Nagyon leegyszerűsítve egy óriás molekulafelhő fejlődése során a következő folyam a
tok zajlanak le: A d ott egy 100 parszek körüli átm érőjű, 10
5
M q töm egű felhő az említett csom ós szerkezettel. A felhő közepén, ahol a csom ók n agyobb valószínűséggel ütköznek egymással, egy n agyobb és sűrűbb mag kezd kialakulni. Ezzel a folyam attal párhuzam osan az egész felhőben keletkezhetnek kis töm egű csillagok, egym ástól függetlenül. Ezek a csillagok csak viszonylag kis környezetükben változtatják m eg a felhő szerkezetét, de a kis töm egű csillagok fősorozat előtti fejlődése során fellépő erős csillagszelek elegen
dőek ahhoz, hogy a maradék felhőanyag csom ós szerkezetét fenntartsák.
106
év alatt afelhőnek kialakulhat egy akkora magja, amely nagy töm egű csillagok létrehozására is alkalmas.
A kialakuló nagy töm egű csillag már sokkal nagyobb m értékben befolyásolja a felhő további fejlődését, mint a kis töm egű csillagok. Nagy térfogatban ionizálja a felhőt, óriás HU zónát hoz létre m aga körül. A felhő legsűrűbb csom óiban az ionizáció lényegesen lassabban halad előre, mint a ritkább anyagban. A z ionizált anyag körülfolyja ezeket a sűrű csomókat, amelyek részben ugyan elpárolognak, de ha töm egük egy bizonyos értéket meghalad, a nagy külső nyomás hatására sokkal rövidebb idő alatt alakulnak csillaggá, mint a spontán gravitációs instabilitás hatására alakulnának. Ha a felhő m agja elég sok sűrű csom ót tartalm azott, nagy a valószínűsége, hogy nyílthalmaz alakul ki benne. E bben az esetben a felhő anyagának legalább fele csillagokká alakul, és az új csillagcsoport a maradék felhőanyag szétszóródása után is gravitációsan kötött marad.
a halmaz öreg alrendszere
10
-20
pc2 — 3 millió év v = 5 — 10 km /s
3.2. ábra. Csillagkeletkezési folyam at az óriás molekulafelhó'ben
Látható, hogy az így kialakuló nyíltlialmaz vagy csillagtársulás tagjai semmiképpen sem tekinthetők egykorúaknak. A legnagyobb töm egű halmaz- vagy asszociációtagok kialakulása előtt töb b millió éven át folyhat a felhőkben a Nap-típusú csillagok keletke
zése. Nem állíthatjuk azonban azt sem, hogy a csoport kisebb töm egű tagjai öregebbek a nagyobbaknál, mert kis töm egű csillagok a nagyok után is keletkezhetnek még a m eg
maradt sűrű felllőcsom ókban. Egy átlagos nyíltlialmaz tagjai között tíz-tizen öt millió év korkülönbség is lehet. A nagy töm egű csillagokról a sugárnyomás következtében fújó szél kisöpri a port a HU zónából, és ez a por a zóna peremén, az ionizációs frontnál gyűlik össze. A z ionizációs front előtti tartom ányban a sűrűség m egnő, a tartom ány gravitációsan instabillá válhat, és néhány millió év alatt újabb csillagok keletkezhetnek benne. Ezt a folyam atot szemlélteti a 3.2. ábra. A csom ós szerkezet csökkentheti ezt az időt.
ban — megszületik, a HII zóna gerjesztő csillaga elfejlődik a fősorozatról, az ionizált gáz
dése végén a csillag szupernóvaként felrobban, a ledob ott anyag ebbe a buborékba kezd tágulni. A kialakuló szupernóvamaradvány szerkezete erősen függ a csillag légkörének korábbi aktivitásától.
A szupernóvarobbanásban ledobott csillaganyag és az általa kisöpört intersztelláris gáz szintén alkalmas közeg a további csillagkeletkezésre. Tehát a nagy töm egű csillagok, amelyek kiterjedt tartom ányokban képesek ionizálni környezetük anyagát, alaposan át
alakítják a csillagközi anyag szerkezetét: adott térfogatbaji megjelenésükkel m egszűn
nek a további csillagkeletkezés lehetőségei, míg a kicsit távolabbi tartom ányokra egész fejlődésük során olyan hatásokat gyakorolnak, amelyek ott csillagkeletkezésre alkalmas körülményeket teremtenek. Ugyanez érvényes az így keletkezett következő csillaggenerá
ciókra is, ezért az egyszer valahol kialakult O típusú csillagok nyom án a csillagkeletkezés az egész galaktikus síkban el tud terjedni.
