Проблема светимости
Проблема возникает, если представить себе гладкую и осесимметричную структуру протозвездной оболочки и протопланетного диска. В таком случае предполагаемая скорость протозвездной аккреции согласно модели будет на несколько порядков выше, чем обычно наблюдается. Эта так называемая проблема светимости была впервые замечена доктором Скоттом Кеньоном в 1990 году. Позже эта проблема тщательно изучалась доктором Нилом Эвансоном, который использовал для этого данные о ближайших регионах формирования звезд, собранные звездным телескопом Спитцера. Главный аргумент, который решает этот явный парадокс, заключается в том, что протозвезды аккрецируют эпизодически. Очень активная стадия прироста может возникнуть только на коротком промежутке жизни протозвезды, а следовательно, может оказаться незафиксированной ни одним астрономическим измерением. Тем не менее краткосрочный, чрезвычайно активный рост некоторых молодых звезд, выраженный ярким свечением в оптической и инфракрасной длине волны, был зафиксирован некоторыми мониторинговыми наблюдениями. Например, одна разновидность молодых звездных объектов (а именно FU Orionis objects, также известные как фуоры (FUors)) проходит стадию сильной аккреции, во время которой скорость аккреции быстро возрастает примерно в 100–1000 раз и остается такой еще несколько десятилетий.
Временные особенности данного феномена — эпизодической аккреции — могут быть объяснены непродолжительной подпиткой протопланетного диска и, таким образом, быть связанными с пространственно неоднородной структурой протопланетного диска. Серии многочисленных гидродинамических симуляций, проведенных доктором Эдуардом Воробьевым и доктором Шантану Басу, позволяют предположить, что вскоре после формирования протопланетного диска быстрая массовая аккумуляция от взорвавшейся протозвездной оболочки в новосформированный диск может вызвать сложное взаимодействие материи диска, а именно: гравитационное взаимодействие может сыграть роль в растирании материи диска во фрагменты плотного газа. Эти взаимодействия также одновременно вызывают огромные газовые структуры типа спиральных рукавов и газообразные дуги. Когда фрагменты плотного газа попадают на протозвезду, они могут привести к внезапному увеличению скорости аккреции этой протозвезды (график 1). Протопланетный диск в конце концов стабилизируется при помощи выброшенного материала, который уносит с собой избыток массы и момент импульса.
Наращивание массы звезд
Исследование группы Баобаба Лиу из Института астрономии и астрофизики Китайской академии наук было направлено на изучение характеристик больших газовых структур вроде спиральных рукавов и газообразных дуг с помощью наблюдений с высоким угловым разрешением за ранее обнаруженными фуорными объектами. Высокое угловое разрешение соответствует наименьшему угловому масштабу, который мы способны распознать. Любой объект, имеющий физическую величину, будет иметь угловой размер тем меньше, чем дальше он находится. Во время, когда проводилось это исследование, требуемая чувствительность высокого разрешения изображений была достижима только при помощи одного из инструментов телескопа Subaru 8.2 m, а именно High Contrast Instrument for the Subaru Next Generation Adaptive Optics (HiCIAO).
В проекте, сфокусированном на изучении того, как поток молекулярной газовой аккреции может преодолеть сильный радиационный теплообмен и силу давления излучаемого ионизированного газа, а потом аккрецироваться на светящиеся OB-звезды (или скопление звезд) даже после того, как ядерное горение уже началось, было выявлено, что очень массивные звезды формируются преимущественно в центре масс взрыва, >10 парсек по шкале, 105–106 M◉ гигантского молекулярного облака. В центральном регионе в ~1 парсек взрывающегося гигантского молекулярного облака физические механизмы, подобные тем, что возникают в фуорах, но являются пространственно упорядоченными, ведут к формированию высокофрагментированных, сплющенных, вращающихся структур плотного газа, которые состоят из плотных спиральных рукавов и многих фрагментов конденсированного газа. Считалось, что эти фрагменты плотного газа очень хорошо экранированы от звездного радиационного теплообмена и ионизированного газового давления. Светящиеся массивные звезды склонны накапливать свою массу эпизодически через аккрецию этих плотных газовых фрагментов. Эта гипотеза очень хорошо демонстрируется последними наблюдениями с помощью телескопа «Атакамская большая решетка миллиметрового диапазона» (Atacama Large Millimeter Array). Для тех, кто верит в универсальность физики, теория, объясняющая фуорные объекты, может основываться на той же физике, но на других космических параметрах: в ~100 раз меньше пространственная шкала, в ~100 раз меньше шкала массы.
Открытие новых структур
Подробные структуры околозвездного материала, окружающего эти молодые аккрецирующие звезды, были исследованы путем проведения наблюдений с очень высоким угловым разрешением вблизи инфракрасных полос с использованием телескопа Subaru 8.2 m. Дизайн эксперимента был сфокусирован на активно аккрецирующих в настоящее время молодых звездных объектах, так как, в соответствии с нашей теорией, они больше других склонны представлять сложные крупномасштабные структуры. С другой стороны, все еще очень сложно изучать структуры дисков при высоком разрешении, если они не освещены очень ярко горящей, активно аккрецирующей протозвездой.
Наблюдения обнаружили ожидаемые спиральные рукава и дуги на расстоянии 500~1000 a. e. (рисунок 3), которые не фиксировались ни одним предыдущим наблюдением. Наблюдаемые спиральные рукава и дуги являются неопровержимым доказательством сложных взаимодействий, происходящих в новосформированном протопланетном диске, которые связаны с эпизодической аккрецией или вспышками аккреции молодых звездных объектов. Морфология и пространственные масштабы этих структур очень хорошо согласуются с теоретическими предпосылками, как показано на рисунке 1А. Последние открытия не только помогают понять, как протозвезды аккумулируют свою итоговую массу. В дополнение концентрация локализованного вещества в неразглаженных молодых структурах протопланетных дисков также подразумевает, что планеты могут образоваться на гораздо более ранней стадии эволюционного развития, чем та, что ожидается при стандартном сценарии формирования планет. Это также позволяет планетам крупнее Юпитера формироваться на более широких диапазонах орбит и не ограничиваться формированием в самых плотных внутренних протопланетных дисках. Таким образом, результаты имеют решающее значение для последовательного понимания формирования и эволюции солнечноподобной системы, а значит, и для понимания происхождения человеческой цивилизации.
Будущее исследований
Следующим шагом в исследовании эволюции звездных систем будет проведение наблюдений за высоким угловым разрешением в субмиллиметровых и субсантиметровых частотных диапазонах при использовании телескопа ALMA и JVLA. Эти наблюдения могут более непосредственно проецировать распределение плотности газа и/или пыли в формирующихся протопланетных дисках. В дополнение наблюдения ALMA предоставят информацию о движении газа. В настоящее время число объектов наблюдения очень ограничено. Скорее всего, исследование будет расширено для наблюдения за молодыми звездными объектами, а также затронет те, что в настоящее время аккрецируют не слишком активно. С теоретической перспективы определяющую роль в наблюдениях будут играть астрохимические исследования систем со сложными взаимодействиями.
Это перевод статьи нашего англоязычного издания Serious Science. Прочитать оригинальную версию текста можно по ссылке.
