Изображение предоставлено: ESO
Новая серия фотографий, сделанных Европейской южной обсерваторией, показывает редкий взгляд на самые ранние стадии формирования тяжелой звезды. На этот раз в жизни звезды обычно скрыты из-за густых облаков газа и пыли, но в звездном скоплении NGC 3603 звездный ветер от горячих звезд разносит затмевающий материал. Внутри этого скопления астрономы находят массивные протозвезды, которым всего 100 000 лет. Это ценное открытие, потому что оно помогает астрономам понять, как начинаются тяжелые звездообразования на ранних этапах - гравитацией, притягивающей газ и пыль, или чем-то более жестоким, например, сталкиваются маленькие звезды.
Основываясь на огромных наблюдательных усилиях, проведенных с помощью различных телескопов и приборов, ESO-астроном Дитер Нюрнбергер впервые увидел самые первые стадии формирования тяжелых звезд.
Эти критические фазы звездной эволюции обычно скрыты от глаз, потому что массивные протозвезды глубоко укоренились в своих собственных облаках пыли и газа, непроницаемых барьерах для наблюдений на всех участках, кроме самых длинных волн. В частности, никакие визуальные или инфракрасные наблюдения еще не «поймали» зарождающиеся тяжелые звезды в акте, и поэтому пока мало что известно о связанных процессах.
Воспользовавшись эффектом разрыва облаков сильными звездными ветрами от соседних горячих звезд в молодом звездном скоплении в центре комплекса NGC 3603, было обнаружено, что несколько объектов, расположенных вблизи гигантского молекулярного облака, представляют собой настоящие массивные протозвезды, только около 100 000 лет и все еще растет.
Три из этих объектов, обозначенные IRS 9A-C, могут быть изучены более подробно. Они очень светящиеся (IRS 9A примерно в 100 000 раз ярче Солнца), массивные (более чем в 10 раз больше массы Солнца) и горячие (около 20 000 градусов). Они окружены относительной холодной пылью (около 0 ° C), вероятно, частично расположенной в дисках вокруг этих очень молодых объектов.
В настоящее время предлагаются два возможных сценария образования массивных звезд: аккреция большого количества околозвездного материала или столкновение (слияние) протозвезд промежуточных масс. Новые наблюдения благоприятствуют аккреции, то есть тому же процессу, который активен при образовании звезд меньшей массы.
Как образуются массивные звезды?
Этот вопрос легко задать, но пока очень сложно ответить. Фактически, процессы, которые приводят к образованию тяжелых звезд [1], в настоящее время являются одной из наиболее спорных областей в звездной астрофизике.
Хотя многие детали, связанные с образованием и ранней эволюцией звезд с низкой массой, таких как Солнце, в настоящее время хорошо поняты, основной сценарий, приводящий к образованию звезд с большой массой, все еще остается загадкой. Даже неизвестно, можно ли использовать в случае массивных звезд те же самые характеристики, которые характеризуют критерии наблюдения, используемые для идентификации и различения отдельных стадий молодых звезд с низкой массой (в основном, цветов, измеренных на ближней и средней инфракрасной длине волны).
Два возможных сценария формирования массивных звезд в настоящее время изучаются. Во-первых, такие звезды образуются в результате аккреции большого количества околозвездного материала; падение на зарождающуюся звезду меняется со временем. Другая возможность - это столкновение (слияние) протозвезд промежуточных масс, увеличение звездной массы в «скачках».
Оба сценария накладывают сильные ограничения на конечную массу молодой звезды. С одной стороны, процесс аккреции должен каким-то образом преодолевать внешнее радиационное давление, которое возрастает после воспламенения первых ядерных процессов (например, сжигание дейтерия / водорода) во внутренней части звезды, как только температура поднимется выше критического значения около 10 миллион градусов.
С другой стороны, рост за счет столкновений может быть эффективным только в среде плотного звездного скопления, в которой гарантируется достаточно высокая вероятность близких столкновений и столкновений звезд.
Какая из этих двух возможностей является наиболее вероятной?
Массивные звезды рождаются в уединении
Есть три веские причины, по которым мы так мало знаем о самых ранних фазах звезд с большой массой:
Во-первых, места образования таких звезд, как правило, гораздо более отдаленные (много тысяч световых лет), чем места образования звезд с низкой массой. Это означает, что намного сложнее наблюдать детали в этих областях (отсутствие углового разрешения).
Далее, на всех стадиях, также самых ранних (астрономы здесь называют «протозвезды»), звезды с большой массой развиваются намного быстрее, чем звезды с низкой массой. Поэтому труднее «поймать» массивные звезды в критических фазах раннего образования.
