Образование и ранние стадии жизни звезд 4 - я лекция из 5 От облака к звезде

1. Образование и ранние стадии жизни звезд 4-я лекция из 5 От облака к звезде Б.М. Шустов (Институт Астрономии РАН) bshustov@inasan.ru 2-я ШКОЛА СОВРЕМЕННОЙ АСТРОФИЗИКИ                    ПУЩИНО, 3 – 14 июля, 2006

2. 2-я ШКОЛА СОВРЕМЕННОЙ АСТРОФИЗИКИ,   Пущино, 3 – 14 июля, 2006 Б.Шустов Лекция 4 из 5 Вновь коуровские колдовские ночи накрывают землю черным тазом. Снова я стихами озабочен (видно Сашка Соловьев привез заразу). Где-то песни, смех и звон гитары. Пять утра, но ничего не поздно. За столом, раздвинув стеклотару, сочиняю. Лекцию о звездах. Что ж сказать? Ведь словно о футболе судят все о звездах понемногу. (Даже те, кто ясной ночью в поле не топтал кремнистую дорогу, кто ни разу не взглянул на небо, не видал “жемчужины-плевочки”, не любил и сам любимым не был, и стихов не прочитал ни строчки.) В общем, всякий мнит себя экспертом, и, в тяжелых случаях, – поэтом. Рыбачок перед рассветом зыбким видит в небе милую картину – золотые и серебряные рыбки дремлют в галактических глубинах. Медсестра, красивая как роза, говорила мне, играя бровью - - Звезды – это вирусы психоза, в просторечьи называемом любовью. Хмыкнул друг жрецов науки – повар, геофизик бывший, славный малый - - Землю тазом накрывать хреново, а вот дуршлагом – оно пожалуй. А однажды на пороге ночи ахнул бригадир из стройотряда - - Глядь, как купол этот приколочен, гвозди бы достать такие надо. И ни в чем не сомневаются туристы, у костра охрипшие от пенья - - Звезды – галактические искры, спутницы далекого горенья. Н-да, модель могла быть и получше. Ciao всем! Пусть небо кроют тучи. Но, увы! Вот он – тяжелый случай, образы рифмующий до кучи - если впереди награда встречи, звезды – как торжественные свечи; если неизбежность расставанья – слез неслышных слабое мерцанье; если нескончаема тревога – птицы счастья, улетевшие далеко; если к берегу родному возвращенье – путеводные огни спасенья…. Все красиво, хоть ненатурально и до окосения астрально. …… Кстати пара рифм еще осталась. В дело их! На этом и закончим. Небо звездное – твой океан Солярис, для тебя оно такое как ты хочешь. Так что гой-еси, бойцы аспирантуры, и другие уважаемые люди, вот вам уравнения структуры, а о рыбках, птичках, дуршлагах, гвоздях, искрах, вирусах, огнях, свечах, и т.д., и т.п…. временно забудем!

3. 2-я ШКОЛА СОВРЕМЕННОЙ АСТРОФИЗИКИ,   Пущино, 3 – 14 июля, 2006 Б.Шустов Лекция 4 из 5 План лекции 4 • Общая картина эволюции от облака к звезде. • Стадия дозвездного ядра (пример L1544). • УФ излучение и судьба глобул. • Образование и эволюция звезды как последовательность динамических и квазистатических стадий. • Эволюция к главной последовательности. • Маломассивные звезды. • Массивные звезды. • Образование массивных звезд.

4. 2-я ШКОЛА СОВРЕМЕННОЙ АСТРОФИЗИКИ,   Пущино, 3 – 14 июля, 2006 Б.Шустов Лекция 4 из 5 Схема образования звезды из (слабовращающегося) ядра МО

5. 2-я ШКОЛА СОВРЕМЕННОЙ АСТРОФИЗИКИ,   Пущино, 3 – 14 июля, 2006 Б.Шустов Лекция 1 из 5 Как образовались и эволюционируют ядра? Гипотезы: • Сжатие сгустков (квазистационарное) или в шкале амбиполярной диффузии (изначально сгустки – образовались из диффузной среды из-за тепловой неустойчивости) «Стандартная модель» • Случайное образование вследствие сверхзвуковой турбулентности (гравотурбулентная модель)

