Кредитна слика: ЕСО
Нова серија фотографија које је направио Европски опсерваториј на југу показује ретки поглед у врло ране фазе формирања тешких звезда. Ово време у животу звезде обично је затамњено из вида због густих облака гаса и прашине, али у звезданом грозду НГЦ 3603, звјездани вјетар из врућих звијезда експлодира опскурним материјалом. Унутар овог кластера астрономи проналазе велике протостаре који су стари само 100 000 година. Ово је драгоцено откриће јер помаже астрономима да разумеју како почињу ране фазе формирања тешких звезда - да ли је то гравитација спајала гас и прашина или нешто снажније, попут мањих звезда које се сударају заједно.
На основу огромног посматрачког напора са различитим телескопима и инструментима, ЕСО-астроном Диетер Н? Рнбергер добио је први поглед на прве фазе формирања тешких звезда.
Ове критичне фазе звездане еволуције су обично скривене од погледа, јер су масивни протостари дубоко уграђени у њихове родне облаке прашине и гаса, непробојне препреке за опсервације уопште, али најдуже таласне дужине. Конкретно, ниједна визуелна или инфрацрвена запажања још нису „ухватила“ урођене тешке звезде у делу и зато је мало тога за сада познато о повезаним процесима.
Искористивши ефект уклањања облака јаких звјезданих вјетрова из сусједних, врућих звијезда у младом звјезданом кластеру у центру комплекса НГЦ 3603, пронађено је да неколико објеката смјештених у близини џиновског молекуларног облака представљају масивне огромне протостаре, само око Стара 100.000 година и још увек расте.
Три од ових предмета, означених ИРС 9А-Ц, могу се детаљније проучити. Веома су блистави (ИРС 9А је око 100 000 пута инерцијално светлији од Сунца), масивни (више од 10 пута масе Сунца) и врући (око 20 000 степени). Окружени су релативно хладном прашином (око 0 ° Ц), вероватно делимично распоређени у дисковима око ових веома младих предмета.
Тренутно су предложена два могућа сценарија за формирање масивних звезда, нагомилавањем великих количина ободног материјала или сударањем (коалесценцијом) протостара средњих маса. Нова запажања фаворизују акрецију, тј. Исти процес који је активан током формирања звезда мањих маса.
Како се формирају масивне звезде?
Ово питање је лако поставити, али до сада је врло тешко одговорити. У ствари, процеси који доводе до стварања тешких звезда [1] тренутно су једно од најспорнијих подручја у звездној астрофизици.
Иако су многи детаљи везани за формирање и рану еволуцију звезда ниске масе попут Сунца сада добро разумети, основни сценарио који води ка стварању звезда велике масе и даље остаје мистерија. Није познато ни да ли се исти карактеризациони критерији за посматрање који се користе за идентификовање и разликовање појединих фаза младих звезда мале масе (углавном боје измерене на средњим и средњим инфрацрвеним таласним дужинама) такође могу користити у случају масивних звезда.
Тренутно се проучавају два могућа сценарија за формирање масивних звезда. У првом, такве звезде се формирају избацивањем великих количина ободног материјала; пад на урођену звезду варира са временом. Друга могућност је формирање сударом (коалесценцијом) протостара средњих маса, повећавајући звјездану масу у „скоковима“.
Оба сценарија намећу снажна ограничења крајњој маси младе звезде. С једне стране, процес акрерације мора некако превазићи спољни притисак зрачења који се повећава, након паљења првих нуклеарних процеса (нпр. Изгарање деутерија / водоника) у унутрашњости звезде, након што температура порасте изнад критичне вредности близу 10 милион степени.
С друге стране, раст сударима може бити делотворан само у густом окружењу гроздских звезда у којима је загарантована релативно велика вероватноћа за блиске сусрете и сударе звезда.
Која је од ове двије могућности вјероватнија?
Масивне звезде рађају се у осами
Постоје три добра разлога о којима знамо тако мало о најранијим фазама звезда велике масе:
Прво, места формирања таквих звезда су углавном много удаљенија (хиљаде светлосних година) од места формирања звезда мале масе. То значи да је много теже посматрати детаље у тим областима (недостатак угаоне резолуције).
Даље, у свим фазама, и оне најраније (астрономи овде помињу „протостаре“), звезде велике масе еволуирају много брже од звезда ниске масе. Стога је теже „ухватити“ масивне звезде у критичним фазама раног формирања.
