Кредит за изображение: ESO
Нова серия от снимки, направени от Европейската южна обсерватория, показват рядък поглед в най-ранните етапи на образуване на тежки звезди. Този път животът на звездата обикновено е затъмнен от погледа поради гъсти облаци газ и прах, но в звездното струпване NGC 3603, звездният вятър от горещи звезди взривява затъмняващия материал. Вътре в този клъстер астрономите намират масивни протостари, които са на едва 100 000 години. Това е ценно откритие, защото помага на астрономите да разберат как започват ранните етапи на образуването на тежки звезди - дали чрез гравитацията се събират газ и прах или нещо по-силно, като по-малки звезди се сблъскват заедно.
Базирайки се на огромни наблюдателни усилия с различни телескопи и инструменти, ESO-астрономът Dieter N? Rnberger получи първи поглед върху първите етапи в образуването на тежки звезди.
Тези критични фази на звездна еволюция обикновено са скрити от гледката, тъй като масивните протостари са дълбоко вградени в родните им облаци от прах и газ, непроницаеми бариери за наблюденията на всички, но най-дългите дължини на вълната. По-специално, никакви визуални или инфрачервени наблюдения все още не са „хванали“ зараждащи се тежки звезди в действието и следователно малко се знае за свързаните с това процеси.
Възползвайки се от облачно разкъсващия ефект на силни звездни ветрове от съседни, горещи звезди в млад звезден клъстер в центъра на комплекса NGC 3603, няколко обекти, разположени в близост до гигантски молекулен облак, бяха открити като добросъвестни масивни протостари, само за 100 000 години и все още растат.
Три от тези обекти, обозначени IRS 9A-C, могат да бъдат проучени по-подробно. Те са много светещи (IRS 9A е около 100 000 пъти по-ярка от Слънцето), масивни (повече от 10 пъти по-голяма от масата на Слънцето) и горещи (около 20 000 градуса). Те са заобиколени от относително студен прах (около 0 ° C), вероятно частично подредени в дискове около тези много млади предмети.
В момента се предлагат два възможни сценария за образуване на масивни звезди, чрез натрупване на голямо количество циркулярно вещество или чрез сблъсък (коалесценция) на протостарите на междинни маси. Новите наблюдения благоприятстват нарастването, т.е. същия процес, който е активен по време на образуването на звезди с по-малки маси.
Как се образуват масивни звезди?
Този въпрос е лесен за поставяне, но засега много трудно да се отговори. Всъщност процесите, които водят до образуването на тежки звезди [1], в момента са една от най-оспорваните области в звездната астрофизика.
Докато много подробности, свързани с образуването и ранната еволюция на звезди с ниска маса като Слънцето, сега са добре разбрани, основният сценарий, който води до образуването на високомасови звезди, все още остава загадка. Дори не е известно дали същите характеризиращи критерии за наблюдение, използвани за идентифициране и разграничаване на отделните етапи на младите звезди с ниска маса (главно цветове, измерени при близка и средна инфрачервена дължина на вълната), могат да се използват и в случай на масивни звезди.
В момента се изучават два възможни сценария за образуване на масивни звезди. В първия случай, такива звезди се образуват чрез натрупване на големи количества циркулярно вещество; притокът върху зараждащата се звезда варира с времето. Друга възможност е формирането чрез сблъсък (коалесценция) на протостари на междинни маси, увеличаване на звездната маса при „скокове“.
И двата сценария налагат силни ограничения върху крайната маса на младата звезда. От една страна, процесът на натрупване трябва по някакъв начин да преодолее външното радиационно налягане, което се натрупва след запалването на първите ядрени процеси (например изгаряне на деутерий / водород) във вътрешността на звездата, след като температурата се повиши над критичната стойност близо 10 милиони градуса.
От друга страна, растежът от сблъсъци може да бъде ефективен само в среда от плътни звезди, при която е гарантирана сравнително голяма вероятност за близки срещи и сблъсъци на звезди.
Коя от тези две възможности е по-вероятната?
Масивните звезди се раждат в уединение
Има три добри причини, поради които знаем толкова малко за най-ранните фази на звездите с висока маса:
Първо, местата за образуване на такива звезди като цяло са много по-далечни (много хиляди светлинни години) от местата на образуване на звезди с ниска маса. Това означава, че е много по-трудно да се наблюдават детайли в тези области (липса на ъглова резолюция).
На следващо място, на всички етапи, също и най-ранните (астрономите тук се отнасят до „протостари“), звездите с висока маса се развиват много по-бързо от звездите с ниска маса. Следователно е по-трудно да се „улавят“ масивни звезди в критичните фази на ранно формиране.
