Obrazový kredit: ESO
Nová série fotografií Evropské jižní observatoře ukazuje vzácný pohled na velmi raná stádia tvorby těžkých hvězd. Tentokrát v životě hvězdy je obvykle skryt před zrakem kvůli hustým oblakům plynu a prachu, ale v hvězdokupě NGC 3603 hvězdný vítr z horkých hvězd tryská pryč zakrývající materiál. Uvnitř této skupiny astronomové nacházejí obrovské protostars, které jsou staré jen 100 000 let. Toto je cenný objev, protože pomáhá astronomům pochopit, jak začínají raná stádia vzniku těžkých hvězd - je to díky gravitaci, která pohání plyn a prach, nebo něco násilnějšího, jako jsou malé hvězdy, které se srazí.
Na základě obrovského pozorovacího úsilí s různými dalekohledy a nástroji získal ESO-astronom Dieter Nänngerger první pohled na první fáze tvorby těžkých hvězd.
Tyto kritické fáze hvězdného vývoje jsou normálně skryty před pohledem, protože masivní protostars jsou hluboce zakořeněny v jejich přirozených oblacích prachu a plynu, neproniknutelné bariéry pozorování vůbec, ale nejdelší vlnové délky. Zejména žádná vizuální nebo infračervená pozorování dosud „nezachytila“ vznikající těžké hvězdy v aktu, a proto je zatím málo známo o souvisejících procesech.
S využitím efektu roztržení mraků silných hvězdných větrů ze sousedních horkých hvězd v mladém hvězdném uskupení ve středu komplexu NGC 3603 bylo zjištěno, že několik objektů, které se nacházejí poblíž obřího molekulárního cloudu, jsou bona-fide masivní protostars, jen asi 100 000 let staré a stále rostoucí.
Tři z těchto objektů, označené IRS 9A-C, mohly být studovány podrobněji. Jsou velmi světelné (IRS 9A je asi 100 000krát přirozeně jasnější než Slunce), masivní (více než 10krát větší než Slunce) a horké (asi 20 000 stupňů). Jsou obklopeny relativním chladným prachem (asi 0 ° C), pravděpodobně částečně uspořádaným v discích kolem těchto velmi mladých předmětů.
V současné době jsou navrženy dva možné scénáře pro vytváření hmotných hvězd, a to narůstáním velkého množství oběžného materiálu nebo srážkou (koalescencí) protostars mezilehlých hmot. Nová pozorování podporují narůstání, tj. Stejný proces, který je aktivní při tvorbě hvězd menších hmot.
Jak se tvoří masivní hvězdy?
Tuto otázku lze snadno položit, ale zatím je velmi těžké na ni odpovědět. Ve skutečnosti jsou procesy, které vedou k tvorbě těžkých hvězd [1], v současné době jednou z nejvíce napadnutých oblastí hvězdné astrofyziky.
Zatímco mnoho detailů souvisejících s tvorbou a časným vývojem hvězd s nízkou hmotností, jako je Slunce, je nyní dobře známo, základní scénář, který vede k tvorbě hvězd s vysokou hmotností, zůstává záhadou. Není ani známo, zda stejná charakterizující pozorovací kritéria použitá k identifikaci a rozlišení jednotlivých fází mladých nízkohmotných hvězd (hlavně barev měřených na blízkých a středních infračervených vlnových délkách) lze použít také v případě hmotných hvězd.
V současné době se studují dva možné scénáře pro vytvoření hmotných hvězd. V první z nich se takové hvězdy vytvářejí narůstáním velkého množství obvodového materiálu; infall na rodící se hvězdu se mění s časem. Další možností je vytvoření kolize (koalescence) protostarů středních hmot, zvýšení hvězdné hmoty v „skokech“.
Oba scénáře ukládají silná omezení konečné hmotnosti mladé hvězdy. Na jedné straně musí akreční proces nějakým způsobem překonat vnější radiační tlak, který se zvyšuje, po zapálení prvních jaderných procesů (např. Spalování deuteria / vodíku) ve vnitřku hvězdy, jakmile teplota stoupne nad kritickou hodnotu poblíž 10 milion stupňů.
Na druhé straně, růst pomocí srážek může být účinný pouze v prostředí hustých hvězdokup, kde je zaručena přiměřeně vysoká pravděpodobnost pro blízké střety a srážky hvězd.
Která z těchto dvou možností je tedy pravděpodobnější?
Masivní hvězdy se rodí v ústraní
Existují tři dobré důvody, které víme tak málo o nejranějších fázích vysoce hmotných hvězd:
Za prvé, místa vzniku takových hvězd jsou obecně mnohem vzdálenější (mnoho tisíc světelných let) než místa tvorby nízkohmotných hvězd. To znamená, že v těchto oblastech je mnohem obtížnější sledovat detaily (nedostatek úhlového rozlišení).
