Obrazový kredit: ESO
Nová séria fotografií, ktoré urobilo Európske južné observatórium, ukazuje zriedkavý pohľad na veľmi rané štádiá tvorby hviezd. Tentokrát v živote hviezdy je obyčajne skrytý pred zrakom kvôli hustým oblakom plynu a prachu, ale v hviezdokopa NGC 3603 hviezdny vietor z horúcich hviezd odpudzuje zakrývajúci materiál. V tomto zoskupení astronómovia nachádzajú obrovské protostary, ktoré majú len 100 000 rokov. Toto je hodnotný objav, pretože pomáha astronómom pochopiť, ako sa začínajú počiatočné fázy vzniku ťažkých hviezd - je to prostredníctvom gravitácie, ktorá spája plyn a prach, alebo niečo násilnejšie, ako napríklad zrážanie menších hviezd.
Na základe obrovského pozorovacieho úsilia s rôznymi ďalekohľadmi a prístrojmi získal ESO-astronóm Dieter Nännerger prvý pohľad na prvé štádiá tvorby ťažkých hviezd.
Tieto kritické fázy hviezdneho vývoja sú normálne skryté z pohľadu, pretože masívne protostars sú hlboko zakorenené v ich pôvodných oblakoch prachu a plynu, nepreniknuteľné bariéry pozorovania vôbec, ale najdlhšie vlnové dĺžky. Najmä žiadne vizuálne alebo infračervené pozorovania ešte „nezachytili“ vznikajúce ťažké hviezdy pri akte, a preto je zatiaľ známe málo o súvisiacich procesoch.
Vďaka silnému hviezdnemu vetra zo susedných horúcich hviezd v mladom hviezdnom klastri v strede komplexu NGC 3603, bolo zistených, že niekoľko objektov nachádzajúcich sa v blízkosti obrovského molekulárneho oblaku je bona-fide masívnych protostarov, iba asi 100 000 rokov staré a stále rastie.
Tri z týchto objektov, označené ako IRS 9A-C, bolo možné študovať podrobnejšie. Sú veľmi žiarivé (IRS 9A je asi 100 000-krát vnútorne jasnejšia ako Slnko), masívne (viac ako 10-násobok hmotnosti Slnka) a horúce (asi 20 000 stupňov). Sú obklopené relatívnym studeným prachom (asi 0 ° C), pravdepodobne čiastočne usporiadaným v diskoch okolo týchto veľmi mladých predmetov.
V súčasnosti sa navrhujú dva možné scenáre na vytvorenie hmotných hviezd, a to narastaním veľkého množstva obvodového materiálu alebo zrážkou (koalescenciou) protostarov stredných hmôt. Nové pozorovania podporujú narastanie, t. J. Rovnaký proces, ktorý je aktívny pri tvorbe hviezd s menšou hmotnosťou.
Ako sa tvoria mohutné hviezdy?
Táto otázka sa dá ľahko položiť, ale zatiaľ je veľmi ťažké na ňu odpovedať. V skutočnosti sú procesy, ktoré vedú k tvorbe ťažkých hviezd [1], v súčasnosti jednou z najviac napadnutých oblastí v hviezdnej astrofyzike.
Zatiaľ čo veľa detailov týkajúcich sa tvorby a skorého vývoja hviezd s nízkou hmotnosťou, ako je Slnko, je teraz dobre známe, základný scenár, ktorý vedie k tvorbe hviezd s vysokou hmotnosťou, zostáva záhadou. Nie je ani známe, či sa rovnaké charakterizačné pozorovacie kritériá, ktoré sa používajú na identifikáciu a rozlíšenie jednotlivých štádií mladých nízkohmotných hviezd (hlavne farby merané na blízkych a stredných infračervených vlnových dĺžkach), dajú použiť aj v prípade veľkých hviezd.
V súčasnosti sa skúmajú dva možné scenáre tvorby masívnych hviezd. V prvom prípade sa také hviezdy tvoria narastaním veľkého množstva obvodového materiálu; infall na vznikajúcu hviezdu sa mení s časom. Ďalšou možnosťou je zrážka (koalescencia) protostarov stredných hmôt, zvýšenie hviezdnej hmoty pri „skokoch“.
