Astronomija

Kaj je sestava zvezd po nastanku

Kaj je sestava zvezd po nastanku


We are searching data for your request:

Forums and discussions:
Manuals and reference books:
Data from registers:
Wait the end of the search in all databases.
Upon completion, a link will appear to access the found materials.

Večina opisov vžiga zvezd gre nekako takole ... Zvezda doseže kritično maso in se vžge, odpihne okoliški material. Najbolj očitno vprašanje bi bilo "Zakaj zvezde niso enake velikosti?", Glede na to, da bi bila kritična masa za vžig enaka, vendar razumem, da lahko zvezde kopičijo maso zaradi trkov drugih zvezd, planetarnih teles itd.

Torej moje vprašanje temelji tudi na dejstvu, da tudi večje zvezde gorijo bolj energično, predvidevam, da odpihnemo več lažjih elementov iz okoliškega oblaka po nastanku in naberemo več težkih elementov, ... ali imajo večje zvezde bistveno drugačno sestavo kot manjše zvezde? --- ali je preprost opis nastajanja zvezd zavajajoč?


Zvezda doseže kritično maso in se vžge, odpihne okoliški material. (Poudarek na OP)

Mislim, da je nesporazum, da ni tako eksplozivno, ko zvezda "zasveti". Proces je v nekem smislu neprekinjen, zato se jedrske reakcije začnejo počasi in postopoma povečujejo moč, saj se zvezda še naprej krči, raste in segreva v sebi. Ko se količina sevanja s površine dovolj ogreje, lahko govorimo o "izpihovanju" materiala, vendar tudi takrat ni silovito. Absorpcija svetlobe v plinu ustvarja tlak, ki plin odriva. Ko se zvezda umiri (in odvisno od tega, kako močna je zvezda), pospešuje, vendar je na splošno konsistenten tok. (Astronomi verjetno nerazumno uporabljajo besedo "vžgati", ker mislimo le na to, da hitrost jedrske reakcije postane zanemarljiva. Ni kot vzlet rakete ali kaj podobnega.)

Na splošno je tvorjenje zvezd slabo razumljen proces in vroča tema za raziskave. Za zvezde, večje od približno 7 sončnih mas, mislimo, da se jedrske reakcije začnejo, preden se ves material zbere v zvezdi. torej, medtem ko nekateri še tečejo naprej. Če se to zgodi prek diska, lahko svetloba teče povsod, razen v ekvator, ne da bi to močno vplivalo na rast zvezde.

Se pravi, ob zelo velike mase, naletite na težavo s pihanjem mase. Iz tega razloga v resnici ne pričakujemo videti veliko zvezd v nekaj sto sončnih mas, tiste, ki so, pa so lahko močno nestabilne (na primer Eta Carina, ki je sredi 19. stoletja odvrgla približno 10 sončnih mas materiala) .

Kar pa resnično "piha", se to zgodi v drugih okoliščinah. Na primer, v jedru rdečega velikana sončne mase postane snov skoraj izotermična. Sčasoma se segreje dovolj, da vname helij, in skoraj vse se prižge skoraj istočasno v a helijeva bliskavica. To na kratko ustvari toliko svetlobe kot majhna galaksija! Toda le na kratko in ne pride na površje, da bi ga lahko videli. Mimogrede je to tudi enak mehanizem kot supernove tipa Ia: izotermičen ogljikov-kisikov bel pritlikavec izloča snov, dokler ogljik ne zasveti, ves bel pritlikavec pa v bistvu istočasno vžge.


Glavni znanstveni laboratorij Laboratorij za oblikovanje zvezd in planetov

Nastajanje zvezd in planetov je eden najbolj temeljnih procesov oblikovanja struktur v vesolju. Z uporabo najsodobnejših radijskih teleskopov, vključno z ALMA, raziskujemo, kdaj je okoli protozvezde sončnega tipa oblikovana diskovna struktura in kako se razvije v protoplanetarni disk in sčasoma v planetarni sistem. To je bistveno vprašanje, ki je globoko povezano s poreklom Osončja. Še posebej se osredotočamo na razmerje med fizičnim in kemijskim razvojem med nastajanjem zvezd in planetov. Predvidene so tudi sorodne laboratorijske spektroskopske študije v milimetrskem in submilimetrskem režimu.