И, что еще хуже, из-за этого быстрого развития молодые протозвезды с большой массой обычно очень глубоко погружены в свои натальные облака и поэтому не обнаруживаются на оптических длинах волн во время (короткой) фазы до того, как ядерные реакции начинаются внутри. Облаку просто не хватает времени, чтобы рассеяться - когда занавес, наконец, поднимается, открывая новую звезду, он уже проходит эти самые ранние стадии.
Есть ли способ обойти эти проблемы? «Да, - говорит Дитер Норнбергер из ESO-Сантьяго, - вам просто нужно посмотреть в нужном месте и вспомнить Боба Дилана…!». Это то, что он сделал.
«Ответ, мой друг, дует ветер ...»
Представьте себе, что можно было бы сдувать большую часть неясного газа и пыли вокруг этих огромных протозвезд! Даже самое сильное желание астрономов не может этого сделать, но, к счастью, есть другие, которые лучше в этом!
Некоторые звезды с большой массой образуются в окрестностях скоплений горячих звезд, то есть рядом со своими старшими собратьями. Такие уже развитые горячие звезды являются богатым источником энергетических фотонов и производят мощные звездные ветра элементарных частиц (например, «солнечный ветер», но во много раз сильнее), которые воздействуют на окружающие межзвездные газы и пылевые облака. Этот процесс может привести к частичному испарению и рассеиванию этих облаков, тем самым «поднимая занавес» и позволяя нам смотреть прямо на молодые звезды в этом регионе, а также на относительно массивные звезды на относительно ранней стадии эволюции.
Регион NGC 3603
Такие помещения доступны в звездном скоплении NGC 3603 и в области звездообразования, которая находится на расстоянии около 22 000 световых лет в спиральном рукаве Карины галактики Млечный Путь.
NGC 3603 является одной из самых ярких, оптически видимых «областей HII» (то есть областей ионизованного водорода - произносится как «эйч-два») в нашей галактике. В его центре находится массивное скопление молодых, горячих и массивных звезд (типа «OB») - это самая высокая плотность развитых (но все еще относительно молодых) звезд с высокой массой, известных в Млечном Пути, ср. ESO PR 16/99.
Эти горячие звезды оказывают значительное влияние на окружающий газ и пыль. Они доставляют огромное количество энергичных фотонов, которые ионизируют межзвездный газ в этой области. Кроме того, быстрые звездные ветры со скоростями до нескольких сотен км / с воздействуют, сжимают и / или рассеивают соседние плотные облака, называемые астрономами «молекулярными скоплениями» из-за содержания в них сложных молекул, многие из которых являются «органическими» (с атомами углерода).
IRS 9: «скрытая» ассоциация зарождающихся массивных звезд
Один из этих молекулярных скоплений, обозначенный «NGC 3603 MM 2», расположен примерно в 8,5 световых лет к югу от скопления NGC 3603, ср. PR Фото 16а / 03. На стороне скопления, обращенной к кластеру, находятся несколько сильно затемненных объектов, известных под общим названием «NGC 3603 IRS 9». Нынешнее, очень подробное исследование позволило охарактеризовать их как ассоциацию чрезвычайно молодых звездных объектов с большой массой.
Они представляют единственные известные в настоящее время примеры аналогов с большой массой для протозвезд с низкой массой, которые обнаруживаются на инфракрасных длинах волн. Потребовалось немало усилий [2], чтобы раскрыть их свойства с помощью мощного арсенала современных приборов, работающих на разных длинах волн, от инфракрасного до миллиметрового спектрального диапазона.
Мультиспектральные наблюдения IRS 9
Для начала визуализация в ближней инфракрасной области была выполнена с помощью многомодового прибора ISAAC на 8,2-метровом телескопе VLT ANTU, ср. PR Фото 16b / 03. Это позволило провести различие между звездами, являющимися добросовестными членами скопления, и другими звездами, которые случайно встречаются в этом направлении («полевые звезды»). Было возможно измерить протяженность кластера NGC 3603, который, как было установлено, составляет около 18 световых лет, или в 2,5 раза больше, чем предполагалось ранее. Эти наблюдения также показали, что пространственные распределения звезд скопления с малой и большой массой различны, причем последние более концентрированы к центру ядра скопления.