6. 2-я ШКОЛА СОВРЕМЕННОЙ АСТРОФИЗИКИ,   Пущино, 3 – 14 июля, 2006 Б.Шустов Лекция 4 из 5 Самосогласованная химико-динамическая эволюция ядра с магнитным полем: на примере L1544 (пример «стандартной модели»: самые ранние фазы) L1544 –самое «раскрученное» ядро. Первые попытки построения химико-динамической модели: Bergin & Langer (1997) Эволюция плотности, как в модели коллапса с магнитным полем Basu & Mouschovias (1994)(no surface reactions). Aikawa et al. (2001) Плотность в заданных узлах меняется по предписанному закону (no surface reactions).

7. Динамические модели: purely dynamic isothermal collapse by Larson(1969), Penston (1969); spherical quasi-static and dynamical approaches by Nakano (1979); Lizano & Shu (1989); Safier et al., (1997); Li (1998,1999); MHD models by Muschovias & collaborators (c 1994). Химические модели: time dependent model of chemistry in the parcel by Bergin & Langer (1997); chemistry in the LP collapse model by Aikawa et al. (2001); 2-я ШКОЛА СОВРЕМЕННОЙ АСТРОФИЗИКИ,   Пущино, 3 – 14 июля, 2006 Б.Шустов Лекция 4 из 5 Cуществующие подходы Наш подход — самосогласованная химико-динамическая модель!

8. 2-я ШКОЛА СОВРЕМЕННОЙ АСТРОФИЗИКИ,   Пущино, 3 – 14 июля, 2006 Б.Шустов Лекция 4 из 5 Основные уравнения 1D МГД модели

9. 2-я ШКОЛА СОВРЕМЕННОЙ АСТРОФИЗИКИ,   Пущино, 3 – 14 июля, 2006 Б.Шустов Лекция 4 из 5 В приведенных переменных velocity

10. 2-я ШКОЛА СОВРЕМЕННОЙ АСТРОФИЗИКИ,   Пущино, 3 – 14 июля, 2006 Б.Шустов Лекция 4 из 5 Безразмерные параметры для описания вклада магнитного поля - отношение начального магнитного давления к тепловому в центре облака - AD/ff

11. 2-я ШКОЛА СОВРЕМЕННОЙ АСТРОФИЗИКИ,   Пущино, 3 – 14 июля, 2006 Б.Шустов Лекция 4 из 5 Уравнения химической кинетики Kgij.Kdij.Скорости реакции в газе и поверхностных. kiacc and kidesскорости аккреции и десорбции i – того компонента . Эти уравнения интегрируются вместе с динамическими в каждом узле. Рассчитанные обилия затем используются при расчете ff и для расчета переноса излучения.

12. Масса облака - 20 М Размер – 0.5 пк c=1 nH2=103 cm-3 T=10 K магнитостатика в начальный момент MJ  10 M MF20 M Газофазная химия - ~2000 реакций между 59 нейтральными и 83 ионизованными компонентами из UMIST Rate File 95 53 реакции на поверхности из Herbst & Hasegawa 1993 начальный состав - H, H2, He, C, N, O, S, Si + metals 2-я ШКОЛА СОВРЕМЕННОЙ АСТРОФИЗИКИ,   Пущино, 3 – 14 июля, 2006 Б.Шустов Лекция 4 из 5 Начальные условия

13. 2-я ШКОЛА СОВРЕМЕННОЙ АСТРОФИЗИКИ,   Пущино, 3 – 14 июля, 2006 Б.Шустов Лекция 4 из 5 Исходные параметры моделей

14. 2-я ШКОЛА СОВРЕМЕННОЙ АСТРОФИЗИКИ,   Пущино, 3 – 14 июля, 2006 Б.Шустов Лекция 4 из 5 Модель без химии

15. 2-я ШКОЛА СОВРЕМЕННОЙ АСТРОФИЗИКИ,   Пущино, 3 – 14 июля, 2006 Б.Шустов Лекция 4 из 5 Стандартная модель - StM+B

16. 2-я ШКОЛА СОВРЕМЕННОЙ АСТРОФИЗИКИ,   Пущино, 3 – 14 июля, 2006 Б.Шустов Лекция 4 из 5 Модель StM–B Время эволюции (до заданной плотности) в  4 раза короче чем в модели StM+B и  3 раза чем в модели без химии

17. 2-я ШКОЛА СОВРЕМЕННОЙ АСТРОФИЗИКИ,   Пущино, 3 – 14 июля, 2006 Б.Шустов Лекция 4 из 5 Признаки коллапса в наблюдениях L1544 По наблюдениям скорость коллапса не более 0.2 км/c!

