Образование маломассивных звезд Д. Вибе (ИНАСАН)

Звездообразование в Галактике и за ее пределами Общая картина звездообразования

Звездообразование в Галактике и за ее пределами Компоненты межзвездной среды Компонентn, см –3 T, Кf, %M, млрд. M Горячая межоблачная среда (корона) Теплая нейтральная среда Теплая ионизованная среда Холодая нейтральная среда Молекулярные облака>20010–

Звездообразование в Галактике и за ее пределами Молекулярные облака Массы до 6 · 10 6 M Размеры десятки пк Температура 10–50 К Плотность более 200 см –3 Спектр масс dN / dM ~ M –1.5 М51 Stark et al. (2006)

Звездообразование в Галактике и за ее пределами Гравитационная устойчивость молекулярных облаков Время свободного падения Динамическое время Масса Джинса

Звездообразование в Галактике и за ее пределами «Стандартная» модель звездообразования Молекулярные облака гравитационно неустойчивы Скорость звездообразования в Галактике должна быть существенно выше наблюдаемой Скорость звездообразования в Галактике невелика Молекулярные облака долгоживущие объекты Имеется фактор, удерживающий облака от сжатия магнитное поле (турбулентность быстро диссипирует) Поддержка магнитного поля теряется из-за амбиполярной диффузии (Mestel & Spitzer 1956)

Звездообразование в Галактике и за ее пределами Да докритическое облако Нет сверхкритическое облако Для L млн. лет «Стандартная» модель звездообразования Бимодальность звездообразования

Звездообразование в Галактике и за ее пределами Звезды образуются слишком быстро! Из всех комплексов молекулярных облаков в пределах 350 пк только в одном нет молодых звезд. В большинстве областей звездообразования с молекулярным газом возраст молодых звезд не превышает 1–3 млн. лет.

Звездообразование в Галактике и за ее пределами Область образования маломассивных звезд в Тельце Т Tau Kirk et al. (2005) Расстояние: 130–160 пк Поперечник: 30 пк Масса: 3 ·10 4 M

Звездообразование в Галактике и за ее пределами Молодые звезды в Тельце Palla & Stahler (2002)

Звездообразование в Галактике и за ее пределами Турбулентная модель Larson (1981) Clouds are scale-free and their structure is best described as fractal. The hierarchy of cores within clumps within clouds is simply an observational categorization of the self-similar structure. Williams et al. (2000) Безмасштабная структура молекулярных облаков Соотношение между размером сгустков и дисперсией скоростей Соотношение между плотностью и напряженностью магнитного поля Beuther & Schilke (2004)

Звездообразование в Галактике и за ее пределами Разрешение Padoan et al. (2004)

Звездообразование в Галактике и за ее пределами Две модели Магнитная модель индивидуальные протозвезды Турбулентная модель структура областей звездообразования в целом Магнитная модель квазистатические ядра на докритической стадии Турбулентная модель ядра, сжимающиеся в динамической шкале

Звездообразование в Галактике и за ее пределами Структура молекулярных облаков ФазаМОПлотные ядра Беззвездные ядра Масса, M 6 · 10 4 –6 · –10 Размер, пк20–1000.2–40.1–0.4 Плотность, см –3 100– – –10 5 Температура, К15–407–1510 Магнитное поле, мкГс1–103–3010–50 Ширина линий, км с –1 6–150.5–40.2–0.4 Динамическое время, млн. лет3 · · 10 5 Масса Джинса, M

Звездообразование в Галактике и за ее пределами Плотные ядра (обнаружимы в NH 3, n > 10 4 см –3 ) Беззвездные ядра (плотные ядра без IRAS-источников) Дозвездные ядра (n > 10 5 –10 6 см –3 ) Изолированные глобулы Дозвездные ядра

Звездообразование в Галактике и за ее пределами

Примеры дозвездных ядер

Звездообразование в Галактике и за ее пределами Дозвездные ядра Профиль плотности Температура Магнитное поле Поле скоростей Химический состав (абсолютный химический возраст) Статистика (относительная продолжительность различных фаз)

Звездообразование в Галактике и за ее пределами Профили Боннора-Эберта Alves et al. (2001) Kirk et al. (2005) Нет согласия по температуре! Эффективная температура сферы Боннора-Эберта примерно вдвое превышает наблюдаемую.