Kolaps ali trk: veliko vprašanje pri nastajanju zvezd

Mlada zvezda, ki je bila otrok velikega zvezdovanja, je morda lagala o svoji teži.

Zvezda je v začetni fazi in je znana kot protozvezda z oznako M17-SO1. Njegova teža ima težo v nenehni razpravi o tem, kako nastajajo najbolj masivne zvezde.

Pred enim letom je skupina astronomov objavila dokaze, ki kažejo, da je bila masa M17-SO1 več kot 15-krat večja od mase našega Sonca. Sevanje tako velike zvezde naj bi preprečevalo, da bi se snov zrušila nanjo. Če pa snov ne more pasti - ali se ne lepi - na masivno zvezdo, kako zraste tako velika?

"To je trenutno veliko vprašanje pri oblikovanju zvezd," je povedal Markus Nielbock iz nemškega Ruhr-Universitat Bochum, ki je skupaj z Rolfom Chinijem izmeril maso M17-SO1.

Ena teorija trdi, da so zvezdni behemoti zgrajeni iz trka dveh srednje velikih zvezd. Toda Chini in Nielbock sta ugotovila, da se M17-SO1 odbija na akrecijskem disku, kar pomeni enak počasen postopek hranjenja, ki se dogaja pri manjših zvezdah.

"[Chinijeva skupina] je predlagala, da bi se zvezde z visoko maso razvijale na podoben način kot zvezde z majhno / srednjo maso, tako da bi se skozi fazo razširile z diskom," je dejal Shigeyuki Sako z univerze v Tokiu. "To je bil šok za skupnost, ki preučuje nastajanje zvezd z visoko maso, zlasti za teoretike."

Iz lastnih podatkov za M17-SO1 Sako in njegovi kolegi trdijo, da ima zvezda manj kot 8 sončnih mas, kar pomeni, da tlak sevanja ni več zaskrbljujoč. Ali so to dobre ali slabe novice, je odvisno od tega, kako nekdo misli, da nastajajo velike zvezde.

Mase M17-SO1 ni mogoče določiti neposredno, ker je zvezda vgrajena v meglico Omega v ozvezdju Strelec. V optični svetlobi skorajda ni ničesar videti, zato astronomi s pomočjo infrardečih instrumentov, kot je teleskop Subaru, prodrejo v prah.

"Določitev mase zvezde, obdane s prazvezdnim / protoplanetarnim diskom, je težko, saj okoliški material zakriva osrednjo zvezdo, še posebej, če gledamo sistem na rob," je dejal Sako v elektronskem sporočilu.

Pogled na rob M17-SO1 prikazuje ovojnico v obliki metulja, 150-krat večjo od našega sončnega sistema. Sakova skupina je lahko začrtala nekaj struktur.

"Nova opazovanja kažejo okolišni zvezdni disk - zibelko planetov - v procesu nastajanja," je dejal Sako.

Nekaj ​​plina v ovojnici se opazno vrti okoli zvezde. Z merjenjem hitrosti vrtenja tega plina z radijskimi opazovanji lahko astronomi poskušajo oceniti maso v središču.

Na ta način je Chinijeva skupina ugotovila, da je M17-SO1 15 do 20-krat večja od mase našega Sonca, in trdila, da se to strinja s tem, kako svetlo ocenjujejo, da je zvezda. Toda nedavno delo Sakove ekipe, objavljeno v 21 Narava, dajo maso med 2,5 in 8 sončnimi masami.

Po mnenju Saka analiza hitrosti vrtenja zahteva predpostavke o temperaturi in sestavi plina. To vodi do velikih negotovosti pri oceni mase. Chini je dejal, da imajo nove podatke - še niso v celoti zbrani -, ki bi lahko rešili težavo.