18. 2-я ШКОЛА СОВРЕМЕННОЙ АСТРОФИЗИКИ,   Пущино, 3 – 14 июля, 2006 Б.Шустов Лекция 4 из 5 StM+B

19. 2-я ШКОЛА СОВРЕМЕННОЙ АСТРОФИЗИКИ,   Пущино, 3 – 14 июля, 2006 Б.Шустов Лекция 4 из 5 StM-B

20. 2-я ШКОЛА СОВРЕМЕННОЙ АСТРОФИЗИКИ,   Пущино, 3 – 14 июля, 2006 Б.Шустов Лекция 4 из 5 StM+B

21. 2-я ШКОЛА СОВРЕМЕННОЙ АСТРОФИЗИКИ,   Пущино, 3 – 14 июля, 2006 Б.Шустов Лекция 4 из 5 15 000 AU 0.1 pc Tafalla at al, ApJ, 2002

22. 2-я ШКОЛА СОВРЕМЕННОЙ АСТРОФИЗИКИ,   Пущино, 3 – 14 июля, 2006 Б.Шустов Лекция 4 из 5 Сравнение с наблюдательными данными CO - Caselli et al., 1999, 2000, 2001 CCS - Ohashi et al., 1999 N2H+ - Benson, Caselli, & Myers, 1998 NH3 –Suzuki et al., 1992 HCO+ - M.Taffala, 2001 (private communication)

23. 2-я ШКОЛА СОВРЕМЕННОЙ АСТРОФИЗИКИ,   Пущино, 3 – 14 июля, 2006 Б.Шустов Лекция 2 из 5 Наблюдения в линиях молекул как инструмент исследования Проблемы Химическая структура облаков неоднородна Не-ЛТР условия генерации и переноса излучения

24. 2-я ШКОЛА СОВРЕМЕННОЙ АСТРОФИЗИКИ,   Пущино, 3 – 14 июля, 2006 Б.Шустов Лекция 2 из 5 Химико-динамическая модель Решение прямой задачи переноса излучения Сравнение с наблюдениями

25. 2-я ШКОЛА СОВРЕМЕННОЙ АСТРОФИЗИКИ,   Пущино, 3 – 14 июля, 2006 Б.Шустов Лекция 2 из 5 Метод решения задачи переноса излучения в МО в линиях молекул Исходный код - RATRAN 1D-code for solving molecular excitation and radiative transfer M.R. Hogerhejde & F.F.S. van der Tak , A&A, 362,697 (2000) • Monte-Carlo метод • ALI - ускоренные  - итерации 2D код – Павлюченков и Шустов, АЖ 2004

26. 2-я ШКОЛА СОВРЕМЕННОЙ АСТРОФИЗИКИ,   Пущино, 3 – 14 июля, 2006 Б.Шустов Лекция 2 из 5 Уравнение баланса a Уравнение переноса nk - level populations J - mean intensity Akl , Bkl - Einstein coefficients Ckl - excitation coefficients I - intensity of radiation j , a - emission and absorption coefficients b

27. 2-я ШКОЛА СОВРЕМЕННОЙ АСТРОФИЗИКИ,   Пущино, 3 – 14 июля, 2006 Б.Шустов Лекция 2 из 5 Монте-Карло подход 1. Молекулярные данные 2. Данные о пыли 3. Распределения в модели населенности ALI AMC MIRIAD SKY Спектры, распределения потока, карты..

