Dimenzió #20

Csillagnézők

(csillagászattörténet, csillagászat, űrkutatás, fizika, asztrofizika)

                           A CSILLAGOK KELETKEZÉSE

   A   csillagok   a   galaxisokban,  az  ott  található  csillagközi  anyag
összesűrűsödésével  keletkeznek  -  ezt  a  folyamatot a Tejútrendszerben is
megfigyelhetjük. Az inter-sztelláris anyag nem egyenletesen tölti ki a teret
a  galaxisokban, hanem sűrűbb felhőket és azokat elválasztó ritkább régiókat
alkot. Egy ilyen felhő állapotát elsősorban két tényező határozza meg. Saját
tömegéből adódó gravitációs tere, amely összehúzni, összenyomni próbálja, és
a  belsejében  lévő  gázanyag hőmozgása révén kifejtett gáznyomás, ami pedig
megpróbálja  szétnyomni.  Amennyiben  a két erő kiegyenlíti egymást, a felhő
stabil egyensúlyi állapotban van.

   Ahhoz,   hogy  a  felhőből  csillag  keletkezzen,  el  kell  kezdenie  az
összehúzódást  -  azaz  a  gravitációs  erőnek le kell győznie a gáznyomást.
Minél  magasabb  a  gáz  hőmérséklete, részecskéinek hőmozgása, annál jobban
ellen  tud  állni  a gravitáció összehúzó erejének. Éppen ezért minden adott
hőmérséklethez  tartozik egy kritikus tömeg illetve sűrűségérték, amelyet ha
a  felhő  meghalad,  megkezdődik az összehúzódás. Az előbbiekből következik,
hogy  a  magasabb  hőmérsékletű  felhők összehúzódásához nagyobb tömeg kell,
ezért  a  nagytömegű  (O,  B)  csillagok  melegebb  anyagból  keletkeznek. A
hidegebb  felhők összehúzódásához és kisebb csillagok kialakításához viszont
kisebb tömeg is elegendő.

   A  csillagközi  felhők  úgymond  "maguktól" ritkán érik el ezt a kritikus
tömeget  illetve  sűrűséget,  így  valamilyen  külső  folyamatnak össze kell
nyomnia őket addig a határig, ahonnan kezdve már önállóan is folytathatják a
zsugorodást.    Ilyen   hatást   többféle   jelenség   is   kiválthat,   pl.
szupernóvarobbanások    lökéshullámai,   nagytömegű   csillagok   sugárzása,
egymással  ütköző  és  az  ütközés  hatására  összenyomódó felhők. Jelenlegi
megfigyeléseink  szerint  két  fontos  tényező  kapcsán  válik  intenzívvé a
csillagkeletkezés: ezek egyike a galaxisok spirálkarjai. Tejútrendszerünkben
a   spirálkarok  olyan  sűrűséghullámoknak,  gravitációs  potenciálgödröknek
tekinthetők,  melyekben  az  áthaladó  csillagközi  anyag  sűrűsége  mintegy
10%-kal  megnő.  Amint  egy  felhő  belép egy spirálkarba kissé lefékeződik,
lökéshullámok  keletkeznek  benne,  anyaga összébb nyomódik. Megfigyeléseink
szerint   a  fiatal  csillagok  (amelyek  még  nem  vándorolhattak  messzire
keletkezési  helyüktől)  a  spirálkarokban  találhatók. Itt sem egyenletesen
töltik ki a teret, hanem csoportokat alkotnak.

   Ez   a   csoportosulás   a   csillagközi   anyag  jellegéből  adódik.  Az
intersztelláris  anyag  háromféle  állapotban  lehet:  ionizált  (ezek  a II
területek),  atomos (HI területek), és molekuláris (molekulafelhők). A II és
HI  területek  hőmérséklete  túlságosan  magas  ahhoz,  hogy  könnyen  össze
lehessen  nyomni  őket.  Így  a csillagkeletkezés színhelyeként elsősorban a
molekulafelhők  maradnak,  amit  megfigyeléseink  meg  is  erősítenek.  Ezek
nagytömegű,  nagysűrűségű  és  hideg  felhők. Az óriás molekulafelhők tömege
több   százezer   naptömeg   is   lehet,   sűrűségük  100-300  molekula/cm3,
hőmérsékletük  10-90  K  körüli;  bonyolult belső szerkezettel rendelkeznek.
Ezek  a molekulafelhők a spirálkarokba belépve válhatnak a csillagkeletkezés
intenzív helyszínévé.

