Vaizdo kreditas: ESO
Naujoje Europos pietų observatorijos fotografijų serijoje retas žvilgsnis į ankstyvuosius sunkiųjų žvaigždžių formavimosi etapus. Šis laikas žvaigždės gyvenime dažniausiai būna užtemdytas dėl storių dujų ir dulkių debesų, tačiau žvaigždžių spiečiuje NGC 3603 žvaigždžių vėjas nuo karštų žvaigždžių šalina nematomą medžiagą. Šiame spiečiuje astronomai randa masyvius, tik 100 000 metų senumo protozarus. Tai yra vertingas atradimas, nes jis padeda astronomams suprasti, kaip prasideda ankstyvieji sunkiųjų žvaigždžių formavimosi etapai - ar tai gravitacijos dėka surenkant dujas ir dulkes, ar kažkas dar žiauresnio, pavyzdžiui, mažesnės žvaigždės susiduria kartu.
Remdamasis didžiulėmis įvairių teleskopų ir instrumentų stebėjimo pastangomis, ESO astronomas Dieteris Nnbergeris pirmą kartą pažvelgė į pirmuosius sunkiųjų žvaigždžių formavimo etapus.
Šios kritinės žvaigždžių evoliucijos fazės paprastai yra paslėptos nuo žvilgsnio, nes masyvūs prizininkai yra giliai įterpti į savo gimtąjį dulkių ir dujų debesį, o tai yra neperžengiamos kliūtys stebėjimui visais, išskyrus ilgiausius bangos ilgius. Visų pirma, jokie vaizdo ar infraraudonųjų spindulių stebėjimai dar nėra „pagavę“ besiformuojančias sunkias žvaigždes, todėl iki šiol mažai žinoma apie susijusius procesus.
Naudai iš stipraus žvaigždžių vėjo iš gretimų karštų žvaigždžių, gautų iš debesų, kaupiamo efekto jauname žvaigždžių spiečiuje, esančiame NGC 3603 komplekso centre, buvo nustatyta, kad keli objektai, esantys šalia milžiniško molekulinio debesies, yra bonafide masyvūs protažai, tik apie 100 000 metų ir vis dar auga.
Trys iš šių objektų, pažymėtų IRS 9A-C, galėtų būti ištirti išsamiau. Jie yra labai šviesūs (IRS 9A yra apie 100 000 kartų šviesesnis nei Saulė), masyvūs (daugiau nei 10 kartų didesni už Saulės masę) ir šilti (apie 20 000 laipsnių). Jie yra apsupti santykinai šaltų dulkių (apie 0? C), greičiausiai iš dalies išdėstyti diskuose aplink šiuos labai jaunus objektus.
Šiuo metu siūlomi du galimi masyvių žvaigždžių formavimosi scenarijai: sukaupiant didelius kiekius apvalios medžiagos arba susidūrus (susiliejus) tarpinių masių pirmenybėms. Nauji stebėjimai palaiko akrilizaciją, t. Y. Tą patį procesą, kuris aktyvus formuojant mažesnių masių žvaigždes.
Kaip formuojasi masyvios žvaigždės?
Šį klausimą lengva užduoti, tačiau iki šiol labai sunku atsakyti. Tiesą sakant, procesai, dėl kurių susidaro sunkiosios žvaigždės [1], šiuo metu yra viena labiausiai ginčijamų žvaigždžių astrofizikos sričių.
Nors daugelis detalių, susijusių su mažos masės žvaigždžių, tokių kaip Saulė, formavimu ir ankstyva evoliucija, dabar yra gerai suprantamos, pagrindinis scenarijus, dėl kurio susidaro didelės masės žvaigždės, vis dar tebėra paslaptis. Net nežinoma, ar tie patys apibūdinamieji stebėjimo kriterijai, kurie buvo naudojami atskiroms jaunų mažos masės žvaigždžių stadijoms identifikuoti ir atskirti (daugiausia spalvos, matuojamos artimojo ir vidutinio infraraudonųjų spindulių bangos ilgio atžvilgiu), taip pat gali būti naudojami masyvių žvaigždžių atveju.
Šiuo metu tiriami du galimi masyvių žvaigždžių formavimosi scenarijai. Pirmajame tokios žvaigždės susidaro sukaupdamos didelius kiekius apvalios medžiagos; patekimas į besiformuojančią žvaigždę kinta priklausomai nuo laiko. Kita galimybė yra susidaryti susidūrus (susiliejus) tarpinių masių pirmenybėms, didinant žvaigždžių masę „šuoliuose“.
