[/titulek]
Vědci po dlouhou dobu pochopili, že hvězdy vznikají, když mezihvězdná hmota uvnitř obřích mraků molekulárního vodíku podléhá gravitačnímu kolapsu. Jak udržují oblaky plynu a prachu, které živí jejich růst, aniž by to celé vyhodily? Problém se však ukáže být méně záhadný, než se kdysi zdálo. Studie zveřejněná tento týden v časopise Science ukazuje, jak může růst obrovské hvězdy pokračovat navzdory proudícímu radiačnímu tlaku, který přesahuje gravitační sílu, která táhne materiál dovnitř.
Nová zjištění také vysvětlují, proč se v binárních nebo vícenásobných hvězdných systémech objevují masivní hvězdy, uvedl hlavní autor Mark Krumholz, odborný asistent astronomie a astrofyziky na kalifornské univerzitě v Santa Cruz. Spoluautory jsou Richard Klein, Christopher McKee a Stella Offner z UC Berkeley a Andrew Cunningham z Lawrence Livermore National Laboratory.
Radiační tlak je síla vyvíjená elektromagnetickým zářením na povrchy, na které dopadá. Tento účinek je zanedbatelný pro běžné světlo, ale díky vnitřní intenzitě záření se stává významným v interiérech hvězd. U masivních hvězd je radiační tlak dominantní silou působící proti gravitaci, která zabraňuje dalšímu zhroucení hvězdy.
"Když aplikujete radiační tlak z hmotné hvězdy na prach mezihvězdného plynu kolem ní, který je mnohem neprůhlednější než vnitřní plyn hvězdy, měl by explodovat oblak plynu," řekl Krumholz. Dřívější studie naznačovaly, že radiační tlak by odfoukával suroviny vznikající před tím, než by hvězda mohla růst mnohem větší než asi 20násobek hmotnosti Slunce. Přesto astronomové pozorují hvězdy mnohem hmotnější než to.
Výzkumný tým strávil roky vývojem komplexních počítačových kódů pro simulaci procesů tvorby hvězd. V kombinaci s pokroky v počítačové technologii jim jejich nejnovější software (nazvaný ORION) umožnil spustit podrobnou trojrozměrnou simulaci zhroucení obrovského mezihvězdného oblaku plynu, aby vytvořil obrovskou hvězdu. Projekt vyžadoval měsíce výpočetního času v San Diego superpočítačovém centru.
Simulace ukázala, že jak se prachový plyn zhroutí na rostoucí jádro hmotné hvězdy, přičemž se radiační tlak tlačí směrem ven a gravitační tažný materiál uvnitř, vznikají nestability, které vedou k kanálům, kde záření fouká oblakem do mezihvězdného prostoru, zatímco plyn stále klesá dovnitř přes jiné kanály.
"Vidíš padající prsty plynu a unikající záření mezi těmito prsty plynu," řekl Krumholz. „To ukazuje, že nepotřebujete žádné exotické mechanismy; mohutné hvězdy se mohou tvořit prostřednictvím akrečních procesů stejně jako hvězdy s nízkou hmotností. “
Rotace plynového oblaku, když se zhroutí, vede k vytvoření disku materiálu, který se přivádí na rostoucí „protostar“. Disk je však gravitačně nestabilní, způsobuje však shluknutí a vytvoření řady malých sekundárních hvězd, z nichž většina končí srážkou s centrálním protostarem. V simulaci se jedna sekundární hvězda stala dostatečně masivní, aby se odtrhla a získala svůj vlastní disk, čímž se stala obrovskou doprovodnou hvězdou. Vznikla třetí malá hvězda, která byla vypuštěna na širokou oběžnou dráhu, než se vrátila zpět a sloučila se s primární hvězdou.
Když vědci zastavili simulaci, poté, co ji umožnili vyvíjet se po dobu 57 000 let simulovaného času, měly dvě hvězdy hmotnost 41,5 a 29,2krát větší než Slunce a kroužily se navzájem na poměrně široké oběžné dráze.
"To, co se vytvořilo při simulaci, je společná konfigurace pro obrovské hvězdy," řekl Krumholz. "Myslím, že nyní můžeme uvažovat o záhadě, jak jsou hmotné hvězdy schopny tvořit, aby byly vyřešeny." Řešení umožnilo věk superpočítačů a schopnost simulovat proces ve třech rozměrech. “
Zdroj: UC Santa Cruz
