Википедија

Формирање звезда

Формирање звезда је процес путем кога густе области унутар молекуларних облака у међузвезданом простору, које се понекад називају „звезданим расадницима” или „регионима формирања звезда”, колапсирају и формирају звезде.[1] Као грана астрономије, формирање звезда обухвата проучавање међузвезданог медија (ИСМ) и гигантских молекуларних облака (ГМЦ) као прекурсора процеса формирања звезда и проучавање протозвезда и младих звезданих објеката као непосредних производа. Формирање звезда је уско повезано са формацијом планета, још једном граном астрономије. Теорија формирања звезда, као и разматрање формирања појединачне звезде, такође морају да узму у обзир статистику бинарних звезда и функцију почетне масе. Већина звезда се не формира изоловано, већ као део групе звезда која се назива звездани кластер или стеларна асоцијација.[2]

Звездани расадници уреди

 
Слика Телескоп Хабла позната као Стубови стварања, где се звезде формирају у маглици Орао
 
Формирање галаксије у раном свемиру.[3]

Међузвездани облаци уреди

Спирална галаксија попут Млечног пута садржи звезде, звездане остатке и дифузни међузвездани медијум (ИСМ) од гаса и прашине. Међузвездани медијум се састоји од 10-4 до 106 честица по cm3 и типично се састоји од око 70% масених процента водоника, при чему највећи део преосталог гаса хелијум. Овај медијум је хемијски обогаћен траговима тежих елемената који су избачени из звезда које су премашиле крај њиховог животног века у главном низу. Региони веће густине међузвездане средине формирају облаке или дифузне маглине,[4] где се формирају звезде.[5] За разлику од спирала, елиптична галаксија губи хладну компоненту свог међузвезданог медија за око милијарду година, што спречава галаксију да формира дифузне маглине осим путем спајања са другим галаксијама.[6]

У густим маглинама где се формирају звезде, велики део водоника је у молекуларној (H2) форми, тако да се ове маглине називају молекуларним облацима.[5] Запажања показују да најхладнији облаци имају тенденцију да формирају звезде мале масе, најпре уочене у инфрацрвеном опсегу унутар облака, затим у видљивој светлости на њиховој површини када се облаци распрше, док гигантски молекуларни облаци, који су генерално топлији, производе звезде свих маса.[7] Ови гигантски молекуларни облаци имају типичну густину од 100 честица по цм³, пречнике 100 лy (9,5×1014 км), масе до 6 милиона соларних маса (M☉),[8] и просечне унутрашње температуре од 10 K Око половине укупне масе галактичког ИСМ-а се налази у молекуларним облацима,[9] и у Млечном путу се процењује да постоји око 6.000 молекуларних облака, сваки са више од 100,000 M☉.[10] Најближа маглина Сунцу где се формирају масивне звезде је маглина Орион, удаљена 1.300 лy (1,2×1016 км).[11] Међутим, формирање звезда ниже масе се догађа на растојању од око 400–450 светлосних година комплексу облака ρ Офиучи.[12]

Компактније место формирања звезда су непрозирни облаци густог гаса и прашине познати као Бокове глобуле, назване по астроному Барту Боку. Оне се могу формирати у контексту колапса молекуларних облака или можда независно.[13] Бокове глобуле су обично имају до једне светлосне године попреко и садрже неколико соларних маса.[14] Оне се могу уочити као силуте тамних облака које се оцртавају на светлој емисионој маглини или позадинским звездама. Утврђено је да више од пола познатих Бокових глобула садржи новонастале звезде.[15]

