Hogyan keletkeznek az Univerzum legnagyobb csillagai?

455

Az asztrofizika egyik érdekes kérdése, hogy milyen módon alakulhatnak ki a nagyon nagy, a Nap tömegének százszorosát is meghaladó méretű csillagok. A problémát többek között az okozza, hogy az elméletek szerint a csillag kialakulása közben sugárzásának nyomása – ami erősebb, mint a gravitációs vonzás – egyszerűen elfújja a körülötte lévő, porban gazdag sűrű intersztelláris gázanyagot, így utánpótlás hiányában elvileg nem érhetne el 20 naptömegnél nagyobb méretet. Azonban ennél sokkal nagyobb csillagokat is észlelünk.

Mark Krumholz (University of California, Santa Cruz) és munkatársai már több éve a csillagkeletkezési folyamatokat szimuláló komplex számítógépes modelleken dolgoznak. Az ORION névre keresztelt kódjuk és a San Diego Supercomputer Center – több hónapra igénybe vett – számítógépes kapacitásának segítségével kapott eredményeik más megvilágításba helyezhetik a nagytömegű csillagok keletkezésével kapcsolatos problémát is.

Krumholz és kollégái 3D-s szimulációi szerint miközben a porral dúsított gáz a nagytömegű csillag növekvő magjára hullik, a benne kialakuló instabilitások olyan csatornák létrejöttéhez vezetnek, melyek közül egyesekben a csillag – eddig rombolónak gondolt – elektromágneses sugárzása kijut az intersztelláris tér távolabbi tartományaiba, míg másokban továbbra is zavartalanul áramlik az anyag a születő csillag magjára. Krumholz szerint a szimulációkban jól láthatók a befelé áramló gázszálak, illetve a köztük kijutó sugárzás, ami viszont azt jelenti, hogy nincs szükség semmilyen egzotikus mechanizmusra, a nagytömegű csillagok ugyanolyan akkréciós folyamatok során jönnek létre, mint kisebb társaik, a gravitációs kollapszus ellen ható sugárnyomás nem gátolja növekedésüket.

Pillanatképek a számítógépes szimulációkból. Az öt, betűkkel jelölt sor különböző időpontokban mutatja a rendszer állapotát: (A) 17500 év, (B) 25000 év, (C) 34000 év, (D) 41700 év, (E) 55900 év. A sorokon belül az egyes képek a sűrűségeloszlást ábrázolják egy, a forgástengelyre illeszkedő síkban. A bal oldali képeken látható mezők területe (0,3 pc)2. Jobbra haladva a leképezett terület minden lépésben egy 4-es faktorral csökken (lineárisan), így a jobb szélső oszlopok egy (966 CsE)2 méretű területet mutatnak. A színek a sűrűségeloszlást kódolják logaritmikus skálán 10-19 és 10-12 g/cm3 értékek között. A csillagok helyét "+" jelöli, a léptékek és az egyértelműség miatt azonban csak a két jobb oldali oszlopban.

[Krumholz és mtsai]

A futtatásoknak lett egy nem várt "mellékterméke" is. A protocsillagra spirálozó anyag alkotta korong gravitációsan instabil, ezért kisebb csomósodások jöhetnek benne létre, melyek aztán kicsiny, másodlagos csillagkezdeményekké alakulhatnak. Ezek sorsa általában a főcsillaggal történő ütközésben és összeolvadásban végződik. Krumholzék szimulációi során azonban az egyik csomó elég nagy lett ahhoz, hogy függetlenítse magát és saját anyagbeáramlási korongot alakítson ki, mely folyamat végén maga is nagytömegű csillaggá vált. Sikerült egy harmadik komponens kialakulását is megfigyelni, ez előbb egy távoli pályára dobódott ki a rendszerből, végül azonban beleolvadt a főkomponensbe. A szimuláció leállításakor, 57 ezer év "elteltével", a két csillag 41,5 és 29,2 naptömegű volt, s viszonylag tág pályákon keringtek a tömegközéppont körül. Krumholz szerint ezzel sikerült előállítaniuk egy tipikus, nagytömegű csillagokból álló kettős rendszert, bár ez eredeti terveik között egyáltalában nem szerepelt.

Az eredményeket részletező szakcikk a Science Express portálon jelent meg 2009. január 15-én.

Forrás:

Hozzászólás

hozzászólás