Προβολή πηγαίου κώδικα για τη σελίδα Σχηματισμός των αστέρων

[[Αρχείο:PIA23865-W51Nebula-StarFactory-20200825.jpg|δεξιά|μικρογραφία| Το νεφέλωμα W51 στην [[Αετός (αστερισμός)|Άκουιλα]] - ένα από τα μεγαλύτερα εργοστάσια αστεριών στον Γαλαξία μας, τη Γαλακτική Οδό (25 Αυγούστου 2020)]]
Ο '''σχηματισμός των αστεριών''' είναι η διαδικασία κατά την οποία οι πυκνές περιοχές μέσα στα [[Μοριακό νέφος|μοριακά νέφη]] στο [[διαστρικό διάστημα]], που μερικές φορές αναφέρονται ως "αστρικά εκκολαπτήρια" ή "περιοχές σχηματισμού αστεριών", καταρρέουν και σχηματίζουν [[αστέρι]]α<ref name="O'Dell">{{Cite web|url=http://www.nasa.gov/worldbook/nebula_worldbook.html|title=Nebula|last=O'Dell|first=C. R.|website=World Book at NASA|publisher=World Book, Inc.|archiveurl=https://web.archive.org/web/20050429002503/http://www.nasa.gov/worldbook/nebula_worldbook.html|archivedate=2005-04-29|url-status=dead|accessdate=2009-05-18}}</ref>. Ως κλάδος της [[αστρονομία]]ς, ο σχηματισμός των αστεριών περιλαμβάνει τη μελέτη του [[Διαστρικό μέσο|διαστρικού μέσου]] (ISM) και των γιγαντιαίων μοριακών νεφών (GMC) ως προδρόμων στη διαδικασία σχηματισμού των αστεριών και τη μελέτη των [[Πρωτοαστέρας|πρωτοαστέρων]] και των νέων αστρικών αντικειμένων ως άμεσων προϊόντων του. Είναι στενά συνδεδεμένη με τον σχηματισμό των πλανητών, έναν άλλο κλάδο της αστρονομίας. Η θεωρία του σχηματισμού των αστεριών, καθώς και η καταγραφή του σχηματισμού ενός μόνο αστεριού, πρέπει επίσης να συνυπολογίζεται στις στατιστικές των [[Δυαδικό αστέρι|δυαδικών αστέρων]] και της [[Αρχική συνάρτηση μάζας|αρχικής συνάρτησης της μάζας]]. Τα περισσότερα άστρα δεν δημιουργούνται μεμονωμένα αλλά σαν κομμάτι μίας ομάδας αστέρων ονομαζόμενα ως [[Αστρικό σμήνος|αστρικά σμήνη]] ή αστρικοί σύλλογοι<ref name="prialnik">{{Cite book|title=An Introduction to the Theory of Stellar Structure and Evolution|first=Dina|last=Prialnik|publisher=Cambridge University Press|isbn=0-521-65065-8|date=2000|pages=195–212}}</ref>.