Toda v podporo svoji nižji oceni mase Sako in družba trdijo, da M17-SO1 ne more biti večja od 8 sončnih mas, ker bi sicer njegovo sevanje ioniziralo vodikov plin v njegovi soseščini.

Čeprav ioniziranega vodika v okolici M17-SO1 ni mogoče videti, je Chini dejal, da to samo pomeni, da je zvezda zelo mlada, zato je prezgodaj, da bi videli znake zvezdne ionizacije.

Izven te razprave pa je začetek ionizirajočega sevanja eden od razlogov, da naj bi bilo zvezde, večje od 8 sončnih mas, tako težko oblikovati.

Majhne in srednje velike zvezde se rodijo s propadom plina, čemur sledi postopno kopičenje snovi skozi zvezdni disk. Ko pa zvezda doseže približno 8 sončnih mas, naj bi njeno sevanje odpihnilo preostali material - prekinilo oskrbo s plinom.

Alternativa kolapsu naraščanja je, da zvezde v gostih kopicah trčijo in se združujejo, da tvorijo večje zvezde. S tem bi se izognili kakršni koli sevalni meji, vendar ni veliko dokazov, da bi ta scenarij lahko deloval.

"Problem teorije trkov je v tem, da ni opazovalnega orodja za merjenje, torej za dokazovanje, da je prišlo do takšnega trka," je dejal Chini.

Chini je še dejal, da so se računalniški modeli skozi leta izboljševali in za zelo masivno zvezdo ni več tako težko oblikovati zgodovine naraščanja.

"Zakaj bi narava izumila dva mehanizma za isti postopek?" Je vprašal Chini. "[Prirastek] deluje popolnoma od 0,1 do 10 sončnih mas in - kot kažejo teoretiki - tudi širše."

Toda če je Sakova skupina pravilna, bodo morali Chini in drugi poiskati še eno ogromno zvezdo, ki se hrani na akrecijskem disku. To so redke ptice na področju astronomije.

"Težava je v tem, da skoraj nikoli ne vidimo mlade masivne zvezde, ker se tako hitro oblikujejo," je dejala Debra Shepherd z nacionalnega radijskega astronomskega observatorija, ki ni sodelovala z nobeno skupino.

Shepherd je pojasnil, da če nastanejo masivne zvezde s prirastkom, pridobijo približno sončno maso vsakih 1000 let, zato rastejo že v 20.000 letih.


Molekularni oblaki: zvezdne drevesnice

Kot smo videli v Med zvezdami: Plin in prah v vesolju, so najmasivnejši rezervoarji medzvezdne snovi - in nekateri najmasivnejši objekti v Galaksiji Mlečna pot - orjaški molekularni oblaki. Ti oblaki imajo hladno notranjost z značilnimi temperaturami le 10–20 K. Večina njihovih atomov plina je vezana na molekule. Izkazalo se je, da so ti oblaki rojstna mesta večine zvezd v naši Galaksiji.

Mase molekularnih oblakov se gibljejo od tisočkrat večje mase Sonca do približno 3 milijonov sončnih mas. Molekularni oblaki imajo zapleteno nitasto strukturo, podobno cirrusnim oblakom v zemeljski atmosferi, vendar veliko manj gosti. Dolžine molekularnih oblakov so lahko dolge do 1000 svetlobnih let. Znotraj oblakov so hladna, gosta območja s tipičnimi masami od 50 do 500-kratno maso Sonca. Tem regijam damo visoko tehnično ime kepe. V teh gručah so še gostejša, manjša območja, imenovana jedra. Jedra so zarodki zvezd. Pogoji v teh jedrih - nizka temperatura in velika gostota - so le tisto, kar je potrebno za izdelavo zvezd. Ne pozabite, da je bistvo življenjske zgodbe katere koli zvezde nenehno tekmovanje dveh sil: gravitacija in pritisk. Sila gravitacije, ki se vleče navznoter, poskuša zrušiti zvezdo. Notranji tlak, ki ga povzročajo gibi atomov plina in potiskajo navzven, poskuša silo razširiti. Ko zvezda prvič nastane, nizka temperatura (in s tem nizek tlak) in visoka gostota (torej večja gravitacijska privlačnost) delujeta tako, da gravitaciji dajeta prednost. Da bi oblikovali zvezdo - to je gosto, vročo kroglico snovi, ki lahko začne jedrske reakcije globoko v sebi - potrebujemo tipično jedro medzvezdnih atomov in molekul, ki se v radiju skrči in poveča gostoto za faktor skoraj 20 20 . Ta drastični kolaps povzroča sila gravitacije.