28. 2-я ШКОЛА СОВРЕМЕННОЙ АСТРОФИЗИКИ,   Пущино, 3 – 14 июля, 2006 Б.Шустов Лекция 2 из 5 Факторы, ответственные за профили линий в МО 1. Распределение плотности Однородное облако , T=10 K a) critical density CO (J=1-0) (J=3-2) nH2 =102 cm-3 nH2 < ncr Низкая температура возбуждения Низкая интенсивность  ~ 100  ~ 6

29. 2-я ШКОЛА СОВРЕМЕННОЙ АСТРОФИЗИКИ,   Пущино, 3 – 14 июля, 2006 Б.Шустов Лекция 2 из 5 nH2 =104 cm-3 nH2 > ncr CO (J=1-0) (J=3-2) Texcitation= Tkinetic Tradiation = Tkinetic

30. 2-я ШКОЛА СОВРЕМЕННОЙ АСТРОФИЗИКИ,   Пущино, 3 – 14 июля, 2006 Б.Шустов Лекция 2 из 5 неоднородное облако (J=1-0) (J=3-2) Профиль самопоглощения обусловлен оболочкой!

31. 2-я ШКОЛА СОВРЕМЕННОЙ АСТРОФИЗИКИ,   Пущино, 3 – 14 июля, 2006 Б.Шустов Лекция 2 из 5 b) Оптическая толщина неоднородное облако Оптически тонкая C18O (J=3-2) Оптически толстая CO (J=3-2) single peak self-absorption

32. 2-я ШКОЛА СОВРЕМЕННОЙ АСТРОФИЗИКИ,   Пущино, 3 – 14 июля, 2006 Б.Шустов Лекция 2 из 5 2. Турбулентность неоднородное облако Vturb= 0 km/c Vturb= 0.2 km/c Оптически тонкая C18O (J=3-2) Оптически толстая CO (J=3-2) Ширина линии определяется: температурой турбулентностью

33. 2-я ШКОЛА СОВРЕМЕННОЙ АСТРОФИЗИКИ,   Пущино, 3 – 14 июля, 2006 Б.Шустов Лекция 2 из 5 3. Радиальные сдвижения неоднородное облако dV/dr = -0.2 km*c-1 /Rcloud Vregular= 0 km/c Оптически тонкая C18O (J=3-2) Оптически толстая CO (J=3-2) симметрия асимметрия

34. 2-я ШКОЛА СОВРЕМЕННОЙ АСТРОФИЗИКИ,   Пущино, 3 – 14 июля, 2006 Б.Шустов Лекция 2 из 5 4. Распределение температуры неоднородное облако Оптически толстая CO (J=3-2) Самопоглощениея нет

35. 2-я ШКОЛА СОВРЕМЕННОЙ АСТРОФИЗИКИ,   Пущино, 3 – 14 июля, 2006 Б.Шустов Лекция 2 из 5 1 2 5. Вращение

36. 2-я ШКОЛА СОВРЕМЕННОЙ АСТРОФИЗИКИ,   Пущино, 3 – 14 июля, 2006 Б.Шустов Лекция 2 из 5 неоднородное облако 6. Химическая дифференциация dV/dr = -0.4 km*c-1 /Rcloud two-peaked line Оптически тонкая C18O (J=3-2) Оптически толстая CO (J=3-2)

37. 2-я ШКОЛА СОВРЕМЕННОЙ АСТРОФИЗИКИ,   Пущино, 3 – 14 июля, 2006 Б.Шустов Лекция 2 из 5 HCO+ (J=3-2) C18O (J=1-0) Vreg= 0 Модель L1544 CS (J=2-1) Наблюд.

38. Результаты моделирования переноса для одномерной модели L1544 (Павлюченков и др. 2003)И это лучшие!Вывод :Структура ядра (L1544) недостаточно точно описывается 1D моделью переноса. Нужны 2D и 3D методы! 2-я ШКОЛА СОВРЕМЕННОЙ АСТРОФИЗИКИ,   Пущино, 3 – 14 июля, 2006 Б.Шустов Лекция 2 из 5 Теоретический профиль линии Наблюдаемый профиль

39. 2-я ШКОЛА СОВРЕМЕННОЙ АСТРОФИЗИКИ,   Пущино, 3 – 14 июля, 2006 Б.Шустов Лекция 4 из 5 2D L1544

40. 2-я ШКОЛА СОВРЕМЕННОЙ АСТРОФИЗИКИ,   Пущино, 3 – 14 июля, 2006 Б.Шустов Лекция 4 из 5 • Некоторые результаты: • Удается объяснить хим.состав и «луковичную» химическую структуру. • Параметры ядра (сжатие 2:1, скорости: коллапса 50 м/с, вращения 200 м/c, возраст 6 млн.лет) уверенно выводятся только в 2D модели