А што је још горе, због овог брзог развоја, млади протостари велике масе обично су врло дубоко уграђени у своје наталне облаке и зато их није могуће уочити на оптичким таласним дужинама током (кратке) фазе пре него што нуклеарне реакције почну у њиховој унутрашњости. Једноставно нема довољно времена да се облак распрши - када се завеса коначно подигне, омогућавајући поглед на нову звезду, већ је прошла те најраније фазе.
Постоји ли начин да се ови проблеми решавају? "Да", каже Диетер Нрнбергер из ЕСО-Сантиага, "само требате да потражите право место и сетите се Боба Дилана ...!". Ово је и урадио.
"Одговор, пријатељу, дува ветар ..."
Замислите да би било могуће испухати већину опскурног гаса и прашине око тих великих масе протостара! Ни најјача жеља астронома не може то да испуни, али на сву срећу постоје и други који су у томе бољи!
Неке звезде велике масе формирају се у близини гроздова врућих звезда, тј. Поред њихове старије браће. Такве већ еволуиране вруће звезде су богат извор енергетских фотона и производе снажне звјездане вјетрове елементарних честица (попут „соларног вјетра“, али многоструко јаче) који утичу на околне међузвјездане облаке гаса и прашине. Овај процес може довести до делимичног испаравања и распршивања тих облака, на тај начин „подижући завесу“ и омогућавајући нам директно гледање младих звезда у том региону, такође релативно масивних у релативно раној еволуцијској фази.
НГЦ 3603 регион
Такве просторије су доступне у звјезданом кластеру НГЦ 3603 и у облику звијезда које се налазе на удаљености од око 22 000 свјетлосних година у спиралном краку Царине галаксије Млијечни пут.
НГЦ 3603 је једна од најсјајнијих, оптички видљивих „ХИИ-регија“ (тј. Региона јонизованог водоника - изражених „еитцх-тво“) у нашој галаксији. У њеном средишту је масивна скупина младих, врућих и масивних звезда („ОБ-типа“) - ово је највећа густина еволуираних (али још увек релативно младих) звезда велике масе познатих у Млечном путу, усп. ЕСО ПР 16/99.
Ове вруће звезде имају значајан утицај на околни гас и прашину. Они испоручују огромну количину енергетских фотона који јонизују међузвездни гас у овом подручју. Штавише, брзи звездани ветрови брзином до неколико стотина км / сец утичу на, компримирају и / или распршују суседне густе облаке, које астрономи називају „молекуларним грудвицама“ због свог садржаја сложених молекула, многи од ових „органских“ (са атомима угљеника)
ИРС 9: „скривена“ асоцијација масивних звезда које долазе
Један од ових молекуларних накупина, означен као „НГЦ 3603 ММ 2“, налази се око 8,5 светлосних година јужно од кластера НГЦ 3603, прим. ПР фотографија 16а / 03. Смјештени на овој страни грудњака окренутих ка кластеру налазе се неки изразито затамњени објекти, заједнички познати под називом „НГЦ 3603 ИРС 9“. Садашња, врло детаљна истрага омогућила је да их окарактеришемо као асоцијацију на изузетно младе звездасте објекте велике масе.
Они представљају једине тренутно познате примере високо-масних колега протостара ниске масе који су откривени на инфрацрвеним таласним дужинама. Било је потребно прилично напора [2] да се открију њихова својства моћним арсеналом најсавременијих инструмената који раде на различитим таласним дужинама, од инфрацрвеног до милиметрског спектралног подручја.
Мулти-спектрална запажања ИРС 9
За почетак, снимање из близине инфрацрвеног зрачења изведено је с мулти-мод инструментом ИСААЦ на 8,2-метарском ВЛТ АНТУ телескопу, прим. ПР Фото 16б / 03. Ово је омогућило разликовање звезда које су непоштене чланице кластера и других које се виде у овом правцу („звезде поља“). Било је могуће измерити опсег НГЦ 3603 кластера за који је утврђено да је око 18 светлосних година или 2,5 пута већи него што се претпостављало раније. Ова запажања су такође послужила да покажу да су просторне расподеле звезда кластера мале и велике масе различите, а последње су концентрисаније према центру језгре кластера.
