2009.01.18. - Hogyan keletkeznek a nagytömegű csillagok?

Egy szuperszámítógéppel végzett szimulációsorozat választ adhat arra a kérdésre, hogyan alakulhatnak ki a nagyon nagy tömegű csillagok, illetve arra, miért is találhatók ezek leginkább kettős és többes rendszerekben.

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 baloldali 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 Cs.E.)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 jobboldali 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:

• UC Santa Cruz NR 2009.01.15.
• Science DOI: 10.1126/science.1165857