Obrazový kredit: ESO
Nová série fotografií pořízených Evropskou jižní observatoří ukazuje vzácný pohled do velmi raných fází vzniku těžkých hvězd. Tento čas v životě hvězdy je obvykle zakrytý kvůli hustým mračnům plynu a prachu, ale v hvězdokupě NGC 3603 hvězdný vítr z horkých hvězd odhání zatemňující materiál. Uvnitř této kupy astronomové nacházejí masivní protohvězdy, které jsou staré pouze 100 000 let. Jde o cenný objev, protože astronomům pomáhá porozumět tomu, jak začínají rané fáze tvorby těžkých hvězd – je to prostřednictvím gravitace, která stahuje plyn a prach, nebo něčeho prudšího, jako jsou srážky menších hvězd.
Na základě rozsáhlého pozorovacího úsilí s různými dalekohledy a přístroji získal astronom ESO Dieter Nürnberger první pohled na úplně první fáze formování těžkých hvězd.
Tyto kritické fáze hvězdné evoluce jsou normálně před zraky skryty, protože masivní protohvězdy jsou hluboce zakořeněny ve svých přirozených oblacích prachu a plynu, neprostupných překážkách pro pozorování na všech vlnových délkách, s výjimkou těch nejdelších. Zejména žádná vizuální ani infračervená pozorování dosud „nezachytila“ rodící se těžké hvězdy při činu, a proto je o souvisejících procesech zatím známo jen málo.
Několik objektů nacházejících se v blízkosti obřího molekulárního mračna, které těží z efektu trhání mraků silnými hvězdnými větry ze sousedních horkých hvězd v mladé hvězdokupě ve středu komplexu NGC 3603, byly v dobré víře masivní protohvězdy, jen asi Stáří 100 000 let a stále roste.
Tři z těchto objektů, označené IRS 9A-C, by mohly být studovány podrobněji. Jsou velmi svítivé (IRS 9A je asi 100 000krát skutečně jasnější než Slunce), masivní (více než 10krát hmotnost Slunce) a horké (asi 20 000 stupňů). Jsou obklopeny relativně studeným prachem (asi 0?C), pravděpodobně částečně uspořádaným do disků kolem těchto velmi mladých objektů.
V současnosti jsou navrženy dva možné scénáře pro vznik hmotných hvězd, a to akrecí velkého množství cirkumstelárního materiálu nebo srážkou (slučováním) protohvězd středních hmotností. Nová pozorování upřednostňují akreci, tedy stejný proces, který je aktivní při vzniku hvězd menších hmotností.
Jak vznikají hmotné hvězdy?
Tuto otázku je snadné položit, ale zatím je velmi těžké na ni odpovědět. Ve skutečnosti jsou procesy, které vedou ke vzniku těžkých hvězd [1], v současnosti jednou z nejspornějších oblastí v astrofyzice hvězd.
Zatímco mnoho detailů souvisejících se vznikem a raným vývojem hvězd s nízkou hmotností, jako je Slunce, je nyní dobře známo, základní scénář, který vede ke vzniku hvězd s vysokou hmotností, stále zůstává záhadou. Není ani známo, zda stejná charakteristická pozorovací kritéria používaná k identifikaci a rozlišení jednotlivých stádií mladých hvězd s nízkou hmotností (hlavně barvy měřené na vlnových délkách blízkého a středního infračerveného záření) lze použít i v případě hmotných hvězd.
V současné době se studují dva možné scénáře vzniku hmotných hvězd. V první takové hvězdy vznikají narůstáním velkého množství cirkumstelárního materiálu; spád na rodící se hvězdu se mění s časem. Další možností je vznik srážkou (koalescencí) protohvězd středních hmotností, čímž se hvězdná hmota zvětšuje „skoky“.
Oba scénáře kladou velká omezení na konečnou hmotnost mladé hvězdy. Na jedné straně musí proces akrece nějakým způsobem překonat tlak vnějšího záření, který vzniká po zapálení prvních jaderných procesů (např. spalování deuteria/vodíku) v nitru hvězdy, jakmile teplota stoupne nad kritickou hodnotu blízko 10 milionů stupňů.
Na druhou stranu, růst kolize může být účinný pouze v prostředí husté hvězdokupy, ve kterém je zaručena přiměřeně vysoká pravděpodobnost blízkých setkání a kolizí hvězd.
Která z těchto dvou možností je pak pravděpodobnější?
Mohutné hvězdy se rodí v ústraní
Existují tři dobré důvody, proč 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 vzniku hvězd s nízkou hmotností. To znamená, že je mnohem obtížnější pozorovat detaily v těchto oblastech (nedostatek úhlového rozlišení).
Dále, ve všech stádiích, také těch nejranějších (astronomové zde označují „protohvězdy“), se hvězdy s vysokou hmotností vyvíjejí mnohem rychleji než hvězdy s nízkou hmotností. Je proto obtížnější „chytit“ hmotné hvězdy v kritických fázích rané formace.
