Tânăr obiect stelar

De la Wikipedia, enciclopedia liberă.
Salt la navigare Salt la căutare


Termenul de obiect stelar tânăr ( YSO , acronim al englezului Young Stellar Object ) identifică generic o stea în procesul de formare .

Această categorie este alcătuită din două clase de obiecte: protostele și stelele secvenței pre-principale . Unii le împart în funcție de criteriile de masă în obiecte stelare masive tinere (MYSO, Massive Young Stellar Object ), obiecte stelare tinere de masă intermediară (IMYSO, Intermediate Mass Young Stellar Object ) și pitici maronii .

YSO-urile sunt, de asemenea, asociate cu fenomene tipice etapelor timpurii ale evoluției stelare : jeturi și fluxuri moleculare bipolare , masere , obiecte Herbig-Haro , discuri circumstelare sau protoplanetare .

Protostelele

Pictogramă lupă mgx2.svg Același subiect în detaliu: Protostella .
Imagine vizibilă și cu infraroșu a Nebuloasei Trifide , care prezintă prezența a numeroase YSO (indicate prin săgeți) ascunse de gazele și praful norului molecular, care apar ca pete luminoase în imaginea cu infraroșu fără un omolog optic.

Protostelul este produsul imediat al prăbușirii gravitaționale a unui nor dens de mediu interstelar . Majoritatea acestor nori se află într-o stare de echilibru dinamic : forța gravitațională este echilibrată de energia termică a atomilor și moleculelor care alcătuiesc norul. Perturbarea acestui echilibru poate apărea spontan, datorită turbulenței interne a norului[1] sau, mai des, poate fi declanșată de un eveniment extern, cum ar fi undele de șoc cauzate de explozia unei supernove din apropiere sau de o coliziune între doi nori distinși, [2] forțele galactice ale mareei dintre două galaxii care interacționează [3] și așa mai departe.

Oricare ar fi sursa perturbației, dacă perturbarea este suficient de mare, poate determina gravitația să copleșească energia termică într-o regiune a norului cu densitate mai mare, rezultând colaps. Protostelele cu masă similară Soarelui durează de obicei 10 milioane de ani pentru a evolua de la un nor condensat la o stea cu secvență principală, în timp ce stelele cu masă mai mare sunt mult mai rapide: o stea de 15 mase solare (M ) durează aproximativ 100.000 de ani pentru a ajunge secvența principală. [4]

Produsul primului colaps este formarea unui miez hidrostatic, [5] care trebuie să treacă printr-o fază de acumulare .

Stele secvenței pre-principale

Pictogramă lupă mgx2.svg Același subiect în detaliu: stea secvenței pre-principale .

Când învelișul de gaz și praf din jur se dispersează și procesul de acumulare se încheie, protostarul trece la faza stelară pre-principală a stelei (stea PMS), a cărei sursă de energie este încă colaps gravitațional, nu fuziune. Hidrogen ca în stelele secvenței principale. Sunt recunoscute două clase principale de stele PMS: variabilele Orion , care au o masă cuprinsă între 0,08 și 2 M și stelele Herbig Ae / Be , cu o masă între 2 și 8 M . Variabilele Orion sunt împărțite la rândul lor în stele T Tauri , stele EX Lupi ( EXors ) și stele FU Orionis ( FUors ) ; aceste ultime două clase sunt considerate tipologii particulare ale lui T Tauri. [6]

Nu există stele PMS mai mari decât 8 M , deoarece atunci când intră în joc mase foarte mari, embrionul stelar atinge condițiile necesare declanșării fuziunii hidrogenului extrem de rapid, începând secvența principală. [4]

Distribuția spectrală a energiei (SED)

Clasificarea obiectelor stelare tinere se bazează și pe investigații spectroscopice la lungimile de undă în infraroșu, o bandă în care aceste obiecte emit o cantitate mare de radiații. De fapt, deși locația, dimensiunea și luminozitatea oferă informații esențiale cu privire la entitatea surselor cu infraroșu, pentru a înțelege caracteristicile acestor surse este necesar să se recurgă la distribuția spectrală a energiei (SED, acronimul distribuției engleze a spectrului de energie ), [ 7] sau variația intensității radiației în funcție de lungimea de undă λ; în cazul proceselor de formare a stelelor, astronomii studiază în principal porțiunea SED în benzile infraroșii apropiate și medii. [8]

Stelele și protostele T Tauri au SED caracteristice. Pe baza contribuției radiației emise de praf și de radiația corpului negru emisă de stea însăși, în 1984 CJ Lada și BA Wilking [9] au împărțit T Tauri în trei clase (I, II, III) în raport cu valorile intervalelor indicelui spectral :

unde este este frecvența și densitatea fluxului luminos . se calculează în domeniul lungimii de undă ( ) între 2,2 și 20 (în infraroșul apropiat și mijlociu).