Референце уреди

  1. ^ Стахлер, С. W. & Палла, Ф. (2004). Тхе Форматион оф Старс. Wеинхеим: Wилеy-ВЦХ. ИСБН 3-527-40559-3. 
  2. ^ Лада, Цхарлес Ј.; Лада, Елизабетх А. (1. 9. 2003). „Ембеддед Цлустерс ин Молецулар Цлоудс”. Аннуал Ревиеw оф Астрономy анд Астропхyсицс. 41 (1): 57—115. ИССН 0066-4146. арXив:астро-пх/0301540  . дои:10.1146/аннурев.астро.41.011802.094844. 
  3. ^ „АЛМА Wитнессес Ассемблy оф Галаxиес ин тхе Еарлy Универсе фор тхе Фирст Тиме”. Приступљено 23. 7. 2015. 
  4. ^ О'Делл, C. Р. „Небула”. Wорлд Боок ат НАСА. Wорлд Боок, Инц. Архивирано из оригинала 29. 4. 2005. г. Приступљено 18. 5. 2009. 
  5. ^ а б Приалник, Дина (2000). Ан Интродуцтион то тхе Тхеорy оф Стеллар Струцтуре анд Еволутион. Цамбридге Университy Пресс. 195—212. ИСБН 0-521-65065-8. 
  6. ^ Дупраз, C.; Цасоли, Ф. (1990-06-04). „Тхе Фате оф тхе Молецулар Гас фром Мергерс то Еллиптицалс”. Дyнамицс оф Галаxиес анд Тхеир Молецулар Цлоуд Дистрибутионс: Процеедингс оф тхе 146тх Сyмпосиум оф тхе Интернатионал Астрономицал Унион. Парис, Франце: Клуwер Ацадемиц Публисхерс. Бибцоде:1991ИАУС..146..373Д. 
  7. ^ Леqуеуx, Јамес (2013). Биртх, Еволутион анд Деатх оф Старс. Wорлд Сциентифиц. ИСБН 978-981-4508-77-3. 
  8. ^ Wиллиамс, Ј. П.; Блитз, L.; МцКее, C. Ф. (2000). „Тхе Струцтуре анд Еволутион оф Молецулар Цлоудс: фром Цлумпс то Цорес то тхе ИМФ”. Протостарс анд Планетс IV. стр. 97. Бибцоде:2000прпл.цонф...97W. арXив:астро-пх/9902246  . 
  9. ^ Алвес, Ј.; Лада, C.; Лада, Е. (2001). Трацинг Х2 Виа Инфраред Дуст Еxтинцтион. Цамбридге Университy Пресс. стр. 217. ИСБН 0-521-78224-4. 
  10. ^ Сандерс, D. Б.; Сцовилле, Н. З.; Соломон, П. M. (1. 2. 1985). „Гиант молецулар цлоудс ин тхе Галаxy. II – Цхарацтеристицс оф дисцрете феатурес”. Астропхyсицал Јоурнал, Парт 1. 289: 373—387. Бибцоде:1985АпЈ...289..373С. дои:10.1086/162897. 
  11. ^ Сандстром, Карин M.; Пеек, Ј. Е. Г.; Боwер, Геоффреy C.; Болатто, Алберто D.; Пламбецк, Рицхард L. (2007). „А Параллацтиц Дистанце оф   Парсецс то тхе Орион Небула Цлустер фром Верy Лонг Баселине Арраy Обсерватионс”. Тхе Астропхyсицал Јоурнал. 667 (2): 1161. Бибцоде:2007АпЈ...667.1161С. арXив:0706.2361  . дои:10.1086/520922. 
  12. ^ Wилкинг, Б. А.; Гагнé, M.; Аллен, L. Е. (2008). „Стар Форматион ин тхе ρ Опхиуцхи Молецулар Цлоуд”. Ур.: Бо Реипуртх. Хандбоок оф Стар Форминг Регионс, Волуме II: Тхе Соутхерн Скy АСП Монограпх Публицатионс. Бибцоде:2008хсф2.боок..351W. арXив:0811.0005  . 
  13. ^ Кханзадyан, Т.; Смитх, M. D.; Гредел, Р.; Станке, Т.; Давис, C. Ј. (фебруар 2002). „Ацтиве стар форматион ин тхе ларге Бок глобуле ЦБ 34”. Астрономy анд Астропхyсицс. 383 (2): 502—518. Бибцоде:2002А&А...383..502К. дои:10.1051/0004-6361:20011531. 
  14. ^ Хартманн, Лее (2000). Аццретион Процессес ин Стар Форматион. Цамбридге Университy Пресс. стр. 4. ИСБН 0-521-78520-0. 
  15. ^ Смитх, Мицхаел Давид (2004). Тхе Оригин оф Старс. Империал Цоллеге Пресс. стр. 43–44. ИСБН 1-86094-501-5. 

Литература уреди

Спољашње везе уреди

 
Формирање звезда на Викимедијиној остави.
Преузето из „https://sr.wikipedia.org/w/index.php?title=Formiranje_zvezda&oldid=27675668”