A co je ještě horší, díky tomuto rychlému vývoji jsou mladé vysoce hmotné protohvězdy obvykle velmi hluboko zapuštěny ve svých natálních oblacích, a proto nejsou detekovatelné na optických vlnových délkách během (krátké) fáze před zahájením jaderných reakcí v jejich nitru. Jednoduše není dost času, aby se mrak rozptýlil – když se opona konečně zvedne a umožní pohled na novou hvězdu, je již za těmi nejranějšími stádii.
Existuje způsob, jak tyto problémy obejít? „Ano,“ říká Dieter Nürnberger z ESO-Santiago, „stačí se podívat na správné místo a vzpomenout si na Boba Dylana…!“. Tohle udělal.
'Odpověď, příteli, vane větrem...'
Představte si, že by bylo možné odfouknout většinu zatemňujícího plynu a prachu kolem těchto vysoce hmotných protohvězd! Ani ta největší touha astronomů to nedokáže, ale naštěstí jsou jiní, kteří jsou na tom lépe!
Některé hvězdy s vysokou hmotností vznikají v sousedství shluků horkých hvězd, tedy vedle svých starších bratrů. Takové již vyvinuté horké hvězdy jsou bohatým zdrojem energetických fotonů a produkují silné hvězdné větry elementárních částic (jako „sluneční vítr“, ale mnohonásobně silnější), které dopadají na okolní mezihvězdná plynová a prachová mračna. Tento proces může vést k částečnému vypařování a rozptýlení těchto mračen, čímž se „zvedne opona“ a umožní nám podívat se přímo na mladé hvězdy v této oblasti, rovněž poměrně hmotné v relativně rané evoluční fázi.
Oblast NGC 3603
Takové prostory jsou k dispozici v oblasti hvězdokupy NGC 3603 a oblasti tvorby hvězd, která se nachází ve vzdálenosti asi 22 000 světelných let ve spirálním rameni Carina galaxie Mléčná dráha.
NGC 3603 je jednou z nejzářivějších, opticky viditelných „HII oblastí“ (tj. oblastí ionizovaného vodíku – vyslovováno „eitch-dva“) v naší galaxii. V jeho středu je masivní kupa mladých, horkých a hmotných hvězd (typu OB) – to je nejvyšší hustota vyvinutých (ale stále relativně mladých) hvězd o vysoké hmotnosti známých v Mléčné dráze, srov. ESO PR 16/99.
Tyto horké hvězdy mají významný vliv 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 narážejí, stlačují a/nebo rozptylují přilehlá hustá oblaka, nazývaná astronomy jako „molekulární shluky“ kvůli jejich obsahu složitých molekul, z nichž mnohé jsou „organické“ (s atomy uhlíku).
IRS 9: „skrytá“ asociace rodících se hmotných hvězd
Jedna z těchto molekulárních shluků, označená jako „NGC 3603 MM 2“ se nachází asi 8,5 světelného roku jižně od kupy NGC 3603, srov. PR Foto 16a/03. Na straně této shluku obrácené ke shluku se nachází několik vysoce zakrytých objektů, společně známých jako „NGC 3603 IRS 9“. Současné velmi podrobné zkoumání je umožnilo charakterizovat jako sdružení extrémně mladých, vysoce hmotných hvězdných objektů.
Představují jediné v současnosti známé příklady vysoce hmotných protějšků k nízkohmotným protohvězdám, které jsou detekovány na infračervených vlnových délkách. Odhalit jejich vlastnosti pomocí výkonného arzenálu nejmodernějších přístrojů pracujících na různých vlnových délkách, od infračervené až po milimetrovou spektrální oblast, vyžadovalo značné úsilí [2].
Multispektrální pozorování IZS 9
Nejprve bylo provedeno blízké infračervené zobrazování pomocí multimódového přístroje ISAAC na 8,2m dalekohledu VLT ANTU, srov. PR Foto 16b/03. To umožnilo rozlišit mezi hvězdami, které jsou v dobré víře členy kupy, a ostatními, které jsou náhodou vidět v tomto směru („polní hvězdy“). Bylo možné změřit rozsah kupy NGC 3603, o které bylo zjištěno, že je asi 18 světelných let, neboli 2,5krát větší, než se dříve předpokládalo. Tato pozorování také posloužila k tomu, aby ukázala, že prostorové rozložení hvězd kup s nízkou a vysokou hmotností se liší, přičemž ty druhé jsou více koncentrované směrem ke středu jádra kupy.
Milimetrová pozorování byla provedena pomocí švédského ESO Submillimeter Telescpe (SEST) na observatoři La Silla. Velké mapování distribuce CS-molekuly ukázalo strukturu a pohyby hustého plynu v obřím molekulárním mračnu, ze kterého pocházejí mladé hvězdy v NGC 3603. Bylo detekováno celkem 13 molekulárních shluků a byly určeny jejich velikosti, hmotnosti a hustoty. Tato pozorování také ukázala, že intenzivní záření a silné hvězdné větry z horkých hvězd v centrální hvězdokupě „vyryly dutinu“ v molekulárním mračnu; tato poměrně prázdná a průhledná oblast nyní měří v průměru asi 8 světelných let.
