Кредитний імідж: ESO
Нова серія фотографій, зроблена Європейською південною обсерваторією, показує рідкісний погляд на самі ранні стадії формування важких зірок. Цього разу життя зірки зазвичай затьмарюється від зору через густі хмари газу та пилу, але у зірковому скупченні NGC 3603 зоряний вітер від гарячих зірок вибухає затьмарений матеріал. Всередині цього скупчення астрономи знаходять величезних протостарів, яким лише 100 000 років. Це цінне відкриття, оскільки воно допомагає астрономам зрозуміти, як починаються ранні стадії утворення важких зірок - це через гравітацію, що збиває газ і пил, чи щось більш жорстоке, як зіткнення менших зірок.
Спираючись на великі спостережливі зусилля з різними телескопами та інструментами, ESO-астроном Dieter N? Rnberger отримав перший погляд на найперші етапи утворення важких зірок.
Ці критичні фази зоряної еволюції зазвичай приховані від погляду, оскільки масивні протостари глибоко вбудовані у рідні хмари пилу та газу, непроникні бар'єри для спостережень зовсім, крім найдовших довжин хвиль. Зокрема, жодні візуальні чи інфрачервоні спостереження ще не «вловили» зароджуваних важких зірок у акті, тому мало що відомо про супутні процеси.
Отримавши прибуток від ефекту хмари, що сильний зоряний вітер сусідніх, гарячих зірок у молодому зоряному скупченні в центрі комплексу NGC 3603, кілька об'єктів, розташованих біля гігантської молекулярної хмари, були визнані сумлінними масивними протостарами, лише про 100 000 років і досі зростає.
Три з цих об'єктів, позначених IRS 9A-C, можна було б детальніше вивчити. Вони дуже світяться (IRS 9A приблизно в 100 000 разів яскравіше, ніж Сонце), масивні (більше ніж у 10 разів перевищують масу Сонця) і гарячі (близько 20 000 градусів). Вони оточені відносно холодним пилом (близько 0 ° С), ймовірно, частково розташовані в дисках навколо цих зовсім молодих предметів.
В даний час пропонуються два можливі сценарії утворення масивних зірок шляхом нагромадження великої кількості циркулярного матеріалу або зіткненням (злиттям) протостарів проміжних мас. Нові спостереження сприяють нарощуванню, тобто тому ж процесу, який відбувається під час утворення зірок менших мас.
Як утворюються масивні зірки?
Це питання легко поставити, але поки дуже важко відповісти. Насправді, процеси, що призводять до утворення важких зірок [1], в даний час є однією з найбільш спірних областей у зоряній астрофізиці.
Хоча багато деталей, пов'язаних з утворенням та ранньою еволюцією зірок низької маси, як Сонце, зараз добре зрозумілі, основний сценарій, який призводить до утворення високомасових зірок, досі залишається загадкою. Навіть невідомо, чи можуть бути застосовані ті ж, що характеризують критерії спостереження, які використовуються для ідентифікації та розрізнення окремих стадій молодих зірок низької маси (переважно кольори, виміряні на ближній та середній інфрачервоних довжинах хвиль), також у випадку масивних зірок.
Зараз вивчаються два можливі сценарії утворення масивних зірок. По-перше, такі зірки утворюються шляхом нагромадження великої кількості циркулярного матеріалу; приплив до народної зірки змінюється з часом. Інша можливість - це утворення шляхом зіткнення (злиття) протостарів проміжних мас, збільшення зоряної маси в «стрибках».
Обидва сценарії накладають сильні обмеження на остаточну масу юної зірки. З одного боку, процес екскреції повинен якось подолати тиск випромінювання назовні, що накопичується, після запалювання перших ядерних процесів (наприклад, спалювання дейтерію / водню) у внутрішніх приміщеннях зірки, як тільки температура підвищиться вище критичного значення поблизу 10 мільйон градусів.
З іншого боку, зростання зіткнень може бути ефективним лише в умовах щільного зіркового скупчення, в якому гарантується досить висока ймовірність близьких зустрічей і зіткнень зірок.
Яка з цих двох можливостей є найбільш ймовірною?
Масивні зірки народжуються у самоті
Є три вагомі причини, про які ми знаємо так мало про найдавніші фази зірок великої маси:
По-перше, місця формування таких зірок взагалі набагато віддаленіші (багато тисяч світлових років), ніж місця формування низькомасових зірок. Це означає, що в цих областях набагато складніше спостерігати деталі (відсутність кутової роздільної здатності).
Далі, на всіх етапах, також найдавніші (астрономи тут відносяться до «протостарів»), високомасові зірки розвиваються набагато швидше, ніж зірки низької маси. Тому важче «зловити» масивних зірок у критичні фази раннього формування.