Spontán és indukált (elsó'dleges és másodlagos) csillagkeletkezés
M ivel az asszociációk a Tejútrendszerben és más spirálgalaxisokban is többnyire a spirálkarokban találhatók, úgy látszik, hogy a csillagkeletkezést a felhőkben a sűrűség
hullám indítja be. Ugyanezt a megfigyelési tényt azonban úgy is értelmezhetjük, h ogy a spirálkarokban egyszerűen töb b alapanyag van, azért látunk ott nagyobb valószínűséggel csillagkeletkezést. A sűrűséghullám nem közvetlenül a csillagok létrehozásában, hanem inkább a nagy töm egű csillagok keletkezéséhez szükséges nagy töm egű és sűrűségű felhők összegyűjtésében játszik szerepet. A molekulafelhőkbe táguló HII zónák, csillagszelek és szupernóva-lökéshullámok közvetlenebbül befolyásolják a csillagkeletkezést, mivel sokkal erősebben összenyomják az útjukba kerülő anyagot, mint a sűrűséghullám. A nagy töm e
gű csillagok külső hatásra történő keletkezése mellett szól az is, hogy az OB-társulásokat általában óriás m olekulafelhők szélén figyelik meg. Ez azonban lehet megfigyelési sze
lekció hatása is, mivel az óriás molekulafelhők belsejébe csak távoli infravörösben és rádióhullámhosszakon láthatunk be. Ezeken a hullámhosszakon pedig m ég nem olyan jó l ismert az ég, mint a láthatóban.
Néhány óriás m olekulafelhő folytonos rádiósugárzását feltérképezve találtak már m é
lyen a belsejükben is O típusú csillagokat, amelyek az általuk ionizált
0
.1
-0.01
p c átm érőjű ultrakom pakt HII zónáról ismerhetők fel. Az ultrakom pakt HII zónák gerjesztő csillagai az IR A S pontforráskatalógusban jó l elkülönülnek egyéb objektum októl, tehát az IRAS-anyagban könnyen megtalálhatók azok az O típusú csillagok, amelyek nem a felhők szélén keletkeztek. K özöttük kell lenniük azoknak is, amelyek közvetlen külső ha
tás nélkül sűrűsödtek össze. Mindenesetre úgy látszik, a nagy töm egű csillagok spontán keletkezése nagyon ritka. A spontán összehúzódással keletkezett fiatal csillagokat infra
vörös sugárzásuk intenzitása különbözteti meg azoktól, amelyek a nagy töm egű csillagok sugárzási tere által összenyom ott globulákban születtek. Az ionizált felhőben megmaradt felhőcsom ók szélén ugyanis a csillagszél hatására p or gyűlik össze, így a külső hatásra keletkezett csillagok környezete általában bővelkedik porban, amely infravörös-többletet eredményez. Ez az infravörös többlet a kis és nagy töm egű csillagok esetében is lehet a
másodlagos keletkezés jele. A kis töm egű csillagok keletkezése sokkal gyakoribb, és ke
vésbé speciális körülményeket igényel. A fiatal, fősorozat előtti N ap-típusú csillagok, a T Tauri csillagok mindenütt előfordulnak, ahol valamennyi molekuláris anyag található.
Ez a megfigyelés már elvezet a következő problémákhoz.
Bimod&lis csillagkeletkezés
A bim odális csillagkeletkezés arra a megfigyelési tényre utal, h ogy a kis és a nagy töm egű csillagok keletkezési helyei különböznek egymástól. Nagy töm egű csillagok a spi
rálkarokban keletkeznek, m íg a kicsik mindenütt, többek között az O B-asszociációkban is. Mivel a kis és nagy töm egű csillagok keletkezésének feltételei m ég a Jeans-modell szerint is eltérőek, ez esetben feltételezhető, hogy a kétféle csillagtípus nem egyidőben keletkezik. Herbig megállapítása szerint a kis töm egű csillagoknak az OB típusúak előtt kell keletkezniük, mivel az OB csillagok megjelenése után a felhő nem alkalmas a további csillagkeletkezésre. Mint fentebb említettük, nagyon erősen inhom ogén felhőkben a nagy töm egű csillagok keletkezése után is megmaradnak olyan sűrű csom ók, amelyekben még keletkezhetnek csillagok, köztük kis tömegűek is.
