[/ Titulok]
Vedci už dlho pochopili, že hviezdy sa tvoria, keď medzihviezdna hmota vo veľkých oblakoch molekulárneho vodíka prechádza gravitačným zrútením. Ako udržujú oblaky plynu a prachu, ktoré živia ich rast, bez toho, aby ho úplne vyhodili? Problém sa však ukáže byť menej záhadný, ako sa kedysi zdalo. Štúdia uverejnená tento týždeň v časopise Science ukazuje, ako môže rast obrovskej hviezdy pokračovať napriek vonkajšiemu tlaku žiarenia, ktorý prevyšuje gravitačnú silu ťahajúcu materiál dovnútra.
Nové zistenia tiež vysvetľujú, prečo sa masívne hviezdy vyskytujú v dvojhviezdových alebo viachviezdových systémoch, uviedol hlavný autor Mark Krumholz, odborný asistent astronómie a astrofyziky na kalifornskej univerzite v Santa Cruz. Spoluautormi sú Richard Klein, Christopher McKee a Stella Offner z UC Berkeley a Andrew Cunningham z Lawrence Livermore National Laboratory.
Radiačný tlak je sila, ktorá pôsobí elektromagnetické žiarenie na povrchy, na ktoré naráža. Tento efekt je zanedbateľný pre bežné svetlo, ale vďaka vnútornej intenzite žiarenia sa stáva podstatným v interiéroch hviezd. U masívnych hviezd je radiačný tlak dominantnou silou pôsobiacou proti gravitácii, aby sa zabránilo ďalšiemu kolapsu hviezdy.
"Keď aplikujete tlak žiarenia z obrovskej hviezdy na prach medzihviezdneho plynu okolo nej, ktorý je oveľa nepriehľadnejší ako vnútorný plyn hviezdy, mal by explodovať oblak plynu," uviedol Krumholz. Skoršie štúdie naznačovali, že radiačný tlak odfúkne suroviny na tvorbu hviezd skôr, ako bude hviezda rásť oveľa väčšia ako asi 20-násobok hmotnosti Slnka. Astronómovia pozorujú hviezdy omnoho masívnejšie.
Výskumný tím strávil roky vývojom komplexných počítačových kódov na simuláciu procesov tvorby hviezd. V spojení s pokrokom v oblasti výpočtovej techniky im ich najnovší softvér (nazývaný ORION) umožnil spustiť podrobnú trojrozmernú simuláciu zrútenia obrovského medzihviezdneho oblaku plynu, aby vytvoril obrovskú hviezdu. Projekt si vyžadoval mesiace výpočtového času v superpočítačovom centre v San Diegu.
Simulácia ukázala, že keď sa prašný plyn zrúti na rastúce jadro mohutnej hviezdy, pričom sa tlak žiarenia tlačí smerom von a gravitačné ťažné materiály sa vyvíjajú, vznikajú nestability, ktoré vedú k kanálom, v ktorých žiarenie vháňa oblak do medzihviezdneho priestoru, zatiaľ čo plyn naďalej klesá dovnútra cez iné kanály.
"Vidíte padajúce prsty plynu a žiarenie unikajúce medzi týmito prstami plynu," uviedol Krumholz. „To ukazuje, že nepotrebujete žiadne exotické mechanizmy; masívne hviezdy sa môžu tvoriť procesmi narastania rovnako ako hviezdy s nízkou hmotnosťou. “
Rotácia oblaku plynu, keď sa zrúti, vedie k vytvoreniu disku materiálu dodávajúceho sa na rastúcu „protostar“. Disk je však gravitačne nestabilný, spôsobuje však zhluknutie a vytvorenie série malých sekundárnych hviezd, z ktorých väčšina končí zrážkou s centrálnou protostar. V simulácii sa jedna sekundárna hviezda stala dostatočne masívnou na to, aby sa odtrhla a získala svoj vlastný disk, čím sa stala obrovskou sprievodnou hviezdou. Vytvorila sa tretia malá hviezda a bola vypustená na širokú obežnú dráhu skôr, ako sa vrátila späť a zlúčila s primárnou hviezdou.
Keď vedci zastavili simuláciu, potom ako sa jej umožnilo vyvíjať sa počas 57 000 rokov simulovaného času, mali dve hviezdy hmotnosti 41,5 a 29,2-krát väčšie ako Slnko a krúžili sa navzájom na pomerne širokej obežnej dráhe.
"Pri simulácii sa vytvorila spoločná konfigurácia pre masívne hviezdy," uviedol Krumholz. „Myslím si, že teraz môžeme zvážiť záhadu, ako sa dajú vyriešiť mohutné hviezdy. Riešenie umožnilo vek superpočítačov a schopnosť simulovať proces v troch rozmeroch. “
Zdroj: UC Santa Cruz