Oba scenáre ukladajú silné obmedzenia konečnej hmotnosti mladej hviezdy. Na jednej strane musí proces narastania nejakým spôsobom prekonať vonkajší tlak žiarenia, ktorý sa vytvára, po vznietení prvých jadrových procesov (napr. Horenie deutéria / vodík) vo vnútri hviezdy, keď teplota stúpne nad kritickú hodnotu blízko 10 miliónov stupňov.
Na druhej strane rast zrážkami môže byť účinný iba v prostredí hustej klastra hviezd, v ktorom je zaručená primerane vysoká pravdepodobnosť blízkeho stretu a zrážok hviezd.
Ktorá z týchto dvoch možností je potom pravdepodobnejšia?
Masívne hviezdy sa rodia na samote
Existujú tri dobré dôvody, o ktorých vieme tak málo o najskorších fázach hviezd vysokej hmotnosti:
Po prvé, miesta vzniku takýchto hviezd sú vo všeobecnosti oveľa vzdialenejšie (mnoho tisíc svetelných rokov) ako miesta tvorby hviezd s nízkou hmotnosťou. To znamená, že v týchto oblastiach je oveľa ťažšie pozorovať podrobnosti (nedostatok uhlového rozlíšenia).
Ďalej, vo všetkých fázach, aj tie najstaršie (astronómovia tu označujú „protostars“), sa hviezdy s vysokou hmotnosťou vyvíjajú oveľa rýchlejšie ako hviezdy s nízkou hmotnosťou. Je preto ťažšie „chytiť“ obrovské hviezdy v kritických fázach skorej formácie.
A čo je ešte horšie, v dôsledku tohto rýchleho vývoja sú mladé vysokohorské protostars obvykle veľmi hlboko zakorenené v ich natívnych oblakoch, a preto ich nemožno zistiť na optických vlnových dĺžkach počas (krátkej) fázy skôr, ako sa začnú jadrové reakcie v ich vnútri. Nie je jednoducho dosť času na to, aby sa oblak rozptýlil - keď sa opona konečne zdvihne a umožní pohľad na novú hviezdu, už je mimo tých najskorších etáp.
Existuje nejaký spôsob, ako obísť tieto problémy? "Áno", hovorí Dieter N? Rnberger z ESO-Santiago, "stačí sa pozrieť na správne miesto a pamätať na Boba Dylana ...!". To je to, čo urobil.
"Odpoveď, môj priateľ, fúka vietor ..."
Predstavte si, že by bolo možné odfúknuť väčšinu zakrývajúceho sa plynu a prachu okolo týchto vysokobunkových protostarov! Ani najsilnejšia túžba astronómov to nemôže urobiť, ale našťastie sú tu aj iní, ktorí sú na tom lepšie!
Niektoré hviezdy vysokej hmotnosti sa tvoria v susedstve zhlukov horúcich hviezd, t. J. Vedľa ich starších bratov. Takéto už vyvinuté horúce hviezdy sú bohatým zdrojom energetických fotónov a vytvárajú silné hviezdne vetry elementárnych častíc (napríklad „slnečný vietor“, ale mnohokrát silnejšie), ktoré majú vplyv na okolité medzihviezdne oblaky plynu a prachu. Tento proces môže viesť k čiastočnému odparovaniu a rozptýleniu týchto oblakov, čím „zdvihne oponu“ a umožní nám pozerať sa priamo na mladé hviezdy v tejto oblasti, tiež pomerne veľké hviezdy v relatívne skorom vývojovom štádiu.
Región NGC 3603
Takéto priestory sú k dispozícii v hviezdnom zhluku a oblasti tvoriacej hviezdy NGC 3603, ktorá sa nachádza vo vzdialenosti asi 22 000 svetelných rokov v špirálovitom ramene galaxie Mliečná dráha Carina.
NGC 3603 je jednou z najviac svetelných, opticky viditeľných „HII-oblastí“ (t. J. Oblastí ionizovaného vodíka - výrazného „eitch-two“) v našej galaxii. V jeho strede sa nachádza masívny zhluk mladých, horúcich a masívnych hviezd (typu „OB“) - jedná sa o najvyššiu hustotu vyvinutých (ale stále relatívne mladých) vysokohorských hviezd známych v Mliečnej dráhe, porov. ESO PR 16/99.