Миллиметровые наблюдения проводились с помощью шведской ESO Submillimeter Telescpe (SEST) в обсерватории La Silla. Масштабное картирование распределения молекулы CS показало структуру и движения плотного газа в гигантском молекулярном облаке, из которого происходят молодые звезды в NGC 3603. Всего было обнаружено 13 молекулярных скоплений и определены их размеры, массы и плотности. Эти наблюдения также показали, что интенсивное излучение и сильные звездные ветра от горячих звезд в центральном скоплении «вырезали полость» в молекулярном облаке; этот сравнительно пустой и прозрачный регион теперь имеет ширину около 8 световых лет.
Снимки среднего инфракрасного диапазона (на длинах волн 11,9 и 18 мкм) были сделаны из выбранных областей в NGC 3603 с помощью прибора TIMMI 2, установленного на 3,6-метровом телескопе ESO. Это является первым обзором NGC 3603 с разрешением в ближней инфракрасной области с разрешением ниже дуги и служит, в частности, для демонстрации распределения теплой пыли в регионе. Обзор дает четкое указание на интенсивные, продолжающиеся процессы звездообразования. Было обнаружено много различных типов объектов, включая чрезвычайно горячие звезды Вольфа-Райе и протозвезды; Всего было идентифицировано 36 точечных источников в среднем ИК-диапазоне и 42 узла диффузного излучения. В обследованной области протозвезда IRS 9A оказалась наиболее ярким точечным источником на обеих длинах волн; два других источника, обозначенные как IRS 9B и IRS 9C в непосредственной близости, также очень яркие на изображениях TIMMI 2, что дополнительно указывает на то, что это место ассоциации протозвезд в своем собственном праве.
Коллекция высококачественных изображений области IRS 9, показанная в PR Photo 16b / 03, хорошо подходит для исследования природы и эволюционного статуса расположенных там сильно скрытых объектов IRS 9A-C. Они расположены на стороне массивного ядра молекулярного облака NGC 3603 MM 2, которое обращено к центральному скоплению молодых звезд (PR Photo 16a / 03), и были, по-видимому, только недавно «освобождены» от большей части их натальной газовой и пылевой среды сильными звездные ветры и энергетическое излучение соседних звезд скопления большой массы.
Объединенные данные позволяют сделать четкий вывод: IRS 9A-C представляют собой наиболее ярких членов редкой ассоциации протозвезд, все еще находящихся в околозвездных оболочках, но в области первичного ядра молекулярного облака, которое в настоящее время в значительной степени «не продувается» газом. и пыль. Собственная яркость этих зарождающихся звезд впечатляет: в 100 000, 1000 и 1000 раз яркость Солнца для IRS 9A, IRS 9B и IRS 9C соответственно.
Их яркость и инфракрасные цвета дают информацию о физических свойствах этих протозвезд. Они очень молоды в астрономических терминах, вероятно, менее 100 000 лет. Тем не менее, они уже достаточно массивны, более чем в 10 раз тяжелее Солнца и продолжают расти - сравнение с наиболее надежными в настоящее время теоретическими моделями позволяет предположить, что они накапливают материал из своих оболочек с относительно высокой скоростью - до 1 массы Земли. в день, т. е. масса Солнца в 1000 лет.
Наблюдения показывают, что все три протозвезды окружены сравнительно холодной пылью (температура около 250 - 270 К или от -20 до 0? С). Их собственные температуры довольно высоки, порядка 20 000 - 22 000 градусов.
Что говорят нам массивные протозвезды?
Дитер Нюрнбергер доволен: «Теперь у нас есть убедительные аргументы, чтобы рассматривать IRS 9A-C как разновидность Розетт Стоунз для нашего понимания самых ранних фаз формирования массивных звезд. Я не знаю никаких других протозвездных кандидатов с высокой массой, которые были бы выявлены на столь ранней стадии эволюции - мы должны быть благодарны за звездные ветры, поднимающие занавес в этой области! Новые наблюдения в ближнем и среднем инфракрасном диапазонах дают нам первый взгляд на этот чрезвычайно интересный этап звездной эволюции ».
Наблюдения показывают, что критерии (например, инфракрасные цвета), уже установленные для идентификации очень молодых (или прото-) звезд с низкой массой, по-видимому, также справедливы для звезд с большой массой. Более того, при надежных значениях их яркости (светимости) и температуры IRS 9A-C может служить критически важным и отличительным тестовым примером для обсуждаемых в настоящее время моделей образования звезд с большой массой, в частности моделей аккреции и моделей коагуляции.
Настоящие данные хорошо согласуются с аккреционными моделями, и в непосредственной близости от IRS 9A-C не было обнаружено объектов промежуточной светимости / массы. Таким образом, по крайней мере для ассоциации IRS 9 сценарий аккреции предпочтительнее сценария столкновения.
Источник: ESO News Release