41. 2-я ШКОЛА СОВРЕМЕННОЙ АСТРОФИЗИКИ,   Пущино, 3 – 14 июля, 2006 Б.Шустов Лекция 4 из 5 Роль УФ-поля в эволюции ядер МО

42. 2-я ШКОЛА СОВРЕМЕННОЙ АСТРОФИЗИКИ,   Пущино, 3 – 14 июля, 2006 Б.Шустов Лекция 4 из 5 Динамическая эволюция ядра 10 Mв межзвездном поле излучения

43. 2-я ШКОЛА СОВРЕМЕННОЙ АСТРОФИЗИКИ,   Пущино, 3 – 14 июля, 2006 Б.Шустов Лекция 4 из 5 Испарение коллапсирующих протозвезд Варианты моделей 3М и 10М B –стандартное УФ-поле G С – УФ-поле 1000G Коллапсирующая масса, M Время, 106лет 1996

44. 2-я ШКОЛА СОВРЕМЕННОЙ АСТРОФИЗИКИ,   Пущино, 3 – 14 июля, 2006 Б.Шустов Лекция 4 из 5 Evaporation of protostars(Hubble Heritage Team (STScI/AURA), NASA ) Opaque clouds of interstellar gas and dust of IC 2944, a bright star forming region in Centaurus, 5,900 light-years away (Thackeray's Globules) . The largest of these globules (first observed by Thackeray 1950) is ~0.3 pc, ~15M. These and similar dark globules known to be associated with other star forming regions may ultimately be dissipated by their hostile environment.

45. 2-я ШКОЛА СОВРЕМЕННОЙ АСТРОФИЗИКИ,   Пущино, 3 – 14 июля, 2006 Б.Шустов Лекция 4 из 5

46. 2-я ШКОЛА СОВРЕМЕННОЙ АСТРОФИЗИКИ,   Пущино, 3 – 14 июля, 2006 Б.Шустов Лекция 4 из 5 Некоторая пища для размышлений: Спектр масс оставшихся после испарения фрагментов – результат «борьбы» процессов инициализации коллапса и испарения? Завал на маломассивном конце IMF из-за испарения? Граничитель низшего предела массы для коричневых карликови вообще межзвезднгых малых тел?

47. 2-я ШКОЛА СОВРЕМЕННОЙ АСТРОФИЗИКИ,   Пущино, 3 – 14 июля, 2006 Б.Шустов Лекция 4 из 5 Гравотурбулентная модель образования (прото) звезд Быстрое образование «джинсовских» сгустков t<tff Быстрая же фрагментация Временная шкала аккреции и коллапса должны быть короче вр. интервала до прихода очередной УВ

48. 2-я ШКОЛА СОВРЕМЕННОЙ АСТРОФИЗИКИ,   Пущино, 3 – 14 июля, 2006 Б.Шустов Лекция 2 из 5 Модель сверхзвуковой турбулентности в МОBoldyrev et al 2001

49. 2-я ШКОЛА СОВРЕМЕННОЙ АСТРОФИЗИКИ,   Пущино, 3 – 14 июля, 2006 Б.Шустов Лекция 2 из 5 Пример моделирования турбулентного звездообразования Bate 2003 Начальные данные M=50M R=0.188 пк MJ = 1 M Mach number=6 Heating density 10-13г/см3 Результаты N звезд =23 N коричн. карл. (M<0.075 M) = 27 Масса звезд и коричн.карл.= 5.89 M

50. 2-я ШКОЛА СОВРЕМЕННОЙ АСТРОФИЗИКИ,   Пущино, 3 – 14 июля, 2006 Б.Шустов Лекция 2 из 5 МО - среда сильно сжимаемая. Велики скорости охлаждения (значит велики контрасты плотности). Поэтому (сверхзвуковая) турбулентность в МО сильно отличается от классического описания (вложенные вихри и т.д) Это скорее наложения, столкновения и диссипация множества независимых уд.волн на различных масштабах. Источник энергии т. в Галактике – сверхновые! Темп впрыска SN 61041эрг/с, аскорость диссипации Mg2/2/tdiss 1040эрг/c, т.е