Dále, ve všech fázích, i ty nejstarší (astronomové zde označují „protostars“), se hvězdy s vysokou hmotností vyvíjejí mnohem rychleji než hvězdy s nízkou hmotností. Je proto obtížnější „zachytit“ obrovské hvězdy v kritických fázích rané formace.
A co je ještě horší, díky tomuto rychlému vývoji jsou mladé vysoce-masové protostars obvykle velmi hluboce zakořeněné ve svých natálních oblacích, a proto nejsou detekovatelné na optických vlnových délkách během (krátké) fáze, než začnou jaderné reakce v jejich interiéru. Prostě není dost času na to, aby se oblak rozptýlil - když se opona konečně zvedne a umožní pohled na novou hvězdu, je již za těmi nejranějšími stádii.
Existuje nějaký způsob, jak tyto problémy vyřešit? "Ano", říká Dieter N? Rnberger z ESO-Santiago, "stačí se podívat na správné místo a vzpomenout si na Boba Dylana ...!". To je to, co udělal.
"Odpověď, příteli, fouká vítr ..."
Představte si, že by bylo možné odfouknout většinu zakrývajícího plynu a prachu kolem těchto vysoce hmotných protostarů! Ani ta nejsilnější touha astronomů to nemůže udělat, ale naštěstí jsou tu další, kteří jsou na tom lepší!
Některé hvězdy s vysokou hmotností se tvoří v sousedství shluků horkých hvězd, tj. Vedle jejich starších bratří. Takové již vyvinuté horké hvězdy jsou bohatým zdrojem energetických fotonů a produkují silné hvězdné větry elementárních částic (jako je „sluneční vítr“, ale mnohokrát silnější), které mají dopad na okolní mezihvězdné mraky plynu a prachu. Tento proces může vést k částečnému odpařování a rozptýlení těchto mraků, čímž „zvedne oponu“ a umožní nám podívat se přímo na mladé hvězdy v této oblasti, také poměrně masivní v relativně rané vývojové fázi.
Region NGC 3603
Tyto prostory jsou k dispozici v hvězdném klastru a hvězdotvorné oblasti NGC 3603, která se nachází ve vzdálenosti asi 22 000 světelných let v spirálovém rameni galaxie Mléčná dráha Carina.
NGC 3603 je jednou z nejzářivějších, opticky viditelných „HII-oblastí“ (tj. Oblastí ionizovaného vodíku - vysloveného „eitch-two“) v naší galaxii. Ve středu je masivní shluk mladých, horkých a masivních hvězd (typu „OB“) - jedná se o nejvyšší hustotu vyvinutých (ale stále relativně mladých) vysoce hmotných hvězd známých v Mléčné dráze, srov. ESO PR 16/99.
Tyto horké hvězdy mají významný dopad na okolní plyn a prach. Dodávají obrovské množství energetických fotonů, které ionizují mezihvězdný plyn v této oblasti. Navíc rychlé hvězdné větry s rychlostí až několika stovek km / s ovlivňují, komprimují a / nebo rozptylují sousední husté mraky, které astronomové označují jako „molekulární shluky“ kvůli jejich obsahu komplexních molekul, z nichž mnohé jsou „organické“ (s atomy uhlíku).
IRS 9: „skryté“ sdružení vznikajících hmotných hvězd
Jeden z těchto molekulárních shluků, označený jako „NGC 3603 MM 2“, se nachází asi 8,5 světelných let jižně od klastru NGC 3603, srov. PR Foto 16a / 03. Na straně shluku této shluky jsou umístěny některé vysoce zakryté objekty, souhrnně známé jako „NGC 3603 IRS 9“. Současné, velmi podrobné zkoumání jim umožnilo charakterizovat je jako spojení extrémně mladých, vysoce hmotných hvězdných objektů.
Představují jediné v současnosti známé příklady protějšků s vysokou hmotností a nízkohmotných protostarů, které jsou detekovány na infračervených vlnových délkách. Trvalo docela úsilí [2] rozmotat jejich vlastnosti silným arzenálem nejmodernějších nástrojů pracujících na různých vlnových délkách, od infračerveného po milimetrovou spektrální oblast.
Multispektrální pozorování IRS 9
Nejprve bylo provedeno blízké infračervené zobrazování pomocí multimódového přístroje ISAAC na dalekohledu VLT ANTU 8,2 m, srov. PR Foto 16b / 03. To umožnilo rozlišovat mezi hvězdami, které jsou členy klastru v dobré víře, a ostatními, které jsou v tomto směru viděny („polní hvězdy“). Bylo možné změřit rozsah shluku NGC 3603, který byl asi 18 světelných let, nebo 2,5krát větší, než se předpokládalo dříve. Tato pozorování také sloužila k ukázání, že prostorové rozdělení hvězdokup s nízkými a vysokými hmotnostmi je odlišné, přičemž tyto hvězdy jsou koncentrovanější směrem ke středu jádra klastru.