И, което е още по-лошо, поради това бързо развитие младите високомасови протостари обикновено са много дълбоко вградени в наталните си облаци и следователно не се откриват при оптични дължини на вълната по време на (кратката) фаза, преди ядрените реакции да започнат във вътрешността им. Просто няма достатъчно време облакът да се разпръсне - когато завесата най-накрая се повдигне, което позволява оглед на новата звезда, тя вече е минала през тези най-ранни етапи.
Има ли начин за заобикаляне на тези проблеми? „Да“, казва Дитер Nrnberger от ESO-Сантяго, „просто трябва да потърсите правилното място и да помните Боб Дилън…!“. Ето какво направи той.
"Отговорът, приятелю, духа от вятъра ..."
Представете си, че би било възможно да издухате по-голямата част от затъмняващия газ и прах около тези високомасови протостари! Дори и най-силното желание на астрономите не може да го направи, но за щастие има и други, които са по-добри в това!
Някои звезди с висока маса се образуват в съседство на струпвания от горещи звезди, т.е. до по-големите им братя. Такива вече еволюирали горещи звезди са богат източник на енергийни фотони и произвеждат мощни звездни ветрове от елементарни частици (като „слънчевия вятър“, но многократно по-силен), които въздействат върху околните междузвездни газови и прашни облаци. Този процес може да доведе до частично изпарение и разпръскване на тези облаци, като по този начин „повдигне завесата“ и ни позволи да гледаме директно млади звезди в този регион, също сравнително масивни в сравнително ранен еволюционен етап.
NGC 3603 регион
Такива помещения са налични в звездния клъстер NGC 3603 и образуваща звезда, който се намира на разстояние около 22 000 светлинни години в спиралното рамо на Карина на галактиката Млечен път.
NGC 3603 е един от най-светещите, оптически видими „HII-региони“ (т.е. региони на йонизиран водород - изразени „eitch-two“) в нашата галактика. В центъра му е масивна струпа от млади, горещи и масивни звезди (от типа „OB”) - това е най-голямата плътност на еволюирали (но все още сравнително млади) звезди с висока маса, известни в Млечния път, вж. ESO PR 16/99.
Тези горещи звезди оказват значително влияние върху околните газ и прах. Те доставят огромно количество енергийни фотони, които йонизират междузвездния газ в тази област. Нещо повече, бързите звездни ветрове със скорост до няколко стотици км / сек въздействат върху, компресират и / или разпръскват съседни плътни облаци, наричани от астрономите „молекулярни струпвания“ поради съдържанието им в сложни молекули, много от тези „органични“ (с въглеродни атоми).
IRS 9: „скрита“ асоциация на зараждащи се масивни звезди
Един от тези молекулярни бучки, обозначен като „NGC 3603 MM 2“, е разположен на около 8.5 светлинни години южно от клъстера NGC 3603, вж. PR снимка 16а / 03. Разположени от страната на клъстера на този сноп са някои силно затъмнени обекти, известни в същността си като "NGC 3603 IRS 9". Настоящото много подробно разследване позволи да ги характеризира като асоциация на изключително млади звездни обекти с голяма маса.
Те представляват единствените известни понастоящем примери за високомасови аналози на нискомасова протостари, които са открити при инфрачервени дължини на вълната. Бяха необходими усилия [2], за да се разгадаят техните свойства с мощен арсенал от най-съвременни инструменти, работещи с различна дължина на вълната, от инфрачервения до милиметровата спектрална област.
Мултиспектрални наблюдения на IRS 9
Като начало, близо-инфрачервеното изображение е извършено с многомодовия инструмент ISAAC в 8,2-метровия телескоп VLT ANTU, вж. PR снимка 16b / 03. Това позволи да се направи разлика между звезди, които са добросъвестни членове на клъстера, и други, които случайно се виждат в тази посока („полеви звезди“). Беше възможно да се измери степента на NGC 3603 клъстера, който бе установен за около 18 светлинни години или 2,5 пъти по-голям от предполагаемото преди. Тези наблюдения също така показват, че пространствените разпределения на звезди с ниска и висока маса са различни, като последната е по-концентрирана към центъра на ядрото на клъстера.
