Attēla kredīts: ESO
Jaunā Eiropas Dienvidu observatorijas fotogrāfiju sērija parāda retu ieskatu smago zvaigžņu veidošanās ļoti agrīnajos posmos. Šis laiks zvaigznes dzīvē parasti tiek aizēnots no redzesloka biezu gāzes un putekļu mākoņu dēļ, bet zvaigžņu kopā NGC 3603 zvaigžņu vējš no karstām zvaigznēm spridzina aizsedzošo materiālu. Šīs kopas iekšpusē astronomi atrod masīvus prostatorus, kas ir tikai 100 000 gadu veci. Šis ir vērtīgs atklājums, jo tas palīdz astronomiem saprast, kā sākas smago zvaigžņu veidošanās agrīnie posmi - vai tas notiek ar gravitācijas palīdzību, savācot gāzi un putekļus, vai kaut ko vardarbīgāku, piemēram, mazākas zvaigznes saduras kopā.
Balstoties uz milzīgo novērojumu piepūli ar dažādiem teleskopiem un instrumentiem, ESO astronoms Dīters Nirbergers ir ieguvis pirmo ieskatu pirmajos smago zvaigžņu veidošanās posmos.
Šīs zvaigžņu evolūcijas kritiskās fāzes parasti tiek paslēptas no skata, jo masveida pirmstiesas ir dziļi iestrādātas dzimtajos putekļu un gāzes mākoņos, kas ir necaurlaidīgi novērojumu šķēršļi vispār, izņemot visgarākos viļņu garumus. Jo īpaši neviens vizuāls vai infrasarkano staru novērojums vēl nav “pieķēris” topošās smagās zvaigznes aktā, un tāpēc līdz šim ir maz zināms par saistītajiem procesiem.
Gūstot labumu no spēcīgu zvaigžņu vēju spēcīga zvaigžņu vēja radīšanas efekta, kas rodas no blakus esošām karstām zvaigznēm jaunā zvaigžņu klasterī NGC 3603 kompleksa centrā, vairāki objekti, kas atrodas netālu no milzu molekulārā mākoņa, tika atzīti par bona-fide masveida priekšstāvjiem, tikai apmēram 100 000 gadu vecs un joprojām aug.
Trīs no šiem objektiem, kas apzīmēti ar IRS 9A-C, varēja izpētīt sīkāk. Tie ir ļoti gaiši (IRS 9A ir aptuveni 100 000 reižu gaišāki nekā Saule), masīvi (vairāk nekā 10 reizes lielāki par Saules masu) un karsti (apmēram 20 000 grādi). Tos ieskauj relatīvi auksti putekļi (apmēram 0 ° C), kas, iespējams, daļēji izvietoti diskos ap šiem ļoti jaunajiem objektiem.
Pašlaik tiek ierosināti divi iespējamie masīvu zvaigžņu veidošanās scenāriji - lielu daudzumu apļveida materiālu uzņemšana vai starpposma masu priekšstatu sadursme (salidojums). Jaunie novērojumi atbalsta akrēciju, t.i., to pašu procesu, kas ir aktīvs mazāku masu zvaigžņu veidošanās laikā.
Kā veidojas masīvas zvaigznes?
Šo jautājumu ir viegli uzdot, bet līdz šim uz to ir ļoti grūti atbildēt. Faktiski procesi, kuru rezultātā veidojas smagas zvaigznes [1], šobrīd ir viena no visvairāk apstrīdētajām jomām zvaigžņu astrofizikā.
Kaut arī daudzas detaļas, kas saistītas ar tādas mazas masas zvaigžņu kā Saule, veidošanos un agrīnu evolūciju, tagad ir labi saprotamas, pamata scenārijs, kas noved pie lielas masas zvaigžņu veidošanās, joprojām ir noslēpums. Nav pat zināms, vai tos pašus raksturīgos novērošanas kritērijus, ko izmanto, lai identificētu un atšķirtu mazu mazmasas zvaigznīšu atsevišķus posmus (galvenokārt krāsas, kuras mēra pie infrasarkanā un vidējā infrasarkanā viļņa garuma), var izmantot arī masīvu zvaigžņu gadījumā.
Pašlaik tiek pētīti divi iespējamie masīvu zvaigžņu veidošanās scenāriji. Pirmajā šādas zvaigznes veidojas, piesaistot lielu daudzumu apļveida materiālu; Piepūle uz topošās zvaigznes mainās laika gaitā. Vēl viena iespēja ir starpposma masu priekšstatu veidošanās, sabrūkot (sakritot), palielinot zvaigžņu masu “lēcienos”.