Abu scenarijai griežtai riboja jaunosios žvaigždės galutinę masę. Viena vertus, akrilizacijos procesas turi kažkaip įveikti išorinį radiacijos slėgį, kuris susidaro po pirmųjų branduolinių procesų (pvz., Deuterio / vandenilio deginimo) užsidegimo žvaigždės viduje, kai temperatūra pakils virš kritinės vertės, artimos 10 milijonas laipsnių.
Kita vertus, augimas susidūrimais gali būti efektyvus tik tankioje žvaigždžių spiečiaus aplinkoje, kurioje garantuojama pakankamai didelė artimų žvaigždžių susidūrimų ir susidūrimų tikimybė.
Kuri iš šių dviejų galimybių tada yra labiau tikėtina?
Masyvios žvaigždės gimsta nuošalyje
Yra trys svarbios priežastys, apie kurias mes tiek mažai žinome apie ankstyviausius didelės masės žvaigždžių etapus:
Pirma, tokių žvaigždžių susidarymo vietos paprastai yra daug labiau nutolusios (daugybė tūkstančių šviesmečių) nei mažos masės žvaigždžių susidarymo vietos. Tai reiškia, kad tose vietose pastebėti detales yra daug sunkiau (trūksta kampinio skyros).
Be to, visuose etapuose, taip pat ir ankstyviausiuose (astronomai čia vadina „protostars“), didelės masės žvaigždės evoliucionuoja daug greičiau nei mažos masės žvaigždės. Todėl sunkiau „pagauti“ didžiąsias žvaigždes kritinėmis ankstyvojo formavimo fazėmis.
Ir dar blogiau, kad dėl šio spartaus vystymosi jaunos didelės masės protozatos paprastai yra labai giliai įterptos į savo gimimo debesis ir todėl nėra aptinkamos optinių bangų ilgiais (trumpojoje) fazėje prieš prasidedant branduolinėms reakcijoms jų viduje. Debesies išsisklaidymui tiesiog nepakanka laiko - kai uždanga pagaliau pakyla ir leidžia pamatyti naują žvaigždę, ji jau praeina nuo tų ankstyviausių etapų.
Ar galima apeiti šias problemas? „Taip“, sako Dieteris N. Rnbergeris iš „ESO-Santiago“, „jūs tiesiog turite ieškoti teisingoje vietoje ir prisiminti Bobą Dylaną…!“. Tai jis ir padarė.
„Atsakymą, mano drauge, pučia vėjas ...“
Įsivaizduokite, kad būtų galima išpūsti didžiąją dalį neaiškių dujų ir dulkių aplink tuos didelio masto protozarus! Net didžiausias astronomų noras to nepajėgia įvykdyti, tačiau laimei yra ir kitų, kuriems tai geriau!
Kai kurios didelės masės žvaigždės formuojasi šalia karštų žvaigždžių grupių, t. Y. Šalia savo vyresniųjų brolių. Tokios jau išsivysčiusios karštos žvaigždės yra gausus energetinių fotonų šaltinis ir sukuria galingą elementarių dalelių žvaigždžių vėją (pavyzdžiui, „saulės vėją“, bet daug kartų stipresnį), kuris veikia aplinkinius tarpžvaigždinius dujų ir dulkių debesis. Šis procesas gali iš dalies išstumti ir išsklaidyti tuos debesis, tokiu būdu „pakeldamas uždangą“ ir leisdamas mums žiūrėti tiesiai į jaunas to krašto žvaigždes, taip pat palyginti masyvias, palyginti ankstyvoje evoliucijos stadijoje.
NGC 3603 regionas
Tokias patalpas galima rasti NGC 3603 žvaigždžių klasterio ir žvaigždžių formavimo regione, esančiame maždaug 22 000 šviesmečių atstumu Paukščių Tako galaktikos spiralinėje rankoje „Carina“.
NGC 3603 yra vienas iš labiausiai švytinčių, optiškai matomų „HII regionų“ (t. Y. Jonizuoto vandenilio regionų, tariamų „eitch-du“) mūsų galaktikoje. Jos centre yra didžiulis jaunų, karštų ir masyvių („OB tipo“) žvaigždžių spiečius - tai didžiausias išsivysčiusių (bet vis dar palyginti jaunų) didelės masės žvaigždžių tankis, žinomas Paukščių Take, plg. ESO PR 16/99.