Kako so bili odkriti magnetarji?

5. marca 1979 sta bili po pošiljanju satelitov na površje Venere dve sovjetski vesoljski plovili, ki sta pluli skozi Osončje, ko ju je nenadoma razstrelil ogromen izbruh gama sevanja. Ta stik je dvignil odčitke sevanja na obeh sondah z običajnih 100 števkov na sekundo na več kot 200.000 števcev na sekundo, v samo delčku milisekunde.

Ta izbruh gama žarkov se je hitro širil tudi drugje. Enajst sekund pozneje je Helios 2, sonda NASA, ki je krožila okoli Sonca, nasičen zaradi sevanja. Kmalu je zadel Venero, detektorji Pioneer Venus Orbiter & # 8216s pa jih je premagal val.

Nekaj ​​sekund kasneje je Zemlja prejela val sevanja, kjer je zelo močan izhod gama žarkov preplavil detektorje treh satelitov ameriškega ministrstva za obrambo Vela, sovjetskega satelita Prognoz 7 in observatorija Einstein. Eksplozija je prizadela tudi Mednarodni raziskovalec Sonce-Zemlja.

Ta izjemna eksplozija gama sevanja je predstavljala najmočnejši val zunaj sončnih žarkov gama, kar jih je bilo kdaj koli zaznanih. Bil je več kot 100-krat močnejši kot kateri koli prejšnji izbruh zunaj sonca. Ker gama žarki potujejo s svetlobno hitrostjo in je čas impulza beležilo več oddaljenih vesoljskih plovil kot tudi na Zemlji, je bilo mogoče vir gama sevanja izračunati povsem natančno.

Ugotovljeno je bilo, da je to gama sevanje izbruhnilo iz ostankov zvezde, ki je šla v supernovo okoli leta 3000 pr. Nahajalo se je v Velikem Magelanovem oblaku in vir je bil imenovan SGR 0525-66, sam dogodek pa GRB 790305b, prva opažena megagrara SGR.


Oblikovanje sončnega sistema v dveh korakih - razloži sestavo in značilnosti planetov, asteroidov in meteoritov

Notranji zemeljski protoplaneti se že zgodaj razgradijo, podedujejo znatno količino radioaktivnega 26Al in se tako stopijo, tvorijo železna jedra in hitro razplinijo svoje prvotne hlapne številčnosti. Zunanji planeti sončnega sistema se začnejo kopičiti pozneje in naprej z manj radiogenim segrevanjem, zato ohranjajo večino svojih prvotno nakopičenih hlapnih snovi. Zasluge: Mark A Garlick / markgarlick.com

Mednarodna skupina raziskovalcev z Univerze v Oxfordu, LMU München, ETH Zürich, BGI Bayreuth in Univerze v Zürichu je odkrila, da lahko dvostopenjski proces oblikovanja zgodnjega Osončja razloži kronologijo in razkorak v vsebnosti hlapnih in izotopov notranji in zunanji sončni sistem.

Njihove ugotovitve bodo objavljene v Znanost v petek, 22. januarja 2021.

Prispevek predstavlja nov teoretični okvir za nastanek in zgradbo Osončja, ki lahko razloži več ključnih značilnosti zemeljskih planetov (kot so Zemlja, Venera in Mars), zunanjega Osončja (na primer Jupiter) ter sestavo asteroidov in meteorita družine. Skupinsko delo črpa in povezuje nedavni napredek v astronomiji (in sicer opazovanja drugih sončnih sistemov med njihovim nastankom) in meteoritiki - laboratorijskih poskusih in analizah izotopa, železa in vode v meteoritih.