K ezdeti tömegfüggvény
Az előzők b ől következik, h ogy sokkal töb b a Nap-típusú csillag, mint az 0 és B tí
pusú. Az asztrofizikában a tömegfüggvény azt m ondja meg, hogy egy adott térfogatban milyen a különböző töm egű csillagok gyakorisága. A kezdeti töm egfüggvény, azaz a csil
lagok töm eg szerinti eloszlása születésük idejében, a presztelláris felhő tulajdonságairól és a csillagkeletkezési folyam atokról tájékoztat. 1955-ben E.E. Salpeter m eghatározta a Nap környékén található csillagok kezdeti luminozitásfüggvényét (a csillagok luminozitás szerinti eloszlását egységnyi térfogatban, keletkezésük idejében). A kezdeti luminozitás- függvény, és a belőle levezethető kezdeti töm egfüggvény — amely a felhőkben lejátszódó folyamatokkal job b a n kapcsolatba hozható — évtizedekig a csillagtársulások legtöbbet vizsgált tulajdonságai közé tartozott.
A megfigyelések azt mutatták, hogy létezik egy univerzális kezdeti tömegfüggvény, amely megegyezik azzal, amit a Salpeter-féle kezdeti lum inozitásfüggvényből levezet
hetünk. A z utóbbi években a kezdeti töm egfüggvény töb b felismerés miatt is vesztett jelentőségéből: többek között a töm eg-fényesség összefüggés, amelynek segítségével a töm egfüggvényt a közvetlenül megfigyelhető lum inozitásfüggvényből levezethetjük, a fő
sorozat előtt nem elég jó l ismert; továbbá infravörös megfigyelések megm utatták, hogy a legtöbb fiatal csillagcsoportban m ég nem fejeződött be a csillagkeletkezés. Nagy hibá
kat okozhat a kettőscsillagok számának és tömegének korlátozott pontosságú becslése is.
Ezenkívül úgy látszik, hogy az univerzális töm egfüggvény létezése fizikailag sem szükség- szerű, mivel egy adott felhőn belül is töb b különböző folyam at alakítja ki a csillagokat.
A kezdeti tömegfüggvény, amennyiben az egy csillagcsoportra megbízhatóan m eghatá
rozható, az adott csoport keletkezési körülményeiről tájékoztat.
A csillagkeletkezés hatásfoka
A csillagközi felhők fejlődésével kapcsolatban fontos mennyiség a csillagkeletkezés hatásfoka, vagyis az a szám, amely megm utatja, hogy a felhő töm egének hány százaléka alakul csillaggá. Nyílthalmaz akkor keletkezik, ha ez a mennyiség eléri az 50 százalékot. A legtöbb asszociációban a csillagkeletkezés hatásfoka néhány százalék. A molekulafelhők nagy része szétszóródik, ezért a gravitációsan kötött, 10
4
— 105
M q töm egű felh őb ől 102
— 103
M g töm egű gravitációsan nem kötött csillagcsoport lesz. A csillagkeletkezés139
benne, amikor az első
0
típusú csillag megjelenik.A csillagkeletkezési tartom ányok itt felsorolt jellem zői megfigyelésekkel vizsgálhatók.
A spontán és indukált csillagkeletkezés, a csillagkeletkezés bim odalitása, a csillagkelet
kezés hatásfoka, a kezdeti töm egfüggvény olyan tulajdonságok, amelyek vizsgálatához az asszociációk csillagait, valamint gáz- és portartalm úkat minél pon tosabban számba kell venni.
A csillagkeletkezési folyam atok feltárásában, a nagy kiterjedésű és ismeretlen vidéke
ken az aktív területek behatárolásában sokat segít a nagy látóm ezejű Schm idt-távcső, és jó l használhatók az IR A S képek és katalógusok. Ezek azok az eszközök, amelyek a csillag
keletkezési folyam atok vizsgálatához a hazai körülmények között jelenleg rendelkezésre állnak. A következő szakaszokban ezeket a folyamatokat olyan területek bemutatásán keresztül ismertetem , amelyek megismeréséhez a magyar eredmények is hozzájárultak.