   A  molekulafelhők  külső  peremén  általában nagytömegű csillagokból álló
fiatal  asszociációk  találhatók,  belsejükben  pedig  sok  olyan  hősugárzó
anyagcsomó,  amelyek  kialakulóban  lévő  vagy  már  kialakult kisebb tömegű
csillagok   lehetnek.   Más-más   folyamat  hozhat  létre  a  felhők  szélén
nagytömegű,   és   a   felhők  belsejében  pedig  kistömegű  csillagokat.  A
molekulafelhők   külső  részén  valamilyen  külső  hatásra  indulhat  meg  a
csillagkeletkezés.  Az  itt  kialakult  nagytömegű  csillagok  ionizálják  a
környezetükben  lévő  anyagot,  a  kifelé  haladó  ionizációs  frontok pedig
összenyomják  a  molekulafelhőnek  a  csillagokkal  szomszédos régióját. Itt
ennek  következtében ismét születik egy asszociáció, ami hasonló módon újabb
csillagkeletkezést  vált  ki  - így a csillagkeletkezés "futótűzként" terjed
tova.  A  molekulafelhők  belsejében  lévő  csillagok más úton, valószínűleg
kisebb felhők ütközésével keletkeznek.

   A felhő saját gravitációs tere hatására akkor kezd összehúzódni, amikor a
gravitációs  erő  felülkerekedik  a  gáznyomáson. A gravitációs összehúzódás
megkezdéséhez a különböző hőmérsékletű felhőknek különböző tömeg kell - ez a
tömeg  azonban  minden esetben nagyobb 100 naptömegnél. Egy ilyen nagytömegű
anyagcsomó  az  összehúzódás  során több kisebb felhőre esik szét, amelyek a
további   zsugorodás   során   szintén   aprózódhatnak.  Ez  a  folyamat  ad
magyarázatot  a  csillagok  egy  helyen és egy időben történő keletkezésére,
azaz  a  nyílthalmazok  és  asszociációk  kialakulására.  Valószínűleg ilyen
darabolódás során, illetve ionizációs frontok összenyomása révén keletkeznek
a  kis  molekulafelhők,  a  globulák,  melyek  szintén  a  csillagkeletkezés
színhelyei.  Ezek  átlagosan  1-4  fényév  átmérőjű,  sűrű,  hideg  (10-20 K
hőmérsékletű),  zsugorodásban  lévő felhők. Tömegük 20-200 naptömeg közötti,
néhány százezer év alatt protocsillaggá alakulnak.

   Miközben  a felhő összehúzódik, hőmérséklete eleinte még nő számottevően.
A  benne  lévő  gázatomok,  molekulák  egymásnak  ütköznek,  és az ütközések
alkalmával mozgási energiájuk egy része kisugárzódik. Amíg erre a sugárzásra
nézve  a  felhő  anyaga átlátszó, az szabadon eltávozhat, és nem melegíti az
anyagcsomót.  A  felhő  összehúzódása  egyébként  nem  homogén:  a középpont
sűrűsége  ugyanis  gyorsabban  nő, mint az azt körülvevő részeké. A sűrűsödő
centrum  egy  idő  után  már  nem  lesz átlátszó saját sugárzására nézve, és
melegedni  kezd  -  innen  az  anyagcsomót  már protocsillagnak nevezzük. (A
protocsillag  definíció  szerint olyan anyagcsomó, amely összehúzódása révén
termel   energiát,  és  a  továbbiakban  már  nem  darabolódik.)  A  centrum
gáznyomása  a  hőmérséklet  emelkedésével  folyamatosan  nő, és egy idő után
megállítja  a  további  zsugorodást.  Ekkor egy stabil mag jön létre. Közben
erre  a  hidrosztatikus  magra  folyamatosan  hull  anyag  az  őt  körülvevő
kiterjedt  burokból, és lassanként tovább növeli tömegét, hőmérsékletét. Egy
idő után a hőmérséklet elég magas lesz, hogy a molekulákat atomokra, ionokra
szét  tudja  választani,  disszociálni.  Innen  kezdve  az anyagcsomó hője a
molekulák  szétbontására  fordítódik, és ismét zsugorodhat további melegedés
nélkül.  Ezt  nevezzük  a  szabadesés  fázisának, tartama néhányszor tíz év.
Amikor  a  hőmérséklet  ismét  túl  magasra  szökik,  a  rohamos  zsugorodás
lelassul,  egy  új  és  kisebb  mag  alakul  ki az előbbi középpontjában. (A
szabadesés  szakasza  alatt  a  Nap a Plútó pályájának távolságából a Merkúr
pályájának  méretéig  húzódott össze.) Időközben a külső réteg anyaga tovább
hullik erre a magra, melynek felszínével ütközve felmelegszik.