== Αστρικά εκκολαπτήρια ==

=== Διαστρικά σύννεφα ===
Ένας [[σπειροειδής γαλαξίας]] όπως η Γαλακτική Οδός περιέχει [[Αστέρας|αστέρια]], [[αστρικά υπολείμματα]] και ένα διάχυτο [[διαστρικό μέσο]] (ISM) αερίων και σκόνης. Το διαστρικό μέσο αποτελείται από 10<sup>4</sup> έως και 10<sup>6</sup> σωματίδια ανά cm<sup>3</sup> και τυπικά αποτελείται από περίπου 70% [[υδρογόνο]] κατά μάζα, με το μεγαλύτερο μέρος του εναπομείναντος αερίου να αποτελείται από [[ήλιο]]. Αυτό το μέσο έχει εμπλουτιστεί χημικά από ίχνη [[Μεταλλικότητα|βαρύτερων στοιχείων]] τα οποία παρήχθησαν και εκτινάχθηκαν από αστέρια μέσω της σύντηξης ηλίου κατά το πέρασμά τους πέρα από το τέλος της ζωής τους στην [[κύρια ακολουθία]]. Περιοχές υψηλότερης πυκνότητας του διαστρικού μέσου σχηματίζουν σύννεφα ή ''[[Νεφέλωμα|διάχυτα νεφελώματα]]'',<ref name="O'Dell"/> στα μέρη όπου συμβαίνει ο σχηματισμός των άστρων.<ref name="prialnik"/> Σε αντίθεση με τους σπειροειδείς, ένας [[ελλειπτικός γαλαξίας]] χάνει το ψυχρό συστατικό του διαστρικού του μέσου μέσα σε περίπου ένα δισεκατομμύριο χρόνια, κάτι που εμποδίζει τον γαλαξία να σχηματίσει διάχυτα νεφελώματα με εξαίρεση αν γίνει μέσω συγχώνευσης με άλλους γαλαξίες.<ref>{{Cite conference|last=Dupraz, C.|title=Dynamics of Galaxies and Their Molecular Cloud Distributions: Proceedings of the 146th Symposium of the International Astronomical Union|publisher=Kluwer Academic Publishers}}</ref>
[[Αρχείο:Eagle_nebula_pillars.jpg|αριστερά|μικρογραφία| Εικόνα από το [[Διαστημικό τηλεσκόπιο Χαμπλ|διαστημικό τηλεσκόπιο Χάμπλ]], γνωστή ως ''[[Πυλώνες της Δημιουργίας]],'' όπου σχηματίζονται αστέρια στο [[νεφέλωμα του Αετού]]]]
Στα πυκνά νεφελώματα όπου παράγονται αστέρια, μεγάλο μέρος του υδρογόνου βρίσκεται σε μοριακή μορφή (H<sub>2</sub>), επομένως αυτά τα νεφελώματα ονομάζονται [[Μοριακό νέφος|μοριακά νέφη]].<ref name="prialnik"/> Το [[Διαστημικό Παρατηρητήριο Herschel]] αποκάλυψε ότι τα νήματα είναι πραγματικά πανταχού παρόντα στα μοριακά νέφη. Τα πυκνά μοριακά νήματα, τα οποία παίζουν κύριο ρόλο στη διαδικασία σχηματισμού άστρων, θα διασπαστούν σε βαρυτικά δεσμευμένους πυρήνες, οι περισσότεροι από τους οποίους θα εξελιχθούν σε αστέρια. Η συνεχής συσσώρευση αερίων, η γεωμετρική κάμψη, και τα μαγνητικά πεδία μπορεί να ελέγξουν τον λεπτομερή τρόπο διάσπασης των νημάτων. Σε υπερκρίσιμα νήματα, οι παρατηρήσεις έχουν αποκαλύψει περιπεριοδικές αλυσίδες πυκνών πυρήνων που έχουν αποστάσεις συγκρίσιμες με το εσωτερικό πλάτος των νημάτων, και περιλαμβάνουν ενσωματωμένους πρωτοαστέρες με εκροές.<ref>{{Cite journal|last=Zhang|first=Guo-Yin|last2=André|first2=Ph|last3=Men'shchikov|first3=A.