STELLAR POPULATION IN THE STAR CLUSTER
(POPULASI BINTANG DI GUGUS BINTANG)
Cheng-Yuan
Li, Richard de Grijs and Li-Cai Deng
REVIEWER Nurul mutmainnah (170204012)
CLUSTER STAR Isu pertama
yang dihadapi setiap diskusi mendasar tentang populasi bintang adalah mode
pembentukan bintang dalam gugus bintang.
Secara teoritis, kecuali untuk gugus bintang yang paling masif dan
paling padat, bintang-bintang dalam gugus bintang harus terbentuk dalam mode
semburan tunggal: proses pembentukan bintang dalam gugus bintang akan berhenti
dengan cepat setelah pembentukan bintang-bintang generasi pertama karena
cepatnya kehabisan gas awal, yang
terutama disebabkan oleh kehilangan massa akibat angin bintang (misalnya, foton
energetik dikeluarkan oleh bintang-bintang yang paling masif. dan penggalian
supernova). Kecepatan lepas yang khas
harus sebanding dengan kecepatan suara dalam gas hidrogen terionisasi. Untuk
beberapa kluster masif, gas mungkin didominasi oleh tekanan radiasi, dan
karenanya kecepatan pelarian mereka bahkan bisa melebihi 10 km.
Skala waktu gas yang didorong oleh angin
bintang awal ini sangat singkat, biasanya kurang dari atau sebanding dengan
waktu persimpangan cluster. Jika satu
ledakan supernova dari evolusi cepat bintang paling masif terjadi pada tahap
awal ini, skala waktu ini mungkin mendekati nol, yaitu sebuah gugus akan
terpapar (tanpa gas) segera setelah terbentuknya. Selama fase ini, ledakan
supernova tipe II akan sering terjadi. Beberapa ledakan supernova ini akan
menjadi pukulan mematikan bagi sisa gas yang tersisa di cluster. Ledakan
supernova akan mengeluarkan semua materi bintang dengan kecepatan hingga 3 x 10
km- (10% dari kecepatan cahaya),
menggerakkan gelombang kejut melalui media antar-bintang dari gugus
bintang inang mereka.
Pertama pembentukan bintang
sekunder, didorong oleh material yang ditingkatkan kelimpahannya. Di sisi lain,
dalam hal massa awal mereka, hanya gugus bintang muda dengan massa antara 10 °
Mo dan 105 M. Karena ledakan supernova Tipe II berikutnya akan lebih
mempercepat aliran gas, Jika gugus
bintang tidak dapat mengumpulkan cadangan gas tambahan, proses pembentukan
bintangnya akan berhenti dengan cepat.
Sebagai penghubung populasi bintang dalam gugus bintang, hampir semua OC
dan YMCS yang diamati akan gagal menghasilkan banyak populasi bintang, yang
bagaimanapun merupakan fitur umum dari sebagian besar GC yang diamati. Ulasan ini disusun sebagai berikut. gelombang
akan mempercepat semua gas yang tersisa ke kecepatan 100 km. massa 10 "Mo
hingga 10 * M, dapat bertahan dari seri pertama. Segera setelah itu, hanya
untuk kelompok dengan massa ledakan supernova.
Karena proses pembentukan
bintang awal berhenti dengan sangat cepat, rentang usia bintang generasi pertama akan dibatasi pada
skala waktu beberapa juta tahun, skala waktu ini, dibandingkan dengan usia khas
kebanyakan (10Myr - 100 Myr), memang sangat pendek. kurang besar dari 8 Masa akan menjalani fase
pasca-RGB dan cabang raksasa asimptotik (AGB), ketika mereka berevolusi ke
tahap evolusi akhir mereka. Usia kelompok bintang inang mereka harus setidaknya
30 Milyr, yang sudah setara dengan usia
khas kebanyakan. Bintang-bintang AGB massa menengah ini akan mengendapkan
sebagian besar bahan bintang mereka ke dalam media antar bintang, kecepatan 100
km, semua akan kehilangan gas awal mereka, yang dianggap penting untuk
pembentukan bintang sekunder: bahan
bintang yang terlontar angin bintang membentuk bahan dari bintang yang baru
lahir, kemungkinan mengarah pada pembentukan beberapa populasi bintang dengan
peningkatan kelimpahan bahan kimia, setidaknya dibandingkan dengan generasi
bintang awal dalam gugusan. Inilah mengapa gugus bintang dianggap mendekati
SSPS: selama fase awal (<1Myr), umpan balik bintang cukup kuat untuk
melepaskan sebagian besar gas residu dari protocluster; Bintang tipe O selanjutnya akan menimbulkan
beberapa ledakan supernova (3Myr hingga 10Myr), membersihkan semua gas yang
tersisa.
Setelah itu, cluster yang bertahan
akan menjadi kurang kompak dan kurang masif, sehingga kehilangan kapasitasnya
untuk mempertahankan tambahan. Namun,
karena di sebagian besar generasi bintang kedua yang diamati memiliki massa
total yang sebanding dengan generasi bintang pertama, untuk menjelaskan fraksi
tinggi yang diamati dari generasi bintang sekunder, Karena pengeluaran gas awal
akan menyebabkan ekspansi gugusan menjadi kurang konfigurasi kompak dan mengarah pada
hilangnya sebagian kecil dari massa kluster awal, kluster yang terpapar tidak
mungkin mampu menahan gas. Tahap pembentukan bintang awal dalam kelompok tidak
mungkin bertahan lebih lama dari skala waktu pengusiran gas awal; yaitu., bintang-bintang generasi pertama
hanya dapat terbentuk dalam skala waktu pendek.
Faktanya, bintang-bintang anggota dari gugus bintang yang sangat muda
(dengan usia <3 Myr) biasanya ditemukan di daerah GMCS kelahiran mereka yang
sebagian besar tidak memiliki gas, sementara semua YMCS yang lebih tua dari
beberapa puluh juta tahun adalah
sepenuhnya terbuka. Sejumlah
penelitian tentang gugus bintang muda memiliki angin bintang massa
menengah. Kehilangan massa yang
disebabkan oleh penguapan akan semakin mempersulit perkiraan. simulasi numerik
telah menunjukkan bahwa pembentukan bintang terjadi dalam semburan
terlokalisasi dalam awan, setelah itu pengusiran gas akan hapus sebagian besar gas molekul awal.