Šios karštos žvaigždės daro didelę įtaką aplinkinėms dujoms ir dulkėms. Jie tiekia didžiulį kiekį energinių fotonų, kurie jonizuoja tarpžvaigždines dujas šioje srityje. Be to, greiti žvaigždžių vėjai, kurių greitis siekia kelis šimtus km / sek., Paveikia, suspaudžia ir (arba) išsklaido gretimus tankius debesis, kuriuos astronomai vadina „molekuliniais gumulėliais“ dėl juose esančių sudėtingų molekulių, kurių daugelis yra „organiniai“. (su anglies atomais).
IRS 9: „paslėpta“ besiformuojančių masyvių žvaigždžių asociacija
Vienas iš šių molekulinių gumulų, žymimas „NGC 3603 MM 2“, yra maždaug 8,5 šviesmečių į pietus nuo NGC 3603 klasterio, plg. PR nuotrauka 16a / 03. Kai kurie labai neaiškūs objektai, esantys klasterio pusėje, yra keli neaiškios būklės, bendrai vadinami „NGC 3603 IRS 9“. Šis labai išsamus tyrimas leido apibūdinti juos kaip ypač jaunų, didelio masto žvaigždžių objektų asociaciją.
Jie yra vieninteliai šiuo metu žinomi didelės masės atitikmenų mažos masės prototipams pavyzdžiai, kurie aptinkami infraraudonųjų spindulių bangos ilgiuose. Reikėjo nemažai pastangų [2], kad būtų galima išsiaiškinti jų savybes galingu šiuolaikinių instrumentų, veikiančių skirtingais bangų ilgiais, arsenale, pradedant nuo infraraudonųjų spindulių ir baigiant milimetro spektrine sritimi.
Multispektriniai IRS 9 stebėjimai
Pirmiausia, artimųjų infraraudonųjų spindulių vaizdai buvo atlikti naudojant daugiarežimį instrumentą ISAAC 8,2 m ilgio VLT ANTU teleskopu, plg. PR nuotrauka 16b / 03. Tai leido atskirti žvaigždes, kurios yra sąžiningos grupių grupės, ir kitas, kurios matomos šia kryptimi („lauko žvaigždės“). Buvo galima išmatuoti NGC 3603 klasterio, kuris buvo maždaug 18 šviesmečių arba 2,5 karto didesnis nei manyta anksčiau, mastą. Šie stebėjimai taip pat parodė, kad mažos ir didelės masės klasterių žvaigždžių erdvinis pasiskirstymas yra skirtingas, pastarosios yra labiau koncentruotos link klasterio branduolio centro.
Milimetrų stebėjimai buvo atlikti naudojant Švedijos ESO „Submillimeter Telescpe“ (SEST) „La Silla“ observatorijoje. Didelės apimties CS-molekulės pasiskirstymo žemėlapis parodė tankių dujų struktūrą ir judesius milžiniškame molekuliniame debesyje, iš kurio kyla jaunos žvaigždės NGC 3603. Iš viso aptikta 13 molekulių sankaupų ir nustatytas jų dydis, masė ir tankis. Šie stebėjimai taip pat parodė, kad intensyvi radiacija ir stiprus žvaigždžių vėjas iš karštų žvaigždžių centriniame spinte „išraižė ertmę“ molekuliniame debesyje; Šis palyginti tuščias ir skaidrus regionas dabar matuojamas maždaug 8 šviesmečiais.
Vidutinės infraraudonosios spinduliuotės vaizdas (11,9 ir 18 μm ilgio bangos) buvo padarytas iš pasirinktų NGC 3603 sričių, naudojant TIMMI 2 instrumentą, pritvirtintą prie ESO 3,6 m teleskopo. Tai yra pirmasis NGC 3603 vidutinio IR spinduliuotės tyrimas po lanko sekos ir ypač skirtas parodyti šiltų dulkių pasiskirstymą regione. Apklausa aiškiai parodo intensyvius vykstančius žvaigždžių formavimo procesus. Aptikta daugybė skirtingų tipų objektų, įskaitant ypač karštas „Wolf-Rayet“ žvaigždes ir „protostars“; iš viso buvo nustatyti 36 vidutinio IR taško šaltiniai ir 42 difuzinės emisijos mazgai. Tyrimo srityje nustatyta, kad protostaris IRS 9A yra labiausiai šviečiantis taško šaltinis abiejuose bangos ilgiuose; du kiti šaltiniai, IRS 9B ir IRS 9C, esantys netoliese, taip pat yra labai ryškūs TIMMI 2 atvaizduose, pateikdami papildomą nuorodą, kad tai yra savaime suplanuotų protažininkų asociacijos svetainė.