Милиметријска запажања рађена су шведским-ЕСО субмилиметарским телескопом (СЕСТ) у опсерваторију Ла Силла. Мапирање у дистрибуцији ЦС-молекула у великом обиму показало је структуру и кретања густе гасове у џиновском молекуларном облаку из кога потичу младе звезде из НГЦ 3603. Откривено је укупно 13 молекуларних накупина и утврђене су њихове величине, масе и густине. Ова запажања су такође показала да су интензивно зрачење и јаки звездани ветрови из врућих звезда у централном кластеру „уклесали шупљину“ у молекуларном облаку; овај релативно празан и транспарентан регион сада мери око 8 светлосних година.
Средње инфрацрвено снимање (на таласним дужинама 11,9 и 18 мм) урађено је за одабране регије у НГЦ 3603 помоћу инструмента ТИММИ 2 постављеног на телескоп ЕСО 3.6 м. Ово представља прво средњоенергетско истраживање НГЦ 3603 резолуције испод лука и служи посебно за приказивање расподјеле топле прашине у региону. Истраживање даје јасан показатељ интензивних, текућих процеса формирања звезда. Откривено је много различитих врста објеката, укључујући изузетно вруће звезде и протостаре Волф-Раиет; укупно је идентификовано 36 средњих ИЦ извора и 42 чвора дифузне емисије. У истраживаном подручју, пронађено је да је протостар ИРС 9А најзаслужнији тачкасти извор у обе таласне дужине; два друга извора, означена ИРС 9Б и ИРС 9Ц у непосредној близини, такође су врло светла на ТИММИ 2 сликама, што даље даје назнаке да је ово место удружења протостара у сопственом својству.
Колекција висококвалитетних слика подручја ИРС 9 приказана на ПР Пхото 16б / 03 погодна је за истраживање природе и еволуционог статуса високо затамњених објеката који се ту налазе, ИРС 9А-Ц. Смјештени су са стране масивне језгре молекуларног облака НГЦ 3603 ММ 2 која је окренута према централној групи младих звијезда (ПР Пхото 16а / 03) и очигледно су тек недавно „ослобођени“ од већине свог наталног гаса и прашине. звјездани вјетрови и енергетско зрачење из оближњих звијезда велике масе.
Комбиновани подаци воде ка јасном закључку: ИРС 9А-Ц представљају најсјајније чланове ријетке асоцијације протостара, још увек уграђених у округле овојнице, али у региону нетакнутог молекуларног језгра облака, који је сада углавном "без ваздуха". и прашине. Унутрашња светлина ових матичних звезда је импресивна: 100.000, 1000 и 1000 пута већа од Сунца за ИРС 9А, ИРС 9Б и ИРС 9Ц, респективно.
Њихова светлина и инфрацрвене боје дају информације о физичким својствима ових прототора. Они су врло млади у астрономском погледу, вероватно стари мање од 100.000 година. Они су већ прилично масивни, додуше, више од 10 пута тежи од Сунца, и још увек расту - упоређивање са тренутно најпоузданијим теоријским моделима указује да они добијају материјал из својих омотача релативно великом брзином до 1 масе Земље дневно, тј. маса Сунца у 1000 година.
Проматрања показују да су сва три протостара окружена релативно хладном прашином (температура око 250 - 270 К, или -20 ° Ц до 0 ° Ц). Њихове температуре су прилично високе, између 20 000 и 22 000 степени.
Шта нам говоре масивни протостарци?
Диетер Н рнбергер је задовољан: „Сада имамо убедљиве аргументе да ИРС 9А-Ц сматрамо врстом Росетта Стонса за наше разумевање најранијих фаза формирања масивних звезда. Не знам ниједног другог великог броја кандидата за протозвезда који су откривени у тако раној еволуцијској фази - морамо бити захвални на звјезданим вјетровима који се подижу завјесе у том подручју! Нова проматрања у близини и средњег инфрацрвеног стања дају нам први поглед у ову изузетно занимљиву фазу еволуције звјездана. “
Опажања показују да критеријуми (нпр. Инфрацрвене боје) већ успостављени за идентификацију веома младих (или прото-) звезда ниске масе изгледају и за звезде велике масе. Штавише, са поузданим вредностима њихове осветљености (светлости) и температуре, ИРС 9А-Ц може послужити као пресудни и уочљиви тест примери за тренутно разматране моделе формирања звезда велике масе, нарочито моделе акрекције насупрот моделима коагулације.
Постојећи подаци су у складу са моделима акреције и нису пронађени предмети средње светлости / масе у непосредном суседству ИРС 9А-Ц. Тако је, барем за удружење ИРС 9, сценариј акцесирања погодан сценарију судара.
Изворни извор: ЕСО Невс Релеасе