Predlagana kombinacija astrofizičnih in geofizičnih pojavov v najzgodnejši fazi nastanka Sonca in samega Osončja lahko razloži, zakaj so notranji planeti Osončja majhni in suhi z malo vode v masi, medtem ko so zunanji planeti Osončja večji in mokri z veliko vode. Pojasnjuje zapis meteorita z oblikovanjem planetov v dveh ločenih korakih. Notranji zemeljski protoplaneti so se že zgodaj prirasli in so bili z močnim radioaktivnim razpadom notranje ogreti, kar jih je izsušilo in notranje, suho odcepilo od zunanjega, mokrega planetarnega prebivalstva. To ima več posledic za porazdelitev in potrebne pogoje nastajanja planetov, kot je Zemlja, v zunajsolarnih planetarnih sistemih.

Numerični poskusi, ki jih je izvedla interdisciplinarna skupina, so pokazali, da lahko relativno kronologijo zgodnjega začetka in dolgotrajnega zaključka naraščanja v notranjem Osončju ter kasnejši začetek in hitrejše povečanje planetov zunanjega Osončja razložimo z dvema ločenima epohama nastajanja planetesimals, gradniki planetov. Nedavna opazovanja planetov, ki tvorijo diske, so pokazala, da imajo srednje ravnine diskov, kjer se tvorijo planeti, lahko relativno nizko stopnjo turbulence. V takih pogojih lahko interakcije med prašnimi zrni, vgrajenimi v diskovni plin, in vodo okoli orbitalnega mesta, kjer prehaja iz plinske v ledeno fazo (snežna meja), sprožijo zgodnji izbruh planetezimal v notranjem Osončju in še enega pozneje in naprej.

Dve različni epizodi nastajanja planetezimalnih populacij, ki nadalje izločajo material iz okoliškega diska in medsebojno trčijo, povzročata različne geofizične načine notranje evolucije za nastajajoče protoplanete. Dr. Tim Lichtenberg z Oddelka za atmosfersko, oceansko in planetarno fiziko na Univerzi v Oxfordu in vodilni avtor študije ugotavlja: & # 8220 Različni časovni intervali nastajanja teh planetezimalnih populacij pomenijo, da se je njihov notranji toplotni stroj od radioaktivnega razpada bistveno razlikoval .

& # 8220Naslednji planeti sončnega sistema so se zelo segreli, razvili so notranje oceane magme, hitro oblikovali železna jedra in razplinili prvotno vsebnost hlapnih snovi, kar je sčasoma privedlo do suhih sestavkov planetov. Za primerjavo, zunanji planetezimali Sončevega sistema so nastali kasneje in so zato imeli bistveno manj notranjega segrevanja in zato omejeno tvorbo železovega jedra ter hlapljenje.

& # 8220Zgodaj oblikovan in suh notranji sončni sistem ter pozneje oblikovan in moker zunanji sončni sistem sta bila torej že zelo zgodaj v svoji zgodovini postavljena na dve različni evolucijski poti. To odpira nove poti za razumevanje izvora najzgodnejših ozračij planetov, podobnih Zemlji, in kraja Sončevega sistema v okviru eksplanetarnega popisa po galaksiji. & # 8221

Ta raziskava je bila podprta s sredstvi Simons Collaboration on the Origins of Life, Švicarske nacionalne znanstvene fundacije in Evropskega raziskovalnega sveta.


Zvezde - kako nastanejo

Bi radi vedeli, kako se rodijo zvezde? No, gre. Rojstvo zvezde se začne, ko se masivni oblaki prahu in plina začnejo rušiti in razpadati. Kako se to zgodi? To se zgodi z gravitacijsko silo.

Gravitacija omejuje elemente, da ustvari Protostar. Protostar je v bistvu otroška zvezda in skozi svoj življenjski cikel zraste v zvezdo na enak način, kot smo rojeni in rastemo.

