Co to jest niestabilność Jeansa?
Niestabilność Jeansa (Jeans instability) to kryterium fizyczne, sformułowane przez Sir Jamesa Hopwooda Jeansa w 1902 roku, określające warunki, w których grawitacja wygrywa z ciśnieniem w obłoku gazu i prowadzi do jego grawitacyjnego kolapsu – inicjując formowanie gwiazd lub innych gęstych ciał kosmicznych. Obłok lub fragment obłoku, którego masa przekracza masę Jeansa (Jeans mass, M_J) lub wymiar liniowy przekracza długość Jeansa (Jeans length, lambda_J), jest grawitacyjnie niestabilny i będzie sie zapadać. Analiza Jeansa opiera sie na porównaniu dwóch sił: grawitacji (dążącej do kolapsu) i ciśnienia termicznego (dążącego do dyspersji). Fale perturbacji gęstości powyżej pewnej długości fali (lambda_J) rosną wykładniczo zamiast propagować sie jako fale dźwiękowe.
Wzory na masę i długość Jeansa: lambda_J = cs * sqrt(pi / (G * rho)); M_J = (pi^5/2 / 6) * cs^3 * G^(-3/2) * rho^(-1/2), gdzie cs to prędkość dźwięku (zależy od temperatury: cs = sqrt(gamma * k_B * T / m_mean)), G to stała grawitacji, rho to gęstość obłoku. Wnioski: im niższa temperatura obłoku – tym mniejsza masa Jeansa (zimniejszy obłok łatwiej zapada sie). Im wyższa gęstość – tym mniejsza masa Jeansa. W typowym zimnym obłoku molekularnym (T = 10 K, rho ok. 10^3 cząsteczek/cm3) masa Jeansa wynosi ok. 1-10 M_sol – co tłumaczy, dlaczego z kolapsu jednego obłoku molekularnego powstaje gromada gwiazd, a nie pojedyncza supergromada. Dla gazu MGallaktycznego (T = 10^4 K, rho ok. 1 atom/cm3) masa Jeansa wynosi ok. 10^5-10^6 M_sol – dlatego galaktyki formują sie jako całość, a nie poszczególne gwiazdy. Fragmentacja: gdy obłok zaczyna sie zapadać, jego gęstość rośnie, a masa Jeansa maleje – prowadzi to do hierarchicznego podziału (fragmentacji Jeansa), gdzie jeden duży obłok rozpada sie na coraz mniejsze fragmenty aż do skal gwiazdowych.
Niestabilność Jeansa jest podstawą teorii formowania gwiazd, lecz w rzeczywistości musi byc uzupełniona o dodatkowe czynniki: turbulencje (turbulentna prędkość dysypacji zastępuje cs efektywnym cs_turb – silne turbulencje mogą stabilizować obłok powyżej progu Jeansa), pole magnetyczne (magnetically supercritical vs. subcritical clouds – zależnie od stosunku masy do strumienia magnetycznego), promieniowanie zewnętrzne (jonizacja i podgrzewanie zmienia lokalny cs), sprzężenia zwrotne od powstałych już gwiazd (wiatry gwiazdowe i rozbłyski jonizują i ogrzewają otoczenie, mogą hamować lub przyspieszać dalsze formowanie). Symulacje MHD turbulentnych obłoków molekularnych (np. FIRE, STARFORGE) uwzgledniają wszystkie te czynniki i odtwarzają obserwowany rozkład mas gwiazd (IMF – Initial Mass Function, prawo Salpeter-Kroupa).