   Az  összehúzódó  felhő  anyagának  csak  közel  10%-a  épül  be a későbbi
csillagba, a többi a protocsillag erős sugárzása révén eltávozik. (A Nap pl.
közel  20  naptömegű  felhőből  keletkezett.)  Az anyagnak az a része, amely
jelentős  impulzusmomentummal,  lendülettel  rendelkezik,  a bezuhanás során
egyre  gyorsabban  fog  a  centrum  körül  keringeni.  Mozgása végül annyira
felgyorsul,  hogy nem is tud a protocsillag felszínére hullani, hanem akörül
fog  mozogni. A folyamat révén egy korong alakul ki - ez alapul szolgálhat a
bolygórendszer keletkezéséhez.

   A   protocsillag   összehúzódása  a  szabadesés  fázisa  után  jelentősen
lelassul. A zsugorodás hatékonyabb energiatermelő folyamat, mint a magfúzió,
ekkor   energiakibocsátása   jelentősen   meghaladja   későbbi,   fősorozati
energiakibocsátását.  Fénye azonban nem távozik el szabadon, az őt körülvevő
por-  és  gázburok  következtében  erősen elvörösödik. A szabadesés szakasza
után  nagyságrendileg  néhány  millió  évvel kerül a fősorozatra. (Ez erősen
függ  a  tömegtől.  A  3-5  naptömegnél  nagyobb tömegű csillagok magjában a
hidrogén  fúziója  már  akkor  beindulhat,  amikor  még  a csillagok javában
anyagot  gyűjtenek  környezetükből.)  A  protocsillagnak  abban  a fejlődési
szakaszában,   amikor   sűrű   anyagkoronggal   rendelkezik,  gyakran  lehet
megfigyelni  a  csillag forgástengelyének két pólusából kifelé irányuló, ún.
bipoláris  anyagkilövelléseket.  Ez  a protocsillag erős anyagkibocsátásának
következménye  lehet,  amely a vastag korong miatt csak a két pólus irányába
talál  magának  szabad  utat.  (A  jelenségben  valószínűleg elektromágneses
hatások  is  közrejátszanak.) A bipoláris anyagkilövellés során távozó tömeg
elérheti  a  protocsillag  tömegét is. (A közvetlenül kilövellt anyag tömege
ennél  jóval  kisebb  -  az  kifelé  haladva,  a  burokból ragad magával sok
anyagot.)  A  protocsillag nagy energiakibocsátása lassanként elpárologtatja
az  őt körülvevő felhő porszemeit és annak gázanyagát is elkezdi kisöpörni -
kivéve az addigra összeállt nagyobb testeket, bolygócsírákat. Ezt a szakaszt
nevezzük   T   Tauri   stádiumnak.   Ennek  során  jelentős  a  protocsillag
tömegvesztesége, az anyagkibocsátás a felszínről erős csillagszél formájában
az évi 10^-7 naptömeget is elérheti.

   A kialakuló csillagnak rendkívül gyorsan kellene pörögnie, amennyiben ősi
felhőjének teljes impulzusmomentumát megőrizte volna. Ennek azonban jelentős
részét elvesztette, valószínűleg az alábbi két folyamat révén. Összehúzódása
korai   szakaszában   erővonalak  segítségével  a  környezetébe  vezette  el
lendülete  egy részét (valamint elképzelhető, hogy a korongba), később pedig
erős  csillagszél  segítségével  szabadult  meg  tőle.  Ugyancsak  impulzust
veszíthet  a  túlságosan gyorsan pörgő protocsillag, ha két vagy több részre
válik szét, ekkor forgási energiájának egy része keringési energiává alakul.
(Ez magyarázatot ad a szoros kettős és többszörös rendszerek keletkezésére.)
Amikor  a  zsugorodó  protocsillag  belsejében  a hőmérséklet eléri a néhány
millió fokot, egy-két könnyebb elem (Li, Be, B) fúziója megindul, ez azonban
még  nem  tudja  megállítani  az  összehúzódást.  A zsugorodás egészen addig
folytatódik, míg meg nem kezdődik a centrumban a hidrogénfúzió, és míg olyan
intenzív  nem  lesz,  hogy  képes  legyen  egyensúlyba  hozni a csillagot. A
Tejútrendszerben  napjainkban is folyik a csillagkeletkezés, átlagosan 1-100
évenként jöhet létre egy új csillag.
Google
 
Web iqdepo.hu
    © Copyright 1996-2021
    iqdepo / intelligence quotient designing power - digitális kultúrmisszió 1996 óta
    All rights reserved. Minden jog fenntartva.