Glavni proces rojstva vseh zvezd se imenuje "Jedrska fuzija". Jedrska fuzija se dogaja v zelo velikih oblakih na plinu, imenovanem meglica. Ko se jedrska fuzija začne v meglici in doseže temperaturo več kot 10.000 stopinj, začne nastajati zvezda. Nova otroška zvezda, ki jo zdaj imenujemo protozvezda, lahko svoje dolgo življenje zaznamuje v vesolju.

Gravitacija še naprej igra vlogo pri rojstvu zvezd in nadaljnjem življenjskem ciklu. Masa zvezde določa barvo zvezde, kar znanstvenikom omogoča kategorizacijo vrste zvezde. Znanstveniki lahko nato tudi poskusijo potrditi količino energije, ki jo lahko odda zvezda.

Nato bo zvezda začela svojo pot skozi svoj življenjski cikel od rojstva do smrti. Za več informacij in nadaljnje branje življenjskega cikla zvezd glejte TAB. Star življenjski cikel-supernove.

Otroški kotiček z zabavnimi dejstvi

# 1. Menijo, da ima skoraj vsaka zvezda enako kemično sestavo. To v bistvu pomeni, da so vse zvezde sestavljene iz iste stvari.

# 2. Če je zvezda resnično velika po rojstvu, bo živela manj časa kot manjša zvezda.

Q. Koliko stopinj mora doseči zvezda, da nastane zvezda?

Q. Kaj določa barvo zvezde?

Q. Kako se imenuje sila, ki ustvarja rojstvo zvezde?

Prenesite vprašanja o tem, kako nastajajo zvezde, tukaj: kako nastajajo zvezde (odgovori so na tej strani)

Učitelji. Za podrobnejše delovne liste o Zvezdah. Kliknite Kidskonnect Worksheets


Observatorij SOFIA označuje ustvarjanje in razprševanje zvezdnih izbruhov z zemeljsko sestavo

Posnetek vesoljskega teleskopa Hubble, na katerem je razbitina, ki se širi v vesolje zaradi tipičnega izbruha nove, ki se je zgodil desetletja pred to sliko. Predstavljene raziskave s pomočjo SOFIA so se osredotočile na Nova Delphini 2013, ki je prezgodaj, da bi omogočila razrešitev slike oblaka ruševin. Zasluge: NASA / ESA / STScI / AURA / NSF / Mike Shara, Bob Williams, David Zurek, Dina Prialnik

Opažanja NASA-jevega letečega observatorija Stratosferski observatorij za infrardečo astronomijo (SOFIA) kažejo, da izbruhi nove ustvarjajo elemente, ki lahko tvorijo skalnate planete, podobno kot Zemlja.

Astronomi občasno vidijo novo, ki se lahko pojavi kot "nova" zvezda, ki postane svetlejša in nato po nekaj tednih izgine. Pravzaprav je »nova« (množina, novae) latinska beseda za »novo«. Zdaj vemo, da nove dejansko niso nove zvezde, temveč so povezane z zvezdniško starostjo: eksplozije, ki se zgodijo na površinah izgorelih zvezd. So manj nasilne in pogostejše od eksplozij, ki razbijajo zvezde, imenovane supernove, ki popolnoma uničijo starajočo se zvezdo.

NASA-in stratosferski observatorij za infrardečo astronomijo 747SP je vzletel tik pred sončnim zahodom iz obrata Air Force 42 v Palmdaleu v Kaliforniji 15. septembra 2015. Zasluge: NASA Photo / Greg Perryman

Glavni preiskovalec Bob Gehrz z univerze Minnesota Twin Cities in sodelavci so s pomočjo SOFIA preučevali nove v okviru tekočega raziskovalnega programa, da bi razumeli vlogo, ki jo imajo ti predmeti pri ustvarjanju in vbrizganju elementov v material med zvezdami, imenovanim medzvezdni medij .

Gerhz in njegova ekipa so v Nova Delphini našli visoko vsebnost elementov, kot so ogljik, dušik, kisik, neon, magnezij, aluminij in silicij, ki je leta 2013 izbruhnil v ozvezdju Delphinum (Delfin). Nekatere od teh elementov lahko najdemo v živih bitjih, medtem ko so drugi pomembni sestavni deli kamnitih planetov, kot je Zemlja.