Střední infračervené zobrazení (na vlnových délkách 11,9 a 18 ?m) bylo provedeno ve vybraných oblastech v NGC 3603 pomocí přístroje TIMMI 2 namontovaného na dalekohledu ESO 3,6-m. Toto představuje první průzkum NGC 3603 ve středním infračerveném pásmu s rozlišením v subarcsec a slouží zejména k zobrazení distribuce teplého prachu v oblasti. Průzkum jasně ukazuje na intenzivní, probíhající procesy tvorby hvězd. Bylo detekováno mnoho různých typů objektů, včetně extrémně horkých Wolf-Rayetových hvězd a protohvězd; celkem bylo identifikováno 36 středních IR bodových zdrojů a 42 uzlů difúzní emise. Bylo zjištěno, že v zkoumané oblasti je protostar IRS 9A nejsvítivějším bodovým zdrojem na obou vlnových délkách; dva další zdroje, označené IRS 9B a IRS 9C v bezprostřední blízkosti, jsou na snímcích TIMMI 2 také velmi jasné, což dále naznačuje, že se jedná o místo sdružení protohvězd jako takové.
Sbírka vysoce kvalitních snímků oblasti IRS 9 zobrazená na PR Foto 16b/03 se dobře hodí ke zkoumání povahy a evolučního stavu vysoce zakrytých objektů, které se zde nacházejí, IRS 9A-C. Nacházejí se na straně masivního jádra molekulárního oblaku NGC 3603 MM 2, které je obráceno k centrální kupě mladých hvězd (PR Foto 16a/03) a byly zjevně teprve nedávno „osvobozeny“ z většiny jejich přirozeného plynného a prachového prostředí silnými hvězdné větry a energetické záření z blízkých hvězd o vysoké hmotnosti.
Kombinovaná data vedou k jasnému závěru: IRS 9A-C představují nejjasnější členy řídké asociace protohvězd, stále zasazených v cirkumstelárních obalech, ale v oblasti nedotčeného jádra molekulárního mračna, nyní z velké části „bez foukání“ plynem. a prach. Vlastní jasnost těchto rodících se hvězd je působivá: 100 000, 1 000 a 1 000krát větší než Slunce pro IRS 9A, IRS 9B a IRS 9C, v tomto pořadí.
Jejich jas a infračervené barvy poskytují informace o fyzikálních vlastnostech těchto protohvězd. Z astronomického hlediska jsou velmi mladí, pravděpodobně mladší než 100 000 let. Jsou již poměrně hmotné, jsou však více než 10krát těžší než Slunce a stále rostou – srovnání se současnými nejspolehlivějšími teoretickými modely naznačuje, že narůstají materiál ze svých obálek relativně vysokou rychlostí až 1 hmotnosti Země. za den, tj. hmotnost Slunce za 1000 let.
Pozorování naznačují, že všechny tři protohvězdy jsou obklopeny poměrně studeným prachem (teplota kolem 250 – 270 K, neboli -20 ?C až 0 °C). Jejich vlastní teploty jsou poměrně vysoké, řádově 20 000 – 22 000 stupňů.
Co nám říkají masivní protohvězdy?
Dieter Nürnberger je potěšen: „Nyní máme přesvědčivé argumenty, abychom považovali IRS 9A-C za druh Rosettských kamenů pro naše pochopení nejranějších fází formování hmotných hvězd. Neznám žádné jiné vysoce hmotné protohvězdné kandidáty, kteří by byli odhaleni v tak raném evolučním stadiu – musíme být vděční za hvězdné větry, které v této oblasti zvedají oponu! Nová pozorování v blízké a střední infračervené oblasti nám dávají první pohled do této extrémně zajímavé fáze hvězdného vývoje.'
Pozorování ukazují, že kritéria (např. infračervené barvy) již stanovená pro identifikaci velmi mladých (nebo proto) hvězd s nízkou hmotností zjevně platí i pro hvězdy s vysokou hmotností. Navíc se spolehlivými hodnotami jejich jasnosti (svítivosti) a teploty mohou IRS 9A-C posloužit jako zásadní a náročné testovací případy pro aktuálně diskutované modely tvorby hvězd o vysoké hmotnosti, zejména akreční modely versus modely koagulace.
Současná data jsou dobře v souladu s akrečními modely a v bezprostřední blízkosti IRS 9A-C nebyly nalezeny žádné objekty střední svítivosti/hmotnosti. Tedy alespoň pro asociaci IRS 9 je akreční scénář upřednostňován před kolizní.
Původní zdroj: Tisková zpráva ESO