Милиметровите наблюдения бяха направени с помощта на шведския-ESO Submillimeter Telescpe (SEST) в обсерваторията La Silla. Мащабно картографиране на разпределението на CS-молекулата показа структурата и движенията на плътния газ в гигантския молекулен облак, от който произлизат младите звезди в NGC 3603. Открити са общо 13 молекулярни бучки и се определят техните размери, маси и плътности. Тези наблюдения също показаха, че интензивното излъчване и силните звездни ветрове от горещите звезди в централния клъстер са "издълбали кухина" в молекулния облак; този сравнително празен и прозрачен регион сега измерва около 8 светлинни години.
Средно-инфрачервени изображения (при дължина на вълната 11,9 и 18 µm) бяха направени от избрани региони в NGC 3603 с инструмента TIMMI 2, монтиран на телескопа ESO 3.6 m. Това представлява първото средно-инфрачервено изследване на NGC 3603 с разделителна способност на под-дъгата и служи по-специално за показване на разпределението на топлия прах в региона. Проучването дава ясна индикация за интензивни, текущи процеси на формиране на звезди. Бяха открити много различни видове обекти, включително изключително горещи звезди и протостари на Wolf-Rayet; общо бяха идентифицирани 36 средни ИЧ точкови източници и 42 възела с дифузно излъчване. В изследваната зона се установява, че протостар IRS 9A е най-светещият точков източник и при двете дължини на вълната; други два източника, обозначени IRS 9B и IRS 9C в непосредствена близост, също са много ярки върху изображенията на TIMMI 2, което дава допълнителна индикация, че това е мястото на асоциация на протостарите от само себе си.
Колекцията от висококачествени изображения на IRS 9 областта, показана в PR Photo 16b / 03, е подходяща за изследване на природата и еволюционния статус на силно затъмнените обекти, разположени там, IRS 9A-C. Те са разположени отстрани на масивното молекулярно облачно ядро NGC 3603 MM 2, което е изправено пред централната група от млади звезди (PR Photo 16a / 03) и очевидно едва наскоро бяха „освободени“ от по-голямата част от средата на наталния си газ и прах от силни звездни ветрове и енергийно излъчване от близките звезди с висока маса.
Комбинираните данни водят до ясен извод: IRS 9A-C представляват най-ярките членове на оскъдна асоциация на протостари, все още вградени в обиколка на обкръжението, но в регион на девственото молекулярно облачно ядро, сега до голяма степен „издухано“ от газ и прах. Вътрешната яркост на тези зараждащи се звезди е впечатляваща: 100 000, 1000 и 1000 пъти по-голяма от тази на Слънцето за IRS 9A, IRS 9B и IRS 9C, съответно.
Тяхната яркост и инфрачервени цветове дават информация за физическите свойства на тези протостари. Те са много млади в астрономически план, вероятно на по-малко от 100 000 години. Те вече са доста масивни, въпреки че са повече от 10 пъти по-тежки от Слънцето и все още нарастват - сравнението с понастоящем най-надеждните теоретични модели предполага, че те натрупват материал от своите обвивки със сравнително високата скорост до 1 земна маса на ден, т.е. масата на Слънцето за 1000 години.
Наблюденията показват, че и трите протостара са заобиколени от сравнително студен прах (температура около 250 - 270 К, или от -20 ° С до 0 ° С). Техните собствени температури са доста високи, от порядъка на 20 000 - 22 000 градуса.
Какво ни казват масовите протостари?
Dieter N? Rnberger е доволен: „Сега имаме убедителни аргументи да считаме IRS 9A-C за вид Rosetta Stones за нашето разбиране на най-ранните фази на образуването на масивни звезди. Не знам за други високомасови кандидати за протозвезди, разкрити на толкова ранен еволюционен етап - трябва да сме благодарни за вдигащите завеси звездни ветрове в този район! Новите наблюдения на близо и средно инфрачервено ниво ни дават първи поглед в тази изключително интересна фаза на звездна еволюция. "
Наблюденията показват, че вече установени критерии (например инфрачервени цветове) за идентифициране на много млади (или прото-) звезди с ниска маса очевидно важат и за звезди с висока маса. Освен това, с надеждни стойности на тяхната яркост (светимост) и температура, IRS 9A-C може да послужи като решаващи и взискателни тестови случаи за обсъжданите понастоящем модели за образуване на големи масиви звезди, по-специално за модели на нарастване спрямо моделите на коагулация.
Настоящите данни са добре съвместими с моделите на нарастване и в непосредствена близост до IRS 9A-C не са открити предмети с междинна светимост / маса. По този начин, поне за асоциацията IRS 9, сценарият на натрупване е благоприятен срещу сценария на сблъсък.
Оригинален източник: ESO News Release