Obstajajo dokazi, da so vesolje, ko se je začelo v Velikem poku, ustvarile le sledove elementov, ki niso vodik in helij. Atome težjih elementov so kasneje ustvarili procesi znotraj zvezd ali med zvezdnimi smrtnimi mukami, kot so eksplozije nove in supernove.

Opazovanja oblakov ruševin Nova Delphini kažejo, da so nove na splošno lahko glavni vir elementov srednje teže v vesolju. Njihov prispevek je bil objavljen v Astrophysical Journal.

Znanstvenica programa SOFIA, Pam Marcum, je opozorila, da je "te spektre Nove Delphinum lahko pridobila samo SOFIA, ne pa noben observatorij na tleh ali trenutno v vesolju, zaradi edinstvenega dostopa SOFIA do določenega obsega infrardečih valovnih dolžin, potrebnih za te meritve." Nadaljevala je, "ta raziskava je del širokega stalnega prizadevanja astronomov, da bi razumeli življenjske cikle zvezd in kako se oblikovanje planetov, kot je Zemlja, prilegalo tem ciklom."


Kaj je sestava zvezd po nastanku - astronomija

Vse zvezde, kolikor vemo, so rojene iz gravitacijskega kolapsa jedra molekularnega oblaka.

Molekularni oblaki so območja sorazmerno gostega medzvezdnega plina in prahu, ki lahko zaščitijo svojo vsebino pred uničujočim zunanjim ultravijoličnim (UV) sevalnim poljem. V tako hladnem, zaščitenem okolju se pretežna oblika snovi, atomski vodik, prednostno poveže v molekularni vodik ali H2. Vendar je zaradi poenostavitve simetrije hladen H2 nima emisijskega spektra in zato ostaja v bistvu neviden. Vendar se tudi druge atomske vrste, čeprav veliko manj, povezujejo v običajne molekule, kot je CO2, H2O, HCN itd. In večinoma močno žarijo na mikrovalovnih radijskih frekvencah in se uporabljajo kot "sledilci" ali "ograde" za sicer nevidne H2 molekula. Pravzaprav je bilo v gostih molekularnih oblakih odkritih več kot 118 molekul, nekatere tako zapletene kot aminokislinski glicin. To je osupljivo zanimiva točka glede razvoja življenja. Razmislite: če lahko aminokisline tvorijo v "praznem" prostoru in so aminokisline gradniki beljakovin, beljakovine pa gradniki DNK in DNK gradnik življenja, kakršnega poznamo, je to do zdaj - prinesel si predstavljati možnost življenja drugje? Ali drugače se zdi, da se zdi, da se najbolj temeljni fizični procesi, ki služijo kot nujni pogoji za oblikovanje življenja na Zemlji, dogajajo drugje in morda povsod.


Spekter milimetrskih valovnih dolžin jedra orionskega orjaškega molekularnega oblaka, narejen na radijskem observatoriju Owens Valley. Spekter pokriva majhen interval v atmosferskem oknu pri 1,3 mm. Ogledanih je več kot 800 spektralnih lastnosti! Ta vrsta podatkov je potrebna za razumevanje kemije hladnih in gostih medzvezdnih regij.

O molekularnih oblakih je bilo zbranih veliko podatkov glede na njihovo sposobnost oblikovanja zvezd, večinoma z zaznavanjem molekularnih emisijskih linij na (pod) milimetrskih valovnih dolžinah. V teh oblakih molekule sevajo kot majhni mikrovalovni radijski oddajniki, ko spontano spreminjajo rotacijske ravni energije. Na primer, molekula ogljikovega monoksida (CO) je najpogostejša molekula po H2. Prvo rotacijsko vzbujeno stanje leži le 5 stopinj Kelvina (z uporabo temperature kot sinonima za energijo) nad osnovnim stanjem, zato ga zlahka vznemirja vesoljsko kozmično sevanje mikrovalov v ozadju ali trki s sosednjimi molekulami (običajno H2, saj je 10 4-krat več kot celo CO). Ko molekula CO pade nazaj v osnovno stanje, odda svetlobni foton, da bi prihranila energijo. Ker je razlika v nivojih energije tako majhna, oddani foton odnese majhno količino energije. Za ta poseben prehod v CO je valovna dolžina oddanega fotona približno 2,6 milimetra ali 115 GHz v mikrovalovnem (radijskem) delu spektra. To je 1000-krat višje po frekvenci (energiji) od tiste, ki jo prejmete s svojim FM radiem.