І, що ще гірше, завдяки цьому швидкому розвитку молодих високомасових протостарів, як правило, дуже глибоко вбудовані в натальні хмари, і тому їх не можна виявити на оптичних довжинах хвиль під час (короткої) фази, перш ніж ядерні реакції розпочнуться у їх внутрішніх приміщеннях. Часу хмари просто не вистачає - коли завіса нарешті піднімається, що дозволяє оглядати нову зірку, вона вже минула ці самі ранні етапи.
Чи є спосіб вирішити ці проблеми? "Так", - каже Дітер Nrnberger з ESO-Сантьяго, "вам просто потрібно шукати в потрібному місці і пам'ятати Боба Ділана ...!". Це він і зробив.
"Відповідь, мій друже, дме вітер ..."
Уявіть, що можна було б здути більшу частину затьмареного газу та пилу навколо цих високомасових протостарів! Навіть найсильніше бажання астрономів не може цього здійснити, але є, на щастя, інші, хто в цьому краще!
Деякі зірки високої маси утворюються в околицях скупчень гарячих зірок, тобто поруч зі своїми старшими братами. Такі вже розвинені гарячі зірки є багатим джерелом енергетичних фотонів і виробляють потужні зоряні вітри елементарних частинок (як "сонячний вітер", але в багато разів сильніше), які впливають на навколишні міжзоряні газові та пилові хмари. Цей процес може призвести до часткового випаровування та розсіювання цих хмар, тим самим "піднявши завісу" і дозволяючи нам дивитись безпосередньо на молодих зірок у цьому регіоні, також порівняно масових на відносно ранньому етапі еволюції.
Регіон NGC 3603
Такі приміщення доступні в межах зоряного скупчення NGC 3603 та зореутворюючої області, який розташований на відстані близько 22 000 світлових років у спіральному плечі Каріна галактики Чумацький Шлях.
NGC 3603 - одна з найбільш світимих, оптично видимих “HII-областей” (тобто регіонів іонізованого водню - вимовляється “eitch-two”) в нашій галактиці. В його центрі - масивна скупчення молодих, гарячих і масивних зірок (типу "OB") - це найвища щільність еволюціонуючих (але все ще відносно молодих) зірок високої маси, відома в Чумацькому Шляху, пор. ESO PR 16/99.
Ці гарячі зірки мають значний вплив на навколишній газ та пил. Вони доставляють величезну кількість енергетичних фотонів, які іонізують міжзоряний газ у цій зоні. Крім того, швидкі зоряні вітри зі швидкістю до декількох сотень км / сек впливають на, стискають та / або розсіюють сусідні щільні хмари, які астрономи називають "молекулярними згустками" через вміст складних молекул, багато з яких "органічні" (з атомами вуглецю).
IRS 9: «прихована» асоціація народжуваних масивних зірок
Один з цих молекулярних скупчень, позначений як "NGC 3603 MM 2", розташований приблизно в 8,5 світлових років на південь від скупчення NGC 3603, пор. PR Photo 16a / 03. Розташовані на кластерній стороні цього скупчення - деякі сильно затемнені об'єкти, спільно відомі як "NGC 3603 IRS 9". Нинішнє дуже детальне дослідження дозволило охарактеризувати їх як асоціацію надзвичайно молодих зоряних об’єктів високої маси.
Вони являють собою єдині відомі в даний час приклади високомасових аналогів протостарам з низькою масою, які виявляються на інфрачервоній довжині хвилі. Було потрібно багато зусиль [2], щоб розкрити їх властивості потужним арсеналом найсучасніших інструментів, що працюють на різній довжині хвилі, від інфрачервоної до міліметрової спектральної області.
Багатоспектральні спостереження IRS 9
Для початку, у 8-метровому телескопі VLT ANTU 8,2-метровий телескоп VLT ANTU, див. PR Photo 16b / 03. Це дозволило розрізнити між зірками, які є добросовісними членами кластера, та іншими, які трапляються в цьому напрямку («зірки поля»). Можна було виміряти ступінь кластеру NGC 3603, який виявився приблизно в 18 світлових років, або в 2,5 рази більше, ніж передбачалося раніше. Ці спостереження також показали, що просторові розподіли зірок кластерів з низькою та високою масою відрізняються, останні є більш сконцентрованими у напрямку до ядра кластера.