Milimetrová pozorování byla provedena pomocí švédsko-ESO Submillimeter Telescpe (SEST) na observatoři La Silla. Mapování distribuce CS-molekuly ve velkém měřítku ukázalo strukturu a pohyby hustého plynu v obrovském molekulárním oblaku, ze kterého pocházejí mladé hvězdy v NGC 3603. Bylo detekováno celkem 13 molekulárních shluků a byla stanovena jejich velikost, hmotnosti a hustoty. Tato pozorování také ukázala, že intenzivní záření a silné hvězdné větry z horkých hvězd v centrálním shluku „vyřezaly dutinu“ v molekulárním oblaku; tento poměrně prázdný a průhledný region nyní měří zhruba 8 světelných let.
Infračervené zobrazování (na vlnových délkách 11,9 a 18 um) bylo vyrobeno z vybraných oblastí v NGC 3603 pomocí přístroje TIMMI 2 namontovaného na 3,6 m teleskopu ESO. To představuje první průzkum v polovině IR rozlišení NGC 3603 a slouží zejména ke znázornění rozložení teplého prachu v regionu. Průzkum jasně ukazuje intenzivní probíhající procesy formování hvězd. Bylo detekováno mnoho různých typů objektů, včetně extrémně horkých Wolf-Rayetových hvězd a protostarů; bylo identifikováno celkem 36 středních bodových zdrojů a 42 uzlů rozptýlené emise. Ve zkoumané oblasti je protostar IRS 9A považován za nejzářivější bodový zdroj na obou vlnových délkách; dva další zdroje, označené IRS 9B a IRS 9C v bezprostřední blízkosti, jsou také velmi jasné na obrazech TIMMI 2, což poskytuje další náznak, že se jedná o místo asociace protostarů samo o sobě.
Sbírka vysoce kvalitních obrazů oblasti IRS 9 znázorněná v PR Photo 16b / 03 je vhodná k prozkoumání povahy a vývojového stavu vysoce zakrytých objektů, které se zde nacházejí, IRS 9A-C. Jsou umístěny na straně masivního jádra molekulárního cloudu NGC 3603 MM 2, které stojí před centrálním shlukem mladých hvězd (PR Foto 16a / 03) a byly zřejmě teprve nedávno „osvobozeny“ od většiny svého nativního plynu a prachu silným hvězdné větry a energetické záření z blízkých hvězdných hvězdokup.
Kombinovaná data vedou k jasnému závěru: IRS 9A-C představují nejjasnější členy řídké asociace protostarů, stále zabudovaných do obvodových obálek, ale v oblasti nedotčeného jádra molekulárního cloudu, nyní do značné míry „bez foukání“ z plynu a prach. Vnitřní jas těchto vznikajících hvězd je působivý: 100 000, 1 000 a 1 000krát vyšší než u Slunce pro IRS 9A, IRS 9B a IRS 9C.
Jejich jas a infračervené barvy poskytují informace o fyzikálních vlastnostech těchto protostarů. Z astronomického hlediska jsou velmi mladí, pravděpodobně mladší než 100 000 let. Jsou však již poměrně masivní, více než desetkrát těžší než Slunce, a stále rostou - srovnání se současnými nejspolehlivějšími teoretickými modely naznačuje, že z jejich obálek nashromáždí materiál relativně vysokou rychlostí až 1 hmota Země. za den, tj. hmotnost Slunce za 1000 let.
Z pozorování vyplývá, že všechny tři protostars jsou obklopeny poměrně chladným prachem (teplota kolem 250 - 270 K, nebo -20 ° C až 0 ° C). Jejich vlastní teploty jsou poměrně vysoké, řádově 20 000 - 22 000 stupňů.
Co nám říkají masivní protostars?
Dieter N? Rnberger je potěšen: „Nyní máme přesvědčivé argumenty, abychom IRS 9A-C považovali za druh Rosetta Stones pro pochopení nejranějších fází formování hmotných hvězd. Nevím o žádných dalších vysoce masových protostelárních kandidátech, kteří byli odhaleni v tak rané vývojové fázi - musíme být vděční za hvězdné větry zvedající záclony v této oblasti! Nová pozorování blízkého a středního infračerveného záření nám dávají první pohled do této mimořádně zajímavé fáze hvězdného vývoje. “
Pozorování ukazují, že kritéria (např. Infračervené barvy) již stanovená pro identifikaci velmi mladých (nebo proto-) hvězd s nízkou hmotností zřejmě také platí pro hvězdy s vysokou hmotností. Navíc se spolehlivými hodnotami jejich jasu (svítivosti) a teploty může IRS 9A-C sloužit jako rozhodující a náročnější testovací případy pro aktuálně diskutované modely tvorby hvězdných hmot s vysokou hmotností, zejména pro modely narůstání versus koagulační modely.
Současná data jsou dobře konzistentní s akrečními modely a v bezprostředním sousedství IRS 9A-C nebyly nalezeny žádné objekty střední svítivosti / hmotnosti. Tedy alespoň pro asociaci IRS 9 je akreční scénář upřednostňován proti scénáři kolize.
Původní zdroj: ESO News Release