Abi scenāriji uzliek stingrus ierobežojumus jaunās zvaigznes gala masai. No vienas puses, akrecijas procesam ir kaut kādā veidā jāpārvar ārējais starojuma spiediens, kas rodas pēc pirmo kodolprocesu aizdegšanās (piemēram, deitērija / ūdeņraža sadedzināšanas) zvaigznes iekšpusē, kad temperatūra ir paaugstinājusies virs kritiskās vērtības, kas ir tuvu 10 miljons grādu.
No otras puses, izaugsme sadursmju rezultātā var būt efektīva tikai blīvā zvaigžņu kopu vidē, kurā tiek garantēta samērā liela zvaigžņu tuvu satikšanās un sadursmju varbūtība.
Kura no šīm divām iespējām tad ir visdrīzākā?
Masīvas zvaigznes dzimst nošķirtībā
Ir trīs pamatoti iemesli, kurus mēs tik maz zinām par lielākās zvaigznes zvaigznīšu agrākajām fāzēm:
Pirmkārt, šādu zvaigžņu veidošanās vietas parasti ir daudz attālākas (daudzi tūkstoši gaismas gadu) nekā zema masveida zvaigžņu veidošanās vietas. Tas nozīmē, ka šajās zonās ir daudz grūtāk novērot detaļas (trūkst leņķiskās izšķirtspējas).
Tālāk visos posmos, arī agrākajos (astronomi šeit atsaucas uz “galvenajiem zvaigznēm”), lielmasas zvaigznes attīstās daudz ātrāk nekā zema masas zvaigznes. Tāpēc agrīnas veidošanās kritiskajos posmos ir grūtāk “noķert” masīvas zvaigznes.
Un, kas ir vēl sliktāk, šīs straujās attīstības dēļ jaunie lielās masas prostatori parasti ir ļoti dziļi iegremdēti dzimšanas mākoņos un tāpēc (īsā) fāzē tie nav nosakāmi optiskā viļņa garumā, pirms viņu iekšienē sākas kodolreakcijas. Mākoņa izkliedēšanai vienkārši nav pietiekami daudz laika - kad aizkars beidzot paceļas, ļaujoties skatam uz jauno zvaigzni, tas jau ir pagājis tajos agrākajos posmos.
Vai ir iespējams apiet šīs problēmas? “Jā”, saka Dīters Nībersbergs no ESO-Santjago, “jums vienkārši jāmeklē pareizajā vietā un jāatceras Bobs Dilans…!”. To viņš izdarīja.
"Atbilde, mans draugs, pūš ar vēju ..."
Iedomājieties, ka būtu iespējams izpūst lielāko daļu aizēnojošo gāzu un putekļu ap tiem lielās masas priekšnesējiem! Pat spēcīgākā astronomu vēlme to nespēj, bet par laimi ir citi, kuriem tas ir labāk!
Dažas augstas masas zvaigznes veidojas karstu zvaigžņu kopu apkārtnē, t.i., blakus saviem vecākiem brāļiem. Šādas jau attīstītas karstās zvaigznes ir bagāts enerģētisko fotonu avots un rada elementāru daļiņu spēcīgu zvaigžņu vēju (piemēram, “saules vēju”, bet daudzkārt spēcīgāku), kas ietekmē apkārtējos starpzvaigžņu gāzes un putekļu mākoņus. Šis process var novest pie daļēja šo mākoņu iztvaikošanas un izkliedes, tādējādi “paceļot aizkaru” un ļaujot mums skatīties tieši uz jaunām zvaigznēm šajā reģionā, arī salīdzinoši masīvajām zvaigznēm salīdzinoši agrīnā evolūcijas posmā.
NGC 3603 reģions
Šādas telpas ir pieejamas NGC 3603 zvaigžņu kopu un zvaigžņu veidošanas reģionā, kas atrodas aptuveni 22 000 gaismas gadu attālumā Piena ceļa galaktikas Karīnas spirālveida daļā.
NGC 3603 ir viens no gaišākajiem, optiski redzamākajiem “HII reģioniem” (t.i., jonizētā ūdeņraža reģioniem - izrunā ar “eitch-divi”) mūsu galaktikā. Tās centrā ir masīvs jauno, karsto un masīvo zvaigžņu kopums (“OB tipa”) - tas ir Piena ceļā zināmais visaugstāko attīstīto (bet tomēr salīdzinoši jauno) zvaigžņu blīvums, sk. ESO PR 16/99.