Міліметрові спостереження були зроблені за допомогою шведського субсиміліметрового телескопа ESO (SEST) в обсерваторії Ла-Сілла. Масштабне відображення розподілу молекули CS показало структуру та рухи густого газу в гігантській молекулярній хмарі, з якої походять молоді зірки в NGC 3603. Всього було виявлено 13 молекулярних скупчень та визначено їх розміри, маси та щільність. Ці спостереження також показали, що інтенсивне випромінювання та сильний зоряний вітер від гарячих зірок у центральному скупченні «вирізали порожнину» у молекулярній хмарі; цей порівняно порожній і прозорий регіон зараз займає близько 8 світлових років.
Середньо інфрачервоне зображення (на довжинах хвиль 11,9 та 18? М) було зроблено для вибраних областей у NGC 3603 за допомогою приладу TIMMI 2, встановленого на телескопі ESO 3,6 м. Це являє собою перше середнє ІЧ-опитування NGC 3603 з роздільною здатністю під дугою та слугує, зокрема, для показу розподілу теплої пилу в регіоні. Обстеження дає чітку ознаку інтенсивних процесів утворення зірок, що тривають. Було виявлено багато різних типів об'єктів, серед яких надзвичайно гарячі зірки Вольфа-Реєта та протостари; Всього було виявлено 36 точок середнього ІЧ та 42 вузла дифузної емісії. В досліджуваній області встановлено, що протостар IRS 9A є найсвітнішим точковим джерелом на обох довжинах хвиль; Два інших джерела, позначені IRS 9B та IRS 9C в безпосередній близькості, також дуже яскраві на зображеннях TIMMI 2, що надає додаткові вказівки, що це власне місце об'єднання протостарів.
Колекція високоякісних зображень області IRS 9, показана в PR Photo 16b / 03, добре підходить для дослідження природи та еволюційного стану сильно затемнених об'єктів, розташованих там, IRS 9A-C. Вони розташовані збоку від масивного молекулярного ядра хмари NGC 3603 MM 2, що стикається з центральним скупченням молодих зірок (PR Photo 16a / 03) і, мабуть, лише нещодавно були "звільнені" від більшості своїх натальних газових та пилових середовищ сильними зоряні вітри та енергетичне випромінювання довколишніх кластерних зірок.
Об'єднані дані приводять до чіткого висновку: IRS 9A-C являє собою найяскравіших членів розрідженої асоціації протостарів, як і раніше вбудованих в циркулярні оболонки, але в регіоні первозданного молекулярного ядра хмари, тепер значною мірою «видутого» від газу і пил. Властива яскравість цих новонароджених зірок вражає: у 100 000, 1000 та 1000 разів більше, ніж у Сонця для IRS 9A, IRS 9B та IRS 9C відповідно.
Їх яскравість та інфрачервоні кольори дають інформацію про фізичні властивості цих протостарів. Вони дуже молоді в астрономічному відношенні, ймовірно, їм менше 100 000 років. Вони вже досить масивні, хоча в 10 разів важчі за Сонце, і вони все ще зростають - порівняння з найнадійнішими теоретичними моделями на сьогоднішній день свідчить про те, що вони накопичують матеріал із своїх оболонок із відносно високою швидкістю до 1 маси Землі на добу, тобто маса Сонця за 1000 років.
Спостереження показують, що всі три протостари оточені порівняно холодним пилом (температура близько 250 - 270 K, або від -20 ° C до 0 ° C). Їх власна температура досить висока, близько 20000 - 22000 градусів.
Що нам говорять масові протостари?
Дітер Н? Рнбергер задоволений: "Зараз у нас є переконливі аргументи, щоб розглядати IRS 9A-C як різновид камені Розетти для нашого розуміння ранніх фаз утворення масивних зірок. Я не знаю жодних інших кандидатів у великі масові протозірлари, які були виявлені на такому ранньому етапі еволюції - ми повинні бути вдячні за підняття завіси зоряного вітру в цій місцевості! Нові ближні та середні інфрачервоні спостереження дають нам перший погляд на цю надзвичайно цікаву фазу еволюції зірки ».
Спостереження показують, що критерії (наприклад, інфрачервоні кольори), вже встановлені для ідентифікації дуже молодих (або прото-) зірок низької маси, очевидно, також належать до високомасових зірок. Більше того, з надійними значеннями їх яскравості (освітленості) та температури IRS 9A-C може слугувати вирішальним і вибагливим тест-кейсом для обговорюваних в даний час моделей утворення великої маси зірок, зокрема моделей нарощення проти моделей згортання.
Наведені дані добре узгоджуються з моделями нарощування, і в безпосередній околиці IRS 9A-C не знайдено жодних предметів проміжної освітленості / маси. Таким чином, щонайменше для асоціації IRS 9 сценарій нарощування виступає проти сценарію зіткнення.
Оригінальне джерело: Новини ESO
