Stjärnbildning är utan tvekan den viktigaste processen i universum. Under sin livstid, och sedan med sin död, producerar stjärnor av alla kemiska grundämnen utom väte och helium (som produceras i big bang). I sin ungdom ger stjärnor näring till födelsen av planeter och mindre kroppar, och deras bortgång resulterar i supernovor, supertäta kroppar som svarta hål, neutronstjärnor eller vita dvärgar och nebulosor.

Stjärnor utstrålar sin rikliga energi i kosmos med våglängder över hela spektrumet, värmer planeternas ytor, underlättar interstellär kemi och lyser upp galaxer i alla kosmiska epoker. Stjärnbildning, genom att bestämma stjärnornas platser, mängder och relativa massor, reglerar himlens palett och dess regnbåge av attribut.

Stjärnor i universum bildas, åtminstone i vår nuvarande epok, när massiva moln med molekylär gas kollapsar via gravitationen. Men i Vintergatan är denna process mycket ineffektiv; endast cirka 1 % av det tillgängliga materialet hamnar i en stjärna. Astronomer tror att en orsak är att stjärnbildande kärnor hämmas från att utvecklas av det yttre trycket från turbulenta supersoniska gasrörelser (det vill säga gas som rör sig snabbare än ljudets hastighet) och av utflöden från supernovor, vindar eller jetstrålar producerade av en tidigare generation av stjärnor. Det här är åtminstone bilden för stjärnor med låg massa.

Observationer av unga massiva stjärnor tyder dock ibland på den motsatta slutsatsen, att högmassstjärnor bildas just där gasturbulens hämmar lågmassastjärnor från att utvecklas tills tillräckligt med massa ackumuleras för att massiva stjärnor ska födas. De många komplexa, sammanvävda fysiska processerna som är involverade lämnar många pussel, inklusive varför stjärnor bildas med låg effektivitet, varför de har de speciella massor som de har, varför och hur de bildas i kluster och varför vissa finns i flera system medan andra inte är det. .

Datorsimuleringar kan ge grundläggande insikter i dessa frågor. Astronomer har arbetat i årtionden med att förfina sina koder och jämföra dem med observationer. Uppgiften är skrämmande:inte bara finns det många olika fysiska processer i arbete, de påverkar varandra, medan kritiska steg inträffar över rumsliga skalor från hundratals ljusår till den embryonala stjärnans omedelbara närhet, och tidsskalor från miljontals år till dagar. En realistisk simulering av stjärnbildning måste på något sätt noggrant redogöra för allt detta.

CfA-astronomen Anna Rosen och hennes kollegor har utvecklat den första jättelika molekylära molnsimuleringen som följer bildandet av enskilda stjärnor och deras återkoppling från jetstrålar, strålning, vindar och supernovor. Den bygger på deras tidigare koder som inkluderade gravitation, magnetfält och turbulens, men som gav orealistiskt höga stjärnbildningseffektiviteter och producerade ett överskott av massiva stjärnor.

Den nya numeriska simuleringen spårar stjärnbildning i ett moln i cirka 8 miljoner år, med cirka 160 miljoner steg, några åtskilda av tider på bara en dag. Den undviker defekterna i tidigare koder men behåller den övergripande överensstämmelsen med deras mer exakta resultat. Den drar också betydande slutsatser, bland annat att protostellära jetstrålar är en dominerande källa till återkoppling som hämmar stjärnfödseln – supernovans återkoppling sker för sent i födelsecykeln för att allvarligt störa utvecklingen av andra stjärnor i barnkammaren.

Publicerad i Monthly Notices of the Royal Astronomical Society , är denna landmärkeprestation den första numeriska simuleringen av något slag för att modellera bildandet av en stjärnhop, samtidigt som man spårar bildandet, ackretionen, rörelsen, evolutionen och återkopplingen av enskilda stjärnor och protostjärnor, med feedback från alla större kanaler:protostellära jetstrålar, stjärnstrålar. vindar, stjärnstrålning och kärnkollapssupernovor. + Utforska vidare

"Yyo-stjärnor" hittade ansvar för kosmiska bubblor utanför centrum