Aukštos kokybės IRS 9 srities vaizdų kolekcija, parodyta „PR Photo 16b / 03“, yra tinkama ištirti ten esančių labai užtemdytų objektų „IRS 9A-C“ pobūdį ir evoliucinę būklę. Jie yra masyvios molekulinės debesies šerdies NGC 3603 MM 2 pusėje, nukreiptoje į centrą, kuriame yra jaunos žvaigždės (PR nuotrauka 16a / 03), ir, matyt, tik neseniai buvo stipriai „išlaisvinti“ iš didžioji jų gimtinių dujų ir dulkių aplinkos. žvaigždžių vėjai ir energetinė spinduliuotė, sklindanti iš šalia esančių didelės masės kopų žvaigždžių.
Bendri duomenys leidžia daryti aiškią išvadą: IRS 9A-C vaizduoja ryškiausius nedidelės pirmuonių asociacijos narius, vis dar įterptus į apvalius vokus, tačiau nesugadintos molekulinės debesies šerdies srityje, kuri dabar yra beveik „be dujų“. ir dulkės. Vidinis šių kylančių žvaigždžių ryškumas yra įspūdingas: atitinkamai 100 000, 1 000 ir 1 000 kartų didesnis nei Saulės, esant IRS 9A, IRS 9B ir IRS 9C.
Jų ryškumas ir infraraudonosios spinduliuotės spalvos suteikia informacijos apie šių prostatorių fizines savybes. Jie yra labai jauni astronomine prasme, turbūt mažiau nei 100 000 metų. Jie jau yra gana masyvūs, nors daugiau nei 10 kartų sunkesni už Saulę, ir vis dar auga - palyginus su šiuo metu patikimiausiais teoriniais modeliais, galima teigti, kad jie medžiagas iš savo vokų išskiria santykinai dideliu greičiu - iki 1 Žemės masės. per dieną, ty Saulės masė per 1000 metų.
Stebėjimai rodo, kad visi trys priešakiniai žvaigždės yra apsupti palyginti šaltų dulkių (temperatūra apie 250–270 K arba nuo –20 ° C iki 0 ° C). Jų pačių temperatūra yra gana aukšta - nuo 20 000 iki 22 000 laipsnių.
Ką mums sako masiniai protazininkai?
Dieteris N. Rnbergeris džiaugiasi: „Dabar turime įtikinamų argumentų laikyti IRS 9A-C savotiškais„ Rosetta “akmenimis, kad suprastume ankstyviausius masyvių žvaigždžių formavimosi etapus. Nežinau nė vieno kito didelio masto pirmykščio kandidato, kuris buvo atskleistas tokiu ankstyvu evoliucijos etapu - mes turime būti dėkingi už užuolaidų pakėlimo žvaigždžių vėjus toje vietoje! Nauji infraraudonųjų ir vidutinių infraraudonųjų spindulių stebėjimai leidžia mums pirmą kartą pažvelgti į šį nepaprastai įdomų žvaigždžių evoliucijos etapą. “
Stebėjimai rodo, kad kriterijai (pvz., Infraraudonųjų spindulių spalvos), kurie jau nustatyti labai jaunoms (arba proto-) mažos masės žvaigždėms identifikuoti, matyt, galioja ir didelės masės žvaigždėms. Be to, turėdamas patikimas jų ryškumo (šviesumo) ir temperatūros vertes, IRS 9A-C gali būti svarbiausias ir įžvalgus bandymo atvejis šiuo metu aptariamiems didelės masės žvaigždžių formavimo modeliams, ypač akreecijos modeliams ir krešėjimo modeliams.
Šie duomenys gerai atitinka akrizacijos modelius, o tiesioginiame IRS 9A-C kaimynystėje nebuvo rasta jokių vidutinio ryškumo / masės objektų. Taigi bent jau asociacijos „IRS 9“ akcentavimo scenarijus yra palankesnis nei susidūrimo scenarijus.
Originalus šaltinis: ESO žinių laida