Sursele de clasa I au spectre a căror intensitate crește foarte rapid pe măsură ce lungimea de undă λ crește și se iradează mai mult la λ> 20 µm; sursele de clasa II au un spectru mult mai plat, cu contribuții aproape egale în infraroșul apropiat și îndepărtat; în cele din urmă, sursele de clasa III au un spectru care radiază mai mult pentru λ <2 µm și se estompează brusc pentru λ> 5 µm. [8]
Această clasificare a fost extinsă în 1993 și la protostele, cărora li s-a atribuit clasa 0, caracterizată printr-o emisie intensă la lungimile radiației submilimetrice , care însă devine foarte slabă la λ <10 µm. [10]

SED în obiecte stelare tinere [11] [12]
Clasă Spectru Aspectul discului Vârstă Notă
Clasa 0 Clasa spectrului 0.png Disc clasa 0.png 10 4 ani Faza inițială a creșterii
Clasa I. Spectrum clasa I. png Disc clasa I.png 10 5 ani Disc opac, plic care înconjoară complet steaua
Clasa II Spectrul clasei II.png Clasa II disc.png 10 6 ani Disc optic opac
Clasa a III-a Spectrul clasei III.png Clasa III disc.png 10 7 ani Disc optic transparent

Spectrul acestor clase de surse infraroșii poate fi explicat în termenii scenariului evolutiv:

  • Clasa 0 - radiația infraroșie este probabil emisă de pulberi izoterme la o temperatură de aproximativ 30 K. Protostelul apare complet înconjurat de gaze și pulberi și este ascuns de marea adâncime optică a învelișului de praf; contribuția radiației corpului negru este aproape nulă. [7]
  • Clasa I - contribuția prafului la radiația infraroșie medie predomină cea a radiației corpului negru emis de tânărul T Tauri. Întrucât acesta din urmă pare să scape, cel puțin parțial, prin învelișul care înconjoară steaua, se presupune că praful nu intervine într-o porțiune a norului cu un unghi solid destul de mare, lăsând posibilitatea ca radiația să scape. . [7]
  • Clasa II - radiația discului și cea a corpului negru sunt aproape echivalente, semn că discul de praf care înconjoară steaua PMS este încălzit de acesta. Lățimea componentei spectrului aparținând discului este mai mare decât se poate aștepta de la radiația corpului negru emisă de un obiect cu temperatură constantă. De fapt, discul are un gradient de temperatură care scade odată cu creșterea distanței de la steaua centrală. În această etapă, cantitatea de praf este considerabil mai mare decât cea a surselor de clasa III. Classic T Tauri au SED similare cu acesta. [7]
  • Clasa III - radiația corpului negru predomină asupra discului, semn că energia provine în principal de la steaua centrală. Acest SED este observat în T Tauri al cărui spectru are linii slabe. Deși aceste stele prezintă linii de emisie similare cu seria Balmer de hidrogen, ele nu sunt deosebit de evidente, indicând faptul că cantitatea de gaz chiar în afara stelei (probabil reziduuri din faza de acumulare) este mică. În această etapă, discul este fie foarte slab (probabil a dat naștere și formării planetelor ), fie a dispărut aproape total. [7]