Šīs karstās zvaigznes ievērojami ietekmē apkārtējo gāzi un putekļus. Viņi piegādā milzīgu daudzumu enerģētisko fotonu, kas šajā zonā jonizē starpzvaigžņu gāzi. Turklāt ātrs zvaigžņu vējš ar ātrumu līdz vairākiem simtiem km / sek ietekmē blakus esošos blīvos mākoņus, saspiež un / vai izkliedē tos, kurus astronomi dēvē par “molekulāriem sabrukumiem”, jo tiem ir sarežģītu molekulu saturs, no kuriem daudzi ir “organiski”. (ar oglekļa atomiem).
IRS 9: topošo masīvo zvaigžņu “slēptā” asociācija
Viens no šiem molekulārajiem sakopojumiem, kas apzīmēti kā “NGC 3603 MM 2”, atrodas apmēram 8,5 gaismas gadus uz dienvidiem no NGC 3603 klastera, sk. PR Foto 16a / 03. Atsevišķi ļoti aizēnoti objekti, kas atrodas šīs kopas pusē, kas vērsta pret kopu, kopā saukti par “NGC 3603 IRS 9”. Šī ļoti detalizētā izpēte ļāva viņus raksturot kā ārkārtīgi jaunu, lielas masas zvaigžņu objektu apvienību.
Tie ir vienīgie šobrīd zināmie piemēri no lielas masas līdziniekiem līdz mazas masas prostatoriem, kas tiek atklāti infrasarkanā viļņa garumā. Bija vajadzīgas diezgan lielas pūles [2], lai izjauktu to īpašības ar jaudīgu, vismodernāko instrumentu arsenālu, kas strādā dažādos viļņu garumos, sākot no infrasarkanā un beidzot ar milimetru spektrālo reģionu.
IRS 9 daudz spektrālie novērojumi
Sākumā ar infrasarkano staru attēlveidošanu tika veikts ISAAC daudzrežīmu instruments 8,2 m VLT ANTU teleskopā, sk. PR foto 16b / 03. Tas ļāva atšķirt zvaigznes, kuras ir bona-fide kopas dalībnieces, no citām, kuras gadās redzēt šajā virzienā (“lauka zvaigznes”). Varēja izmērīt NGC 3603 kopas apmēru, kas tika konstatēts aptuveni 18 gaismas gadu laikā vai 2,5 reizes lielāks nekā tika pieņemts iepriekš. Šie novērojumi arī kalpoja, lai parādītu, ka zemas un lielas masas kopu zvaigžņu telpiskais sadalījums ir atšķirīgs, pēdējie ir vairāk koncentrēti uz kopas kodola centru.
Milimetru novērojumi tika veikti, izmantojot zviedru-ESO submillimeter Telescpe (SEST) La Silla observatorijā. CS-molekulas sadalījuma liela mēroga kartēšana parādīja blīvās gāzes struktūru un kustības milzu molekulārajā mākonī, no kura nāk NGC 3603 jaunās zvaigznes. Kopumā tika atklāti 13 molekulārie pikas un tika noteikti to izmēri, masa un blīvums. Šie novērojumi arī parādīja, ka intensīvais starojums un spēcīgais zvaigžņu vējš no karsto zvaigžņu centrālajā klasterī ir “izgrebējis dobumu” molekulārajā mākonī; Šis salīdzinoši tukšais un caurspīdīgais reģions tagad mēra apmēram 8 gaismas gadus.
Vidēja infrasarkanā starojuma attēlveidošana (pie viļņu garuma 11,9 un 18 μm) tika veikta no izvēlētiem reģioniem NGC 3603 ar TIMMI 2 instrumentu, kas uzstādīts uz ESO 3,6 m teleskopa. Šis ir pirmais NGC 3603 vidējā infrasarkanā starojuma izšķirtspējas intervāls ar vidējo loku, un jo īpaši tas ir paredzēts, lai parādītu silto putekļu izplatību reģionā. Aptauja skaidri parāda intensīvos, notiekošos zvaigžņu veidošanās procesus. Tika atklāti daudz dažādu veidu objekti, tai skaitā ārkārtīgi karstas Vilks-Rayet zvaigznes un pirmsstarti; pavisam tika identificēti 36 vidēja IR punkta avoti un 42 difūzās emisijas mezgli. Aplūkotajā apgabalā tiek atklāts, ka protostar IRS 9A ir visvairāk gaismas avots abos viļņu garumos; divi citi avoti, kas apzīmēti ar IRS 9B un IRS 9C tiešā tuvumā, arī ir ļoti spilgti TIMMI 2 attēlos, sniedzot papildu norādi, ka šī ir patstāvīga protozvaigžņu asociācijas vietne.