Tieto horúce hviezdy majú významný vplyv na okolitý plyn a prach. Dodávajú obrovské množstvo energetických fotónov, ktoré ionizujú medzihviezdny plyn v tejto oblasti. Navyše, rýchle hviezdne vetry s rýchlosťou až niekoľko stoviek km / s ovplyvňujú, komprimujú a / alebo rozptyľujú susedné husté oblaky, ktoré astronómovia označujú ako „molekulárne zhluky“ z dôvodu obsahu komplexných molekúl, z ktorých mnohé sú „organické“ (s atómami uhlíka).
IRS 9: „skryté“ združenie vznikajúcich masívnych hviezd
Jeden z týchto molekulárnych zhlukov označený ako „NGC 3603 MM 2“ sa nachádza asi 8,5 svetelných rokov južne od klastra NGC 3603, porovnaj PR Foto 16a / 03. Na zhluku tohto zhluku sa nachádza niekoľko vysoko zatienených objektov, ktoré sú známe ako „NGC 3603 IRS 9“. Súčasné, veľmi podrobné skúmanie ich umožnilo charakterizovať ako združenie extrémne mladých vysokohorských hviezdnych predmetov.
Predstavujú jediný v súčasnosti známy príklad vysokovýkonných náprotivkov voči nízkohmotným protostarsom, ktoré sa detegujú na infračervených vlnových dĺžkach. Trvalo dosť úsilia [2] na odhalenie ich vlastností pomocou výkonného arzenálu najmodernejších nástrojov pracujúcich na rôznych vlnových dĺžkach, od infračervenej oblasti po milimetrovú spektrálnu oblasť.
Multispektrálne pozorovania IRS 9
Na úvod sa uskutočnilo takmer infračervené snímanie pomocou multimódového prístroja ISAAC na 8,2 m ďalekohľadu VLT ANTU, porovnaj PR Foto 16b / 03. To umožnilo rozlíšiť medzi hviezdami, ktoré sú členmi klastra v dobrej viere, a ostatnými, ktoré sa v tomto smere vidia („poľné hviezdy“). Bolo možné zmerať rozsah klastra NGC 3603, ktorý bol asi 18 svetelných rokov, alebo 2,5-krát väčší, ako sa predpokladalo predtým. Tieto pozorovania tiež slúžili na preukázanie toho, že priestorové rozloženie klastrových hviezd s nízkou a vysokou hmotnosťou sú rôzne, pričom tieto hviezdy sú koncentrovanejšie smerom k stredu jadra klastra.
Pozorovania v milimetroch sa uskutočňovali prostredníctvom švédsko-ESO Submillimeter Telescpe (SEST) v observatóriu La Silla. Mapovanie distribúcie CS-molekuly vo veľkom meradle ukázalo štruktúru a pohyby hustého plynu v obrovskom molekulárnom oblaku, z ktorého pochádzajú mladé hviezdy v NGC 3603. Bolo detegovaných celkom 13 molekulárnych zhlukov a bola stanovená ich veľkosť, hmotnosť a hustota. Tieto pozorovania tiež ukázali, že intenzívne žiarenie a silné hviezdne vetry z horúcich hviezd v centrálnom zhluku „vyrezali dutinu“ v molekulárnom oblaku; tento pomerne prázdny a priehľadný región má teraz dĺžku približne 8 svetelných rokov.
Infračervené zobrazovanie v strednej infračervenej oblasti (pri vlnových dĺžkach 11,9 a 18 um) sa uskutočňovalo z vybraných oblastí v NGC 3603 pomocou prístroja TIMMI 2 namontovaného na 3,6-m teleskopu ESO. Predstavuje to prvý prieskum v polovici IR rozlíšenia NGC 3603 a slúži najmä na zobrazenie distribúcie teplého prachu v regióne. Prieskum jasne naznačuje intenzívne prebiehajúce procesy tvorby hviezd. Zistilo sa veľa rôznych typov objektov vrátane mimoriadne horúcich Wolf-Rayetových hviezd a protostarov; Spolu bolo identifikovaných 36 stredných bodových zdrojov a 42 uzlov difúznej emisie. V skúmanej oblasti sa preto zistilo, že Protostar IRS 9A je najsvetelnejším bodovým zdrojom na oboch vlnových dĺžkach; dva ďalšie zdroje, označené ako IRS 9B a IRS 9C v bezprostrednej blízkosti, sú tiež veľmi jasné na obrazoch TIMMI 2, čo ďalej naznačuje, že toto je miesto asociácie protostarov samo o sebe.
