Første gigantiske molekylære skysimulering til stjernedannelse, der inkluderer jetfly, stråling, vinde, supernovaer

Stjernedannelse er uden tvivl den vigtigste proces i universet. I løbet af deres levetid, og derefter med deres død, producerer stjerner alle de kemiske grundstoffer undtagen brint og helium (fremstillet i big bang). I deres ungdom nærer stjerner fødslen af ​​planeter og mindre kroppe, og deres død resulterer i supernovaer, supertætte kroppe som sorte huller, neutronstjerner eller hvide dværge og tåger.

Stjerner udstråler deres rigelige energi ind i kosmos ved bølgelængder over hele spektret, opvarmer planeternes overflader, letter interstellar kemi og lyser op galakser i alle kosmiske epoker. Stjernedannelse regulerer himlens palet og dens regnbue af attributter ved at bestemme stjernernes placeringer, mængder og relative masser.

Stjerner i universet dannes, i hvert fald i vores nuværende epoke, når massive skyer med molekylær gas kollapser via tyngdekraften. Men i Mælkevejen er denne proces meget ineffektiv; kun omkring 1 % af det tilgængelige materiale ender i en stjerne. Astronomer mener, at en grund er, at stjernedannende kerner hæmmes i at udvikle sig af det udadgående tryk fra turbulente supersoniske gasbevægelser (det vil sige gas, der bevæger sig hurtigere end lydens hastighed) og af udstrømninger fra supernovaer, vinde eller jetfly produceret af en tidligere generation af stjerner. Dette er i hvert fald billedet for lavmassestjerner.

Observationer af unge massive stjerner tyder dog nogle gange på den modsatte konklusion, nemlig at højmassestjerner dannes netop der, hvor gasturbulens hæmmer lavmassestjerner i at udvikle sig, indtil der ophobes tilstrækkelig masse til at massive stjerner kan blive født. De mange komplekse, indvævede fysiske processer, der er involveret, efterlader mange gåder, herunder hvorfor stjerner dannes med lav effektivitet, hvorfor de har de særlige masser, som de har, hvorfor og hvordan de dannes i klynger, og hvorfor nogle er i flere systemer, mens andre ikke er det. .

Computersimuleringer kan give grundlæggende indsigt i disse spørgsmål. Astronomer har arbejdet i årtier med at forfine deres koder og sammenligne dem med observationer. Opgaven er skræmmende:Ikke alene er der mange forskellige fysiske processer på arbejde, de påvirker hinanden, mens kritiske trin finder sted på tværs af rumlige skalaer fra hundredvis af lysår til den umiddelbare nærhed af den fosterstjerne, og tidsskalaer fra millioner af år til dage. En realistisk simulering af stjernedannelse skal på en eller anden måde præcist redegøre for alt dette.

CfA-astronomen Anna Rosen og hendes kolleger har udviklet den første gigantiske molekylære skysimulering, der følger dannelsen af ​​individuelle stjerner og deres feedback fra jetfly, stråling, vinde og supernovaer. Den bygger på deres tidligere koder, der inkluderede tyngdekraft, magnetiske felter og turbulens, men som gav urealistisk høj stjernedannelseseffektivitet og producerede et overskud af massive stjerner.

Den nye numeriske simulering sporer stjernedannelse i en sky i omkring 8 millioner år ved hjælp af omkring 160 millioner trin, nogle adskilt af tidspunkter på kun en dag. Det undgår fejlene i tidligere koder, men bevarer den overordnede overensstemmelse med deres mere nøjagtige resultater. Den når også frem til væsentlige konklusioner, blandt dem at protostellare jetfly er en dominerende kilde til feedback, der hæmmer stjernernes fødsel - supernovafeedback forekommer for sent i fødselscyklussen til alvorligt at forstyrre udviklingen af ​​andre stjerner i børnehaven.

Udgivet i Monthly Notices of the Royal Astronomical Society , er denne skelsættende præstation den første numeriske simulering af nogen art til at modellere dannelsen af ​​en stjernehob, mens den sporer dannelsen, tilvæksten, bevægelsen, evolutionen og feedback af individuelle stjerner og protostjerner med feedback fra alle større kanaler:protostellare jetfly, stjerner vinde, stjernestråling og kernekollaps supernovaer. + Udforsk yderligere

'Yyo-stjerner' fundet ansvarlige for kosmiske bobler uden for centrum