Najnowsza symulacja umożliwiła zbadanie procesów rządzących powstawaniem masywnych gwiazd. Naukowcy od dawna sądzili, że gwiazdy powstają wskutek grawitacyjnego zapadania się ogromnych obłoków wodoru. Scenariusz ten według obliczeń sprawdza się znakomicie dla małych i średnich gwiazd. Ale w przypadku tych o dużej masie, około 120 mas Słońca, problemem staje się silny wiatr gwiazdowy i ciśnienie promieniowania. Przeciwdziałają one zapadaniu się obłoku, rozdmuchując gaz w kierunku odgwiazdowym. Przez długi czas zastanawiano się, jaki mechanizm sprawia, że masywne gwiazdy w ogóle istnieją. Okazało się, że (jak w wielu przypadkach) natura nie jest tak idealna, jak warunki początkowe zakładane podczas obliczeń teoretycznych i bardzo szczegółowy model pozwolił wyjaśnić tę zagadkę.

W tym tygodniu w czasopismie Science zostały opublikowane wyniki badań prowadzonych od wielu lat przez grupę Marka Krumholza z University of California. Zawierają one zarówno opis formacji masywnych gwiazd, jak i powstawania masywnych układów podwójnych. O badaniach Jak powstają gwiazdy?“>pisaliśmy już w 2005 roku.

Główną rolę w całym procesie odgrywa ciśnienie promieniowania. Jest to siła wywierana przez promieniowanie elektromagnetyczne na jednostkę powierzchni. Efekt ten jest zaniedbywalnie słaby na powierzchni Ziemi, ale w przestrzeni otaczającej masywną gwiazdę z uwagi na intensywność promieniowania jest znacznie silniejszy. Jest to dominująca siła przeciwdziałająca grawitacyjnemu kolapsowi gwiazdy.

Grupa badawcza opracowała oprogramowanie Orion, które pozwoliło na przeprowadzenie trójwymiarowej symulacji kolapsu masywnego obłoku molekularnego, cząstka po cząstce. Z uwagi na ogromną złożoność symulowanego zjawiska (150 mas Słońca to okolo 1060 cząsteczek wodoru) projekt ten wymagał wielu miesięcy czasu operacyjnego w San Diego Sumpercomputer Center. Symulacje można zobaczyć pod tym adresem

Ciąg obrazów z powyższej symulacji. Kolumna po lewej pokazuje widok z góry, a po prawej – widok z boku. Krzyżyki oznaczają gwiazdy, zaś kolory odzwierciedlają gęstość gazu (czerwony – najgęstszy, niebieski – najrzadszy).

Okazało się, że ta chwiejna równowaga pomiędzy siłą promieniewania a zapadającym się obłokiem prowadzi do powstania kanałów, którymi promieniowanie ucieka w przestrzeń kosmiczną, a gaz z obloku kontynuuje zapadanie się na gwiazdę. Symulacja pokazuje też, że w procesie gwałtownej akrecji gazu na formujące się gwiazdy powstaje wiele mniejszych protogwiazd, które jednak w wiekszości spadają na centralną masywną protogwiazdę. W symulacji widzimy jeszcze jedną gwiazdę prócz centralnej, która miała wystarczająco dużą masę na utrzymanie dysku akrecyjnego. Trzecia mała gwiazda, która powstała, została wyrzucona przez procę grawitacyjną z układu na wydłużoną orbitę, zanim spadła na centralną gwiazdę.

Symulacja została zatrzymana po 57 000 lat czasu wirtualnego. Dwie uformowane gwiazdy miały masy 41,5 i 29,2 mas Słońca. Jest to dość typowa konfiguracja dla masywnych gwiazd. Tylko dzięki superkomputerom moc obliczeniowa wzrosła na tyle, że pozwoliła poznać rozwiazanie zagadki, która nurtowała teoretyków przez wiele lat.

Autor

Krzysztof Suberlak