikajících hvězd.

 

Schéma provedeného numerického experimentu. Sférická slupka kolem kupy horkých hvězd (tmavě modrá) je nahrazena ve vyšetřovaném úseku vrstvou a vyšetřována ve dvou režimech – jednak v režimu externích sil (vlevo) a v režimu samogravitace (vpravo).

 

František Dinnbier z ASÚ, student Richarda Wünsche, studoval proces fragmentace vrstvy plynu v různých typech okolního prostředí s pomocí třírozměrné numerické simulace založené na hydrodynamickém popisu. Studovali zejména dva případy: případ, kdy je vrstvička z obou stran obklopena médiem, v němž je hlavní složkou tlaku přirozený termální pohyb částic, a pak případ, kdy z jedné strany na vrstvičku působí dynamický tlak. Numerická simulace umožňuje tyto situace vyšetřovat jednak v případě malých poruch, což je režim předpokládaný například v analytických odhadech disperzní relace v literatuře, ale také v případě poruch mimo tento režim, ve kterém je obecně obtížnější nalézt analytické řešení.

Z výsledků vyplývá, že lineární režim malých poruch je vždy dobře popsán některou z analytických disperzních relací uvedených v literatuře. V případě nelineárního režimu se ovšem věci zásadním způsobem mění. Například v případě vrstvy umístěné v prostředí s nižší hodnotou externího tlaku sice začnou vznikat fragmenty určitých velikostí dle disperzní relace, ale ty se záhy protahují a vznikají filamentární struktury s náhodnou orientací, v jejichž nejhustších částech jsou podmínky pro samovolný kolaps do protohvězd. Pokud ovšem hraje větší roli externí tlak než vlastní gravitace plynu ve vrstvě, gravitační kolaps probíhá ve dvou krocích – nejprve do zhustků spíše sférických tvarů, které jsou ale gravitačně stabilní, hvězdy by tedy z nich vznikat nemohly.

Teprve v následujícím kroku se zhustky vzájemně gravitačně přitahují a spojují do větších celků, v nichž již podmínky pro vznik hvězd nastat mohou. To je ovšem zcela jiný proces, kterým vrstva fragmentuje. Důvodem dvou různých scénářů kolapsu v závislosti na externím tlaku je různá odezva povrchu vrstvy na perturbace. Zatímco v případě vrstev ohraničených prostředím s nižším externím tlakem perturbace téměř neovlivňují stav na povrchu vrstvy, vrstvy v prostředí s vysokým externím tlakem mají povrch silně ovlivněný přítomností perturbace podobně jako vlny na povrchu nestlačitelné tekutiny.

 

Evoluce povrchové hustoty pro samogravitující model (nahoře) a model dominovaný externím tlakem (dole). Čísla v levém horním rohu každého panelu značí čas (v milionech let) od počátku simulace. Je zjevné, že gravitační kolaps probíhá v těchto dvou režimech jinak.

 

Výše popsaný model působí dojmem akademické studie. Autoři jej však přímo aplikovali na případ rozpínající se obálky kolem horké hvězdy s realistickými parametry. Autoři zjistili, že pro hustotu kolem 1000 částic v krychlovém centimetru a teplotu 10 Kelvinů jde o režim s výrazným externím tlakem, v němž nakonec kolaps na nové hvězdy probíhat může. Autoři však poukazují, že nově vzniklé hvězdy by měly hmotnosti kolem tří sluncí, tedy takové hvězdy by nemohly vytvořit druhotné oblasti ionizovaného vodíku a hvězdotvorba by se tímto stádiem zastavila.

 

Připravili:
Michal Švanda, Astronomický ústav AV ČR, v. v. i.,
Odbor akademických médií SSČ AV ČR

Foto: Astronomický ústav AV ČR a NASA