Notă

  1. ^ ET Young, Cloudy, cu probabilitate de stele , în The Sciences , vol. 500, aprilie 2010, pp. 76-83. Adus la 11 august 2010 .
  2. ^ SW Falk, JM Lattmer, SH Margolis, Sunt surse supernove de boabe presolare? , în Nature , vol. 270, 1977, pp. 700-701.
  3. ^ CJ Jog, Starbursts Triggered by Cloud Compression in Interacting Galaxies , Proceedings of IAU Symposium # 186, Galaxy Interactions at Low and High Redshift , Kyoto, Japonia, JE Barnes, DB Sanders, 26-30 august 1997. Accesat 23 mai 2009 .
  4. ^ a b M. Heydari-Malayeri, Enigma stelelor masive , în Științele , vol. 475, martie 2008, pp. 64-71. Adus 24/06/2008 .
  5. ^ Formarea stelelor , pe cosmored.it . Adus la 18 iunie 2010 .
  6. ^ JA Acosta-Pulido, M. Kun, P. Ábrahám, Á. Kóspál, SZ Csizmadia, și colab. , 2004-2006 Outburst and Environment of V1647 Ori , în The Astronomical Journal , vol. 133, mai 2007, pp. 2020-2036. Adus la 8 iulie 2009 .
  7. ^ a b c d și distribuția spectrală a energiei (SED) , pe th.nao.ac.jp. Adus la 25 noiembrie 2009 .
  8. ^ a b Nori moleculari și surse infraroșii , pe cosmored.it . Adus la 18 iunie 2010 .
  9. ^ CJ Lada, BA Wilking, Natura populației încorporate în norul întunecat Rho Ophiuchi - Observații în infraroșu mediu , în Astrophysical Journal , vol. 287, 1984, pp. 610-621. Adus pe 21 iunie 2010 .
  10. ^ P. André, D. Ward-Thompson, M. Barsony, Observări submilimetrice ale lui Rho Ophiuchi A - Protostarul candidat VLA 1623 și aglomerările prestelare , în The Astrophysical Journal , vol. 406, 1993, pp. 122-141. Adus pe 21 iunie 2010 .
  11. ^ P. André, Observations of protostars and protostellar stages , The Cold Universe, Proceedings of the 28th Rencontre de Moriond, Les Arcs, France, 13-20 March 1993 , Thierry Montmerle, Ch. J. Lada, IF Mirabel, J. Tran Thanh Van. Gif-sur-Yvette, Franța: Editions Frontieres, 1994, p. 179. Accesat la 12 iunie 2010 .
  12. ^ P. André, T. Montmerle, De la stele T Tauri la protostele: Material circumstelar și tinere obiecte stelare în norul rho Ophiuchi , în The Astrophysical Journal, Partea 1 , vol. 420, n. 2, ianuarie 1994, pp. 837-862, DOI : 10.1086 / 173608 . Adus la 12 iunie 2010 .

Bibliografie

  • (EN) Martin Schwarzschild, Structura și evoluția stelelor, Princeton University Press, 1958, ISBN 0-691-08044-5 .
  • ( RO ) Robert G. Aitken, The Binary Stars , New York, Dover Publications Inc., 1964.
  • V. Castellani, Fundamentals of Astrofysics Stellar , Bologna, Zanichelli, 1985. ( disponibil online [ link rupt ] )
  • ( EN ) CJ Lada, ND Kylafits, The Origin of Stars and Planetary Systems , Kluwer Academic Publishers, 1999, ISBN 0-7923-5909-7 .
  • ( EN ) Dina Prialnik, Introducere în teoria structurii și evoluției stelare , Cambridge University Press, 2000, ISBN 0-521-65065-8 .
  • ( EN ) L. Hartmann, Procese de acumulare în formarea stelelor , Cambridge University Press, 2000, ISBN 0-521-78520-0 .
  • ( EN ) T. Padmanabhan, Theoretical Astrophysics: Stars and Stellar Systems Vol. 2 , Cambridge University Press, 2001, p. 594, ISBN 0-521-56631-2 .
  • AA.VV, Universul - Marea enciclopedie a astronomiei , Novara, De Agostini, 2002.
  • A. De Blasi, Stelele: naștere, evoluție și moarte , Bologna, CLUEB, 2002, ISBN 88-491-1832-5 .
  • J. Gribbin, Enciclopedia astronomiei și cosmologiei , Milano, Garzanti, 2005, ISBN 88-11-50517-8 .
  • ( EN ) M. Salaris, Evoluția stelelor și a populațiilor stelare , editat de S. Cassisi, John Wiley și Sons, 2005, pp. 108-109, ISBN 0-470-09220-3 .
  • W. Owen, Atlasul ilustrat al universului , Milano, Il Viaggiatore, 2006, ISBN 88-365-3679-4 .
  • ( EN ) J. Craig Wheeler, Cosmic Catastrophes: Exploding Stars, Black Holes, and Mapping the Universe , ediția a doua, Cambridge, Cambridge University Press, 2007, paginile 339, ISBN 0-521-85714-7 .
  • C. Abbondi, Univers în evoluție de la nașterea până la moartea stelelor , Sandit, 2007, ISBN 88-89150-32-7 .
  • ( EN ) J. Ballesteros-Paredes, RS Klessen, M.-M. Mac Low, E. Vazquez-Semadeni, Molecular Cloud Turbulence and Star Formation , în B. Reipurth, D. Jewitt, K. Keil (eds), Protostars and Planets V , pp. 63-80, ISBN 0-8165-2654-0 .

Elemente conexe

Alte proiecte