Звездообразование в Галактике и за ее пределами Устойчивость сфер Боннора-Эберта Kandori et al. (2005)

Звездообразование в Галактике и за ее пределами Shirley et al. (2000)

Звездообразование в Галактике и за ее пределами Dynamic cores in hydrostatic disguise Из всех исследованных «ядер» около 65% обладают профилями Боннора-Эберта, причем половина из этих сгустков по критерию БЭ должны быть устойчиво равновесными, хотя на самом деле таковыми не являются. Tafalla et al. (2004) Ballesteros-Paredes et al. (2003)

Звездообразование в Галактике и за ее пределами Морфология магнитного поля Myers & Goodman (1991)

Звездообразование в Галактике и за ее пределами Goodman et al. ( 1992 )

Звездообразование в Галактике и за ее пределами Магнитное поле M/M Ф M/M Ф (cor) L L L L L1517B72 Crutcher (1999) Crutcher et al. (2004), Kirk et al. (2006): Турбулентная модель лучше!

Звездообразование в Галактике и за ее пределами Поле скоростей B68: Lada et al. (2003) Tafalla et al. (2004) Klessen et al. (2006) 23% дозвуковых 46% «трансзвуковых» Магнитная модель лучше!

Звездообразование в Галактике и за ее пределами Первый пример протозвездного коллапса: В335 Zhou et al. (1993)

Звездообразование в Галактике и за ее пределами Обзоры дозвездных ядер Lee et al. (1999) 69 ядер; 7 «хороших» кандидатов, 10 вероятных кандидатов. Скорость сжатия км/с. Lee et al. (2001) 37 ядер; 10 «хороших» кандидатов, 9 вероятных кандидатов. Скорость сжатия км/с. Lee et al. (2004) 94 ядра; 8 «хороших» кандидатов (L1355, L1498, L1521F, L1544, L158, L492, L694-2, L1155C-1), 10 вероятных кандидатов. Скорость сжатия км/с (разная в разных переходах).

Звездообразование в Галактике и за ее пределами Коллапс L1544: 0.1 км/с CB17: 0.05 км/с Ни та, ни другая модель не лучше!

Звездообразование в Галактике и за ее пределами Молекулярный состав Tafalla et al. (2002) Магнитная модель лучше! L млн. лет (Goldsmith & Li 2005)

Звездообразование в Галактике и за ее пределами Прилипание или возраст: пример CB17 Pavlyuchenkov et al. (2006)

Звездообразование в Галактике и за ее пределами Статистика Benson & Myers (1989), 41 ядро: размеры от 0.06 до 0.9 пк, массы от 0.5 до 760 масс Солнца; 68% содержат IRAS-источники. Jijina et al. (1999), 264 ядра: размеры от 0.03 до 0.5 пк, в скоплениях ядра крупнее, линии шире; в зонах изолированного звездообразования ядра мельче, ширина линий меньше; отношение беззвездные- протозвездные в Тельце 8:12 (магнитная модель предсказывает 3:1). Onishi et al. (2002), 55 объектов с массами 0.4–20 масс Солнца; 80% беззвездных. Kirk et al. (2005), 29 объектов (из 52); время жизни t submm = лет Турбулентная модель лучше?

Звездообразование в Галактике и за ее пределами Ward-Thompson et al. (2006)

Звездообразование в Галактике и за ее пределами Достоинства и недостатки моделей Низкая эффективность звездообразования Профили плотности и скорости Химические возрасты Статистика Степень ионизации Единство модели Статистика Профили плотности Высокая эффективность звездообразования Профили скорости Химические возрасты Диссипация турбулентности МагнитнаяГравотурбулентная Добавить турбулентностьмагнитное поле

Звездообразование в Галактике и за ее пределами Возраст ядер в моделях Vazquez-Semadeni et al. (2004) Докритический случай: очень мало гравитационно связанных ядер, время жизни 1.2 млн. лет. Может уцелеть в модели с затухающей турбулентностью. Сверхкритический случай: образуются короткоживущие коллапсирующие ядра (1 млн. лет) и долгоживущие разлетающиеся ядра (3 млн. лет). Немагнитный случай: очень много коллапсирующих ядер, высокая эффективность звездообразования.

Звездообразование в Галактике и за ее пределами Функция масс и маломассивные сгустки Motte et al. (1998)

Звездообразование в Галактике и за ее пределами Li et al. (2004)

Звездообразование в Галактике и за ее пределами Проблемы с функцией масс Слияние ядер Фрагментация ядер (не выполняется правило «одно ядро одна звезда») Конкурентная аккреция Бимодальное звездообразование докритические одиночные ядра и сверхкритические скопления

Звездообразование в Галактике и за ее пределами Магнитная модель наносит ответный удар Оценка шкалы звездообразования по другим галактикам (М51, М81) порядка 10 млн. лет Проблема выбора нуль-пункта для определения возраста Проблема с механизмом возбуждения турбулентности (не внутренний) Докритические ядра неразличимы Магнитная модель не требует длинной шкалы звездообразования Без магнитного поля не обойтись (потеря углового момента) Соотношение «размер-дисперсия скоростей» объясняется стоячими альвеновскими волнами Mouschovias et al.