|last4=Wang|first4=Ke|title=Fragmentation of star-forming filaments in the X-shaped nebula of the California molecular cloud|journal=Astronomy and Astrophysics|date=October 2020|volume=642|pages=A76|doi=10.1051/0004-6361/202037721|url=https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2020A%26A...642A..76Z/abstract|language=en|issn=0004-6361|arxiv=2002.05984|bibcode=2020A&A...642A..76Z}}</ref> Οι παρατηρήσεις δείχνουν ότι τα ψυχρότερα νέφη τείνουν να σχηματίζουν αστέρες χαμηλότερης μάζας, που παρατηρούνται πρώτα στο υπέρυθρο φάσμα μέσα στα νέφη, και έπειτα στο ορατό φως στην επιφάνειά τους όταν τα νέφη διαλύονται, ενώ τα γιγάντια μοριακά νέφη, τα οποία είναι γενικά πιο θερμά, παράγουν αστέρια όλων των μαζών.<ref>{{Cite book|title=Birth, Evolution and Death of Stars|url=https://archive.org/details/birthevolutionde0000lequ|first=James|last=Lequeux|publisher=World Scientific|isbn=978-981-4508-77-3|date=2013}}</ref> Αυτά τα γιγάντια μοριακά σύννεφα έχουν τυπικές πυκνότητες 100 σωματιδίων ανά cm<sup>3</sup>, διαμέτρους των {{Convert|100|ly|km}}, μάζες έως και 6&nbsp;εκατομμύρια [[Ηλιακή μάζα|ηλιακές μάζες]] ({{Solar mass|link=y}}), και μια μέση εσωτερική θερμοκρασία των 10&nbsp;[[Κλίμακα Κέλβιν|Κ]]. Περίπου το ήμισυ της συνολικής μάζας του γαλαξιακού ISM βρίσκεται σε μοριακά νέφη<ref>{{Cite book|title=Molecular hydrogen in space|last=Alves, J.|last2=Lada, C.|publisher=Cambridge University Press|isbn=0-521-78224-4|date=2001|chapter=Tracing H<sub>2</sub> Via Infrared Dust Extinction|page=217}}</ref> και στη [[Γαλαξίας|Γαλακτική Οδό]] υπολογίζεται ότι υπάρχουν περίπου 6.000 μοριακά νέφη, το καθένα με περισσότερα από 100,000 <var>M</var><sub>&#x2609;</sub>.<ref>{{Cite journal|last=Sanders, D. B.|last2=Scoville, N. Z.|last3=Solomon, P. M.|title=Giant molecular clouds in the Galaxy. II – Characteristics of discrete features|journal=Astrophysical Journal, Part 1|volume=289|date=1985-02-01|pages=373–387|doi=10.1086/162897|bibcode=1985ApJ...289..373S}}</ref> Το πλησιέστερο νεφέλωμα στον [[Ήλιος|Ήλιο]] όπου σχηματίζονται τεράστια αστέρια είναι το [[νεφέλωμα του Ωρίωνα]], {{Convert|1300|ly|km}} μακριά.<ref>{{Cite journal|doi=10.1086/520922|title=A Parallactic Distance of <math>389^{+24}_{-21}</math> Parsecs to the Orion Nebula Cluster from Very Long Baseline Array Observations|date=2007|last=Sandstrom, Karin M.|journal=The Astrophysical Journal|volume=667|issue=2|pages=1161|bibcode=2007ApJ...667.1161S|arxiv=0706.2361|last2=Peek|first2=J. E. G.|last3=Bower|first3=Geoffrey C.|last4=Bolatto|first4=Alberto D.|last5=Plambeck|first5=Richard L.}}</ref> Ωστόσο, ο σχηματισμός άστρων μικρότερης μάζας συμβαίνει περίπου 400-450 έτη φωτός μακριά στο [[Σύννεφο σύμπλεγμα Rho Ophiuchi|σύμπλεγμα νέφους ρ Ophiuchi]].<ref>{{Cite book|title=Handbook of Star Forming Regions, Volume II: The Southern Sky ASP Monograph Publications|last=Wilking, B. A.|last2=Gagné, M.|year=2008|chapter=Star Formation in the ρ Ophiuchi Molecular Cloud|editor-last=Bo Reipurth}}</ref>

==Παραπομπές==
<references />

==Εξωτερικοί σύνδεσμοι==
* {{commonscat2}}

{{Portal bar|Αστρονομία}}
{{Authority control}}

[[Κατηγορία:Σχηματισμός των αστεριών| ]]