Zber vysokokvalitných snímok oblasti IRS 9 zobrazený v PR Photo 16b / 03 je vhodný na skúmanie povahy a vývojového stavu vysoko zatemnených objektov, ktoré sa tam nachádzajú, IRS 9A-C. Nachádzajú sa na strane jadra masívneho molekulárneho cloudu NGC 3603 MM 2, ktoré čelí centrálnemu zhluku mladých hviezd (PR Foto 16a / 03) a boli zrejme len nedávno „oslobodené“ od väčšiny svojho životného prostredia pre pôrodné plyny a prach silným hviezdne vetry a energetické žiarenie z blízkych klastrových hviezd vysokej hmotnosti.
Kombinované údaje vedú k jasnému záveru: IRS 9A-C predstavujú najjasnejšie členy riedkej asociácie protostarov, stále zabudovaných v obvodových obálkach, ale v oblasti nedotknutého jadra molekulárneho mraku, ktorý je teraz do značnej miery „bez fúkania“ z plynu a prach. Vnútorný jas týchto vznikajúcich hviezd je pôsobivý: 100 000, 1 000 a 1 000-krát viac ako u Slnka pre IRS 9A, IRS 9B a IRS 9C.
Ich jas a infračervené farby poskytujú informácie o fyzikálnych vlastnostiach týchto protostarov. Z astronomického hľadiska sú veľmi mladí, pravdepodobne mladší ako 100 000 rokov. Sú však už dosť masívne, viac ako desaťkrát ťažšie ako Slnko a stále rastú - v porovnaní so súčasnými najspoľahlivejšími teoretickými modelmi sa naznačuje, že z obálok akumulujú materiál pomerne vysokou rýchlosťou až 1 hmota Zeme. za deň, tj hmotnosť Slnka za 1000 rokov.
Pozorovania naznačujú, že všetky tri protostars sú obklopené pomerne chladným prachom (teplota okolo 250 - 270 K alebo -20 ° C až 0 ° C). Ich vlastné teploty sú pomerne vysoké, rádovo 20 000 - 22 000 stupňov.
Čo nám hovoria masívne protostari?
Dieter N? Rnberger je potešený: „Teraz máme presvedčivé argumenty, aby sme IRS 9A-C považovali za druh Rosetta Stones pre pochopenie najskorších fáz tvorby masívnych hviezd. Neviem o žiadnych ďalších vysoko-masových protostelárnych kandidátoch, ktorí boli odhalení v takom ranom vývojovom štádiu - musíme byť vďační za hviezdne vetry zvyšujúce oponu v tejto oblasti! Nové pozorovania blízkej a strednej infračervenej oblasti nám dávajú prvý pohľad na túto mimoriadne zaujímavú fázu hviezdneho vývoja. “
Pozorovania ukazujú, že kritériá (napr. Infračervené farby), ktoré už boli stanovené na identifikáciu veľmi mladých (alebo proto-) hviezd s nízkou hmotnosťou, zjavne tiež platia pre hviezdy s vysokou hmotnosťou. Navyše so spoľahlivými hodnotami ich jasu (svietivosti) a teploty môže IRS 9A-C slúžiť ako rozhodujúce a náročné testovacie prípady pre v súčasnosti diskutované modely tvorby hviezd s vysokou hmotnosťou, najmä modelov narastania verzus koagulačné modely.
Súčasné údaje sú dobre konzistentné s akrečnými modelmi a v bezprostrednom okolí IRS 9A-C sa nenašli žiadne objekty so strednou svietivosťou / hmotnosťou. Teda aspoň pri asociácii IRS 9 je akrečný scenár zvýhodnený proti kolíznemu scenáru.
Pôvodný zdroj: ESO News Release
