Rys. 1 Schematyczne przedstawienie sekwencyjnego scenariusza tworzenia się gwiazd z uformowanymi trzema pokoleniami i czwartym pokoleniem gwiazd tworzącym się w chmurze pyłu. Strzałki wskazują, że do powstania drugiego i wyższych pokoleń gwiazd przyczyniła się bezpośrednio podgrupa wcześniejsza

Terminem astronomowie określają zjonizowany wodór atomowy (obszar Hi to obłok neutralnego wodoru atomowego, a H to wodór cząsteczkowy). W artykule Gwiezdne przedszkola - obszary w galaktyce (Delta 4/2020 ), opisałem tworzenie się zjonizowanych regionów wokół gwiazd o dużych masach. Zasadniczo gwiazdy o dużej masie emitują fotony w zakresie ultrafioletowych (UV) długości fal elektromagnetycznych, które jonizują chmurę wodoru wokół nich. Kiedy liczba jonizacji jest równa liczbie rekombinacji, obszar osiąga swoją początkową wielkość nazywaną sferą Strömgrena. Po utworzeniu sfery Strömgrena ciśnienie jonizacji wewnątrz obszaru jest większe niż ciśnienie otaczającej go chmury. Ta różnica ciśnień powoduje rozpoczęcie fazy ekspansji. Naddźwiękowy front jonizacyjny (IF) tworzy front uderzeniowy (SF), który następnie ścieśnia chmurę (Delta 4/2020). Poprzez rozszerzanie się coraz więcej materiału gromadzi się pomiędzy frontami. Stabilne ciśnienie utrzymywane pomiędzy frontami IF a SF sprawia, że chmura (w kształcie torusa) jest odporna na zapadanie grawitacyjne, aż do momentu osiągnięcia gęstości krytycznej, powyżej której utrzymywany pomiędzy frontami materiał rozpada się na kawałki. Powstałe w ten sposób fragmenty będą stanowiły siedlisko dla kolejnych pokoleń gwiazd. Mechanizm ten, w którym nowe pokolenie gwiazd jest konsekwencją gromadzenia się (collect) materiału i zapadania się (collapse) otrzymanej chmury materiału, znany jest jako Collect&Collapse (C&C) i został odkryty przez Bruce'a Elmegreena i Charlesa Ladę w 1977 roku. Zauważyli oni, że warstwa ogrzana przez region sprzyja powstawaniu gwiazd o dużej masie, ponieważ masa otrzymanych fragmentów jest proporcjonalna do temperatury materiału w warstwie pomiędzy frontami. Ponadto niestabilność w obszarze , spowodowana wstrząsem z rozpadu warstwy po osiągnięciu temperatury krytycznej, prowadzi do powstawania większych, a co za tym idzie, masywniejszych fragmentów. Innymi słowy, gwiazdy wysokomasowe mogą wzbudzać powstawanie gwiazd wysokomasowych, które następnie same mogą indukować powstawanie nowych gwiazd wysokomasowych. Taka reakcja łańcuchowa może zachodzić do momentu wyczerpania zapasu gazu w chmurze.

W celu oszacowania właściwości fizycznych związanych z fragmentami warstw astronomowie posiłkują się sformułowaniami analitycznymi. Poniżej przyjrzymy się dwóm z nich - czasowi potrzebnemu do rozdrobnienia (fragmentacji) warstwy oraz średniej masie powstałych kawałków:

gdzie oraz oznaczają kolejno prędkość dźwięku, liczbę fotonów o energiach powyżej granicy Lymana emitowanych z masywnej gwiazdy oraz początkową gęstość chmury, a Myr oznacza miliony lat. W pierwszym przybliżeniu przyjmujemy, że gdzie jest temperaturą chmury. Liczbę fotonów możemy wyznaczyć z pomiaru linii (cecha charakterystyczna zjonizowanego wodoru), emisji swobodno-swobodnej (free-free emission), promieniowanie pochodzące z rozpraszania swobodnych elektronów na jonach, obserwowane w radiowych długościach fal) lub z symulacji, o ile znany jest typ spektralny gwiazdy o wysokiej masie. Wartość jest trudna do oszacowania, ponieważ początkowy rozkład pyłu w chmurze nie jest znany. Generalnie zakładamy, że materiał neutralny zawarty w warstwie początkowo znajdował się wewnątrz obszaru

Rys. 2 Czas potrzebny do rozdrobnienia warstwy, (lewy panel) oraz średnia masa fragmentów (prawy panel) w funkcji początkowej gęstości chmury Ciągłe linie odpowiadają modelowi z typowymi wartościami oraz linia przerywana otrzymana jest dla a kropkowana dla

Na rysunku 2 ciągłą linią przedstawiona jest zależność czasu potrzebnego do rozdrobnienia warstwy, w funkcji parametru dla wartości oraz Wraz ze wzrostem parametru krytyczna gęstość, powyżej której warstwa rozpada się, osiągana jest szybciej, a więc jest niższy. Również wzrost ( linia kropkowana) prowadzi do skrócenia czasu Jeśli wzrośnie o współczynnik 2 przerywana linia), także wzrośnie, gdyż temperatura będzie przeciwdziałać zapaści grawitacyjnej. Na rysunku można zaobserwować, że masa fragmentów zależy głównie od czynnika czyli pośrednio od temperatury chmury, ale także od niestabilności w warstwie, a nie od czy

Występowanie masywnych fragmentów nie jest gwarancją, że gwiazdy o dużej masie będą się w nich skutecznie formować, ale zdecydowanie wspiera tezę, że gwiazdy o masach powyżej mają, poprzez mechanizm C&C, potencjał do tworzenia nowego pokolenia gwiazd o dużych masach.

Tłumaczenie: Katarzyna Małek i Anna Durkalec