Gwiezdne żłóbki – obłoki molekularne (Gwiazdy cz. 2)

Wiesz już, co to gwiazda. Jak możesz się domyślać, jej powstanie nie jest nagłym zdarzeniem. Większość rzeczy w kosmosie podlega długotrwałym procesom i tak samo jest z gwiazdami. W tym artykule poznasz najważniejsze aspekty narodzin tych pięknych ciał niebieskich!

Jeśli nie widziałeś pierwszej części gwiezdnego cyklu, przeczytaj to!

Gwiazdy, na przemysłową skalę rodzą się w obłokach molekularnych (fragmenty mgławic).
Najpierw nieco historii. W latach 70. XX wieku, takie obłoki ukazywały nam się jedynie, jako punktowe źródła promieniowania. Dziś (m.in. dzięki teleskopowi Herschela) dostrzegamy ich skomplikowaną strukturę i jesteśmy
w stanie wskazać szczegółowy skład chemiczny. Co to znaczy? Obecnie jest to dziedzina astronomii rozwijająca się bardzo prężnie. Ciągle powstają nowe projekty badawcze, czegoś nowego dowiadujemy się praktycznie bez ustanku!

W porządku, zatem co takiego (zgodnie z aktualną wiedzą) znajdziemy w typowym obłoku molekularnym? Część odpowiedzi kryje się już w samej nazwie. 🙂 Materia międzygwiazdowa wypełniona jest różnymi molekułami, głównie wodorem dwuatomowym. Prócz tego, spokojnie doszukamy się związków znanych z Ziemi: CO, H2O, NH3(amoniak), H2CO(formaldehyd), C2H5OH (alkohol etylowy!). Ogółem, do dzisiaj odkryliśmy tam niemal 200 różnych molekuł! Co ciekawsze, w obłokach znajdują się także cząstki, których zwykle na Ziemi nie spotykamy – bardzo długie łańcuchy węglowe. W tej kosmicznej zupie „pływają” ponadto cegiełki życia, czyli tak ważne związki jak tlenek fosforu.
Z tego wszystkiego, w przyszłości powstaną gwiazdy, planety a może nawet życie…

Wróćmy do samego powstawania gwiazd. 😉

Weźmy sobie niezbyt szybko rotujący obłok molekularny. Wiemy, że gwiazda to nagromadzenie materii w stosunkowo niewielkim obszarze. Zastanówmy się więc, kiedy nasz obłok może się zapaść.
Dysponujemy pewnym statystycznym twierdzeniem – tzw. twierdzeniem o wiriale. Prezentuje się następująco:Chodzi w tym o to, że jeżeli dwa razy wzięta średnia energia termalna równa się średniej energii potencjalnej grawitacji (minus, gdyż energia ta jest ujemna) to np. obłok jest stabilny. Układy dążą właśnie do uzyskania takiej równowagi wirialnej.
Jeżeli odpowiednio wykorzystamy to twierdzenie i przyjmiemy pewne założenia dotyczące obłoku (pamiętajmy, że jest to twierdzenie statystyczne!), otrzymamy tzw. masę równowagi lub masę Jeansa:Współczynnik liczbowy może się nieco różnić w zależności od przyjętych założeń… Już wyjaśniam ten wzór. 🙂
k, to pewna stała (Boltzmanna), T – średnia temperatura obłoku, R – promień, μ – średnia masa cząstek, wyrażona w mp (masa protonu), G – stała grawitacji.

Obłok posiadający taką masę, nie zapada się ani nie ulega szczególnemu rozpraszaniu – po prostu (statystycznie) jest. Pamiętajmy jednak, że materia nie jest rozłożona dokładnie tak, jak byśmy chcieli, byle tylko coś uprościć. 🙂 Oczywiście, zazwyczaj gwiazdy i tak będą powstawały, tyle że w mniejszej ilości.
Przejdźmy do tego, co interesuje nas najbardziej. Obłok molekularny zapada się, gdy Po przekroczeniu tej granicy stabilności, obiekt wchodzi w etap tworzenia gwiazdy! Kolaps będzie trwał aż do osiągnięcia innego punktu równowagi. Zgadza się to z wcześniej poznaną definicją gwiazdy, która utrzymuje swoją równowagę hydrostatyczną. Jako ciekawostkę, powiem tylko, że zanim ostatecznie powstanie gwiazda, obłok przechodzi przez kilka stanów równowagi wirialnej.
Na początku gęstość obłoku wynosi ok. 10-13 g/cm3. W centrum kolapsu gaz z izotermicznego (utrzymującego stałą temperaturę) staje się adiabatycznym (brak wymiany ciepła z otoczeniem). Z czasem powstaje protogwiazda i dysk protoplanetarny wokół niej. Typowe słońce o masie naszej gwiazdy dziennej, gromadzi masę przez ok. pół miliona lat. Zanim jednak procesy energetyczne ustabilizują się, musi minąć o wiele więcej czasu. Finalnie, formuje się gwiazda, często z systemem planetarnym.

Dysk protoplanetarny, ALMA

Na koniec kilka ciekawych danych. 🙂


Wydajność tworzenia gwiazd to ok. 5%.
Ok. 10% gwiazd rodzi się w systemach, które zostają związane grawitacją na dłużej niż 100 – 500 milionów lat!
Typowa gromada z populacją 300, o promieniu 1 parseka, będzie miała 1/2 gwiazdy o masie > 10MSłońca.


To już wszystko w tym artykule! 🙂 Mam nadzieję, że spodobało Ci się.
Zostaw komentarz, udostępnij, zapisz się do newslettera.
Facebook: https://www.facebook.com/apophisblog/

1 thought on “Gwiezdne żłóbki – obłoki molekularne (Gwiazdy cz. 2)

Dodaj komentarz

Twój adres email nie zostanie opublikowany. Pola, których wypełnienie jest wymagane, są oznaczone symbolem *