Výzkumy v ASU AV ČR (247): Vliv vznikající mladé hvězdné kupy na molekulový oblak

Na počátku vesmíru zde žádné hvězdy nebyly. Ty se začaly tvořit až postupně, gravitačním kolapsem z obřích chladných molekulových oblaků. Dnes je model tvorby hvězd rozpracován do nepředstavitelných detailů. Obecně lze říci, že základem je vždy obří oblak velmi chladného plynu, který vytváří molekuly, obvykle ještě s příměsí prachu. Tento plyn gravitačně kolabuje, ať již samovolně nebo přičiněním vnějšího impulsu. Kolaps je hierarchický, čili z mlhoviny vznikají hustší fragmenty a ty se dále štěpí až na globule, jejichž hmotnosti již odpovídají jednotlivým hvězdám. Z globulí se také hvězdy formují pokračujícím gravitačním kolapsem. Globule mají určité hmotnostní spektrum, ty velmi hmotné jsou vzácné, zatímco málo hmotné jsou častější. Z toho vyplývá, že i vznikající hvězdy mají nutně určité hmotností spektrum, v němž jsou početně preferováni zástupci menších hmotností.

Jakmile hvězda vznikne a započne svůj pobyt na hlavní posloupnosti nebo v její těsné blízkosti, stane se zdrojem hvězdného větru. Hvězdy hmotnější bývají doprovázeny mohutnějším hvězdným větrem než hvězdy málo hmotné. Tento neustálý proud horkého plynu přirozeně mění prostředí v molekulovém oblaku. Například před sebou může molekulový plyn hrnout, tím jej zhušťovat a dávat tak příležitost k nové tvorbě hvězd dalších generací. V současnosti je známo, že obří hvězdné kupy skutečně obsahují hvězdy hned několika generací.

Anebo může hvězdný vítr a záření původní mlhovinu rozfukovat do okolí a tím účinně bránit další tvorbě hvězd. Buď jak buď, zpětná vazba od nově zrozených hvězd zde existuje a je třeba ji studovat. Studie ukazují, že silné větry a ionizující záření mladých hmotných hvězd jsou účinné v odstraňování plynu z rodící se hvězdokupy, a tak brání jeho kolapsu do hustých hvězdotvorných jader. Na druhou stranu, pokud vlastní gravitace oblaku překoná vliv hvězd, kolaps plynu vede ke vzniku dalších generací hvězd, které se stanou součástí hvězdokupy. Tento mechanismus může například vysvětlit zrod kompaktní mladé kupy R136 v srdci 30 Doradus, jedné z nejaktivnějších oblastí tvorby hvězd v blízkosti naší galaxie. Již z toho vyplývá, že hvězdokupa nějakým způsobem zpětně reguluje efektivitu tvorby hvězd a překvapivě hraje duální roli.

Michalis Kourniotis a jeho kolegové z Oddělení galaxií a planetárních systémů Astronomického ústavu AV ČR a ze zahraničí zkoumali podmínky, za kterých může energie z mladých hvězdokup regulovat vznik hvězd v chladných plynných oblacích. Provedení plně konzistentní trojrozměrné simulace je za současného stavu výpočetní techniky velmi obtížné a studium různých scénářů s různými vstupními parametry prakticky nemožné. Autoři se tedy omezili na zjednodušený popis s pomocí parametrizovaného jednorozměrného modelu. Možná to vypadá jako nesmyslný přístup, vždyť mlhoviny i hvězdokupy jsou zjevně trojrozměrné a pozorování nás o tom jednoznačně přesvědčují. Pravdou ale je, že mlhoviny lze do jisté míry přiblížit koulí s radiálním průběhem stavových podmínek, stejně jako hvězdné větry jednotlivých hvězd posléze vytvářejí jednolitý vítr hvězdokupy, který lze popsat s pomocí jednorozměrného modelu.

Tým vědců dále zkoumal souvislost mezi aktivitou hmotných hvězd a účinností, s jakou se plyn přeměňuje na hvězdy v obřích molekulárních oblacích. Zjistili, že účinnost tvorby hvězd citlivě závisí na hustotě plynu. Oblaka s vysokou hustotou jsou schopna přeměnit téměř všechen svůj plyn na hvězdy, zatímco oblaka s nízkou hustotou mohou být rychle rozptýlena větry a zářením vznikající hvězdokupy i s relativně nízkou hmotností, a účinnost tvorby hvězd je nízká. Tento závěr přivádí astronomy o krok blíže k pochopení pozorované nízké účinnosti tvorby hvězd ve vesmíru. Lze jí vysvětlit na základě rozložení plynu  v molekulárních oblacích.

Představovaná studie překvapivě ukazuje, že efektivitu tvorby hvězd velmi dobře popisuje jediný parametr. Ten odpovídá střední hustotě plynu v rámci koule, která v sobě zahrnuje polovinu hmotnosti mlhoviny. Kombinuje v sobě tak hmotnost mlhoviny, její poloměr a strmost radiálního profilu hustoty. Hodnotu tohoto parametru je možné v principu s určitou nejistotou odvozovat z pozorování. M. Kourniotis a jeho kolegové dále dodávají, že podle jejich zjištění je efektivita zpětné vazby hvězd, určená jako množství energie ze zpětné vazby absorbované plynem mlhoviny, v řádu jedné tisíciny a příliš nezávisí na již zmíněném parametru určujícím efektivitu tvorby hvězd.

Je zřejmé, že jednorozměrný model vůbec neuvažuje efekty vyplývající z trojrozměrné podstaty celého procesu. Důležitý efekt by mohla hrát například turbulence, která by mohla přispívat ke vzniku hvězd i v jiných místech než jen ve středu mlhoviny, což představovaný jednorozměrný model tiše předpokládá. Autoři však slibují, že v budoucích pracích se budou tomuto problému dále věnovat.

REFERENCE

M. Kourniotis, R. Wünsch a kol., Simulations of pre-supernova feedback in spherical clouds, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 521 (2023) 5686-5698, preprint arXiv:2303.08827

KONTAKT

Dr. Michalis Kourniotis
michalis.kourniotis@asu.cas.cz
Oddělení galaxií a planetárních systémů Astronomického ústavu AV ČR

Zdroje a doporučené odkazy:
[1] Oddělení galaxií a planetárních systému ASU

Převzato: Astronomický ústav AV ČR, v.v.i.