Molekule ne morejo spreminjati le elektronskih ravni energije, kot so atomi, temveč lahko tudi vibrirajo in se vrtijo. Vsaka od teh novih stopenj svobode znatno zaplete spekter. Spekter bližnjega oblaka, ki tvori zvezde, kot je meglica Orion, ima lahko na tisoče zaznavnih molekularnih spektralnih črt, tudi v ozkem območju opazovane frekvence! To ni nočna mora, ki bi jo najbolje pozabili, temveč ponuja edinstveno diagnostično orodje. Vsak prehod vsake molekulske sonde je imel različne fizične pogoje v oblaku - vsaka spektralna črta pripoveduje drugačno zgodbo in drugačno perspektivo. Združevanje zbora ostaja naše najboljše upanje za razvozlavanje zapletene fizikalne in kemijske strukture molekularnih oblakov ter razumevanje začetnih pogojev ali "semen" nastajanja zvezd.


Walter Baade je v štiridesetih letih zvezde, ki jih je opazoval v galaksijah, prvotno razdelil na dve populaciji. Čeprav je bilo od takrat vzpostavljeno bolj izpopolnjeno sredstvo za razvrščanje zvezdnih populacij (glede na to, ali jih najdemo v tankem disku, debelem disku, halou ali izboklini galaksije), astronomi še naprej grobo klasificirajo zvezde bodisi med populacijo I (Pop I ) ali Prebivalstvo II (Pop II). Postulirali so celo tretjo populacijo (populacija III Pop III), čeprav zvezd te vrste še ni bilo mogoče opazovati.

Sistem klasifikacije temelji na vsebnosti kovin v zvezdah (njihova kovinskost, ki je običajno označena s simbolom [Z / H]). Zvezde Pop II so pomanjkljive s kovinami, s kovinami, ki se gibljejo od približno 1/1000 do 1/10 Sonca (tj. Od [Z / H] = - 3,0 do [Z / H] = - 1,0). To pomeni, da bi se lahko plin, iz katerega so nastale zvezde Pop II, le nekajkrat recikliral (vključil in nato izločil) iz prejšnjih generacij zvezd in da se zvezde Pop II oblikujejo že zelo zgodaj v zgodovini nastajanja zvezd. galaksija.
Nadaljnji dokazi v podporo zgodnjemu nastanku zvezd Pop II izvirajo iz razmerja obilja, ki kažejo, da lažji elementi (npr. Ogljik in kisik) prevladujejo nad težjimi elementi (npr. Železo, nikelj) v kemični sestavi zvezd. Ker se lahke kovine proizvajajo predvsem pri eksplozijah supernove tipa II (eksplozije masivnih zvezd, katerih življenjska doba je le nekaj milijonov let), težji elementi pa se lahko proizvajajo samo pri eksplozijah supernove tipa Ia (eksplozija veliko starejšega belega pritlikavca). v binarnem sistemu), relativno pomanjkanje težkih kovin v zvezdah Pop II kaže, da so te zvezde nastale v prvih milijardah ali nekaj letih zgodovine nastajanja zvezd v galaksiji.

Zvezde prebivalstva II najdemo predvsem v izboklini in halou galaksij.

Študirajte astronomijo na spletu na univerzi Swinburne
Ves material je © Swinburne University of Technology, razen kjer je navedeno.


Poglej si posnetek: Daca Am Trimite Animale Catre Alte Planete? (Januar 2023).