Augstas kvalitātes IRS 9 apgabala attēlu kolekcija, kas parādīta PR Photo 16b / 03, ir labi piemērota, lai izpētītu tur ļoti noklusēto objektu IRS 9A-C raksturu un evolūcijas statusu. Tie atrodas masīvā molekulārā mākoņa serdeņa NGC 3603 MM 2 pusē, kas ir vērsta pret jauno zvaigžņu centrālo kopu (PR Foto 16a / 03), un acīmredzot tikai nesen viņus “atbrīvoja” no lielākās daļas viņu dzimšanas gāzu un putekļu vides. zvaigžņu vējš un enerģētiskais starojums no tuvumā esošajām lielas masas kopu zvaigznēm.
Apkopotie dati ļauj izdarīt skaidru secinājumu: IRS 9A-C attēlo spožās protostāru asociācijas dalībniekus, kuri joprojām ir iestrādāti apļveida aploksnēs, bet senatnīgā molekulārā mākoņa kodola reģionā, kas tagad lielākoties ir “atbrīvots no gāzes”. un putekļi. Šo topošo zvaigžņu iekšējais spilgtums ir iespaidīgs: attiecīgi 100 000, 1000 un 1000 reizes lielāks nekā Saulei, attiecīgi IRS 9A, IRS 9B un IRS 9C.
To spilgtums un infrasarkanās krāsas sniedz informāciju par šo pirmsstarta fiziskajām īpašībām. Viņi ir ļoti jauni astronomiski, iespējams, mazāk nekā 100 000 gadu veci. Tie jau tagad ir diezgan masīvi, lai arī vairāk nekā 10 reizes smagāki par Sauli, un tie joprojām aug - salīdzinot ar šobrīd ticamākajiem teorētiskajiem modeļiem, var secināt, ka viņi no aploksnēm materiālu uzkrāj salīdzinoši augstā ātrumā līdz 1 Zemes masai. dienā, ti, Saules masa 1000 gados.
Novērojumi norāda, ka visus trīs galvenos zvaigznītes ieskauj salīdzinoši auksti putekļi (temperatūra ap 250 - 270 K vai no -20 ° C līdz 0 ° C). Viņu pašu temperatūra ir diezgan augsta, aptuveni no 20 000 līdz 22 000 grādiem.
Ko mums saka lielais protostars?
Dīters Nnerbergers ir gandarīts: “Mums tagad ir pārliecinoši argumenti uzskatīt IRS 9A-C par sava veida Rozetas akmeņiem mūsu izpratnei par masīvo zvaigžņu veidošanās agrākajām fāzēm. Es nezinu nevienu citu lielas masas pirmstiesas kandidātu, kas būtu atklājies tik agrīnā evolūcijas posmā - mums jābūt pateicīgiem par zvaigžņu vēju aizkaru pacelšanu šajā apgabalā! Jaunie tuvās un vidējās un vidējās infrasarkano staru novērojumi sniedz mums pirmo ieskatu šajā ārkārtīgi interesantajā zvaigžņu evolūcijas fāzē. ”
Novērojumi rāda, ka kritēriji (piemēram, infrasarkanās krāsas), kas jau noteikti, lai identificētu ļoti jaunas (vai proto) mazas masas zvaigznes, acīmredzot, attiecas arī uz lielmasām. Turklāt ar uzticamām to spilgtuma (gaišuma) un temperatūras vērtībām IRS 9A-C var kalpot par izšķirīgiem un saudzīgiem testa gadījumiem pašlaik apspriestajiem lielas masas zvaigžņu veidošanās modeļiem, jo īpaši akreces modeļiem pret koagulācijas modeļiem.
Šie dati labi atbilst akrācijas modeļiem, un IRS 9A-C tiešā apkārtnē netika atrasti nekādi vidēja spilgtuma / masas objekti. Tādējādi vismaz IRS 9 asociācijai akrācijas scenārijs tiek atbalstīts pret sadursmes scenāriju.
Oriģinālais avots: ESO ziņu izlaidums
