Область звездообразования NGC 346 полна загадок. Однако космический телескоп Джеймса Уэбба раскрыл некоторые из ее тайн.

NCG 346 расположена в Малом Магеллановом облаке (ММО), карликовой галактике, близкой к нашему Млечному Пути. ММО содержит меньшие концентрации элементов тяжелее водорода и гелия, чем Млечный Путь. Поскольку частицы пыли в космосе состоят в основном из металлов, ученые ожидали, что в ММО будет лишь небольшое количество пыли. Но новые данные «Уэбба» свидетельствуют об обратном.

Астрономы исследовали NGC 346, потому что условия и количество металлов в ММО напоминают те, которые наблюдались в так называемый «космический полдень». В этот период, который наступил примерно через 2-3 миллиарда лет после Большого взрыва, звездообразование в галактиках было на пике.

Наблюдая за протозвездами, исследователи могут узнать, отличается ли процесс звездообразования в ММО от того, что мы наблюдаем в Млечном Пути. Предыдущие инфракрасные исследования NGC 346 были сосредоточены на протозвездах, масса которых…

Используя телескоп Gemini North, астрономы провели спектроскопические наблюдения двойной системы, известной как SDSS J222551.65+001637.7AB. Результаты наблюдательной кампании показывают, что система состоит из белого карлика и коричневого карлика-компаньона. О находке было сообщено 21 декабря на сервере предварительной печати arXiv.

SDSS J222551.65+001637.7AB – двойная система, расположенная примерно в 711 световых годах от Земли. Впервые она была идентифицирована в 2006 году, как двойная система, состоящая из богатого водородом белого карлика и менее массивного звездного или субзвездного компаньона. Более поздние наблюдения SDSS J222551.65+001637.7AB показали, что эффективная температура белого карлика составляет почти 11 000 К, и что расстояние между двумя объектами не превышает 350 а.е.

Учитывая, что о спутнике белого карлика в этой системе было известно очень мало, группа астрономов во главе с Дженни Р. Френч из Университета Лестера, наблюдала двойную звезду с помощью спектрографа GNIRS на Gemini North. Спектроскопические наблюдения были проведены в июле 2020 года в…

Звёздные сверхскопления – это плотные скопления ярких молодых звёзд. По мере эволюции их интенсивное излучение может очищать область, где они находятся, от газа и пыли. Но пока скопления формируются, область вокруг них всё ещё остаётся нетронутой. Эти новорожденные скопления можно обнаружить только с помощью радионаблюдения, поскольку их окружают плотные слои газа и пыли. Но откуда астрономы знают, что сигнал в их данных – это формирующееся звёздное скопление, а не что-то другое?

Эллисон Коста из NRAO работает над методом лучшего выделения их сигнала из шума. Вместе со своими коллегами Эллисон создала изображения звёздных сверхскоплений и интегрировала их в реальные фоновые радиосигналы от Very Large Array(VLA). Смоделированные сигналы следовали степенному закону распределения, где более крупные звёзды встречаются реже, чем более мелкие. Затем Эллисон проанализировала искуственные изображения, чтобы увидеть, может ли её метод извлечь сигнал. В результате было получено степенное распределение кластеров, демонстрирующее, что метод может работать.

В дальнейшем Эллисон и ее коллеги планируют интегрировать смоделированные кластерные сигналы в необработанные фоновые данные и попытаться извлечь сигналы. Это более сложный и трудоемкий процесс, но он должен показать, насколько хорошо этот подход может работать. Со временем команда учёных сможет обнаруживать формирующиеся звёздные сверхскопления в рамках радионаблюдений.

Все звёзды, как только начинают синтезировать водород, следуют определённому жизненному плану. По мере того, как они живут, звёзды неуклонно становятся ярче и горячее, пока не превращаются в сплав других элементов. Каждая звезда следует по этому пути... кроме голубых отставших звёзд.

Голубые отставшие звёзды по-прежнему лежат вдоль главной последовательности, которая представляет собой специфическое соотношение между яркостью и температурой, которому подчиняются все звёзды, синтезирующие водород. Но проблема с голубыми отставшими заключается в том, что они не должны находиться на главной последовательности. Они должны были умереть давным-давно. Фактически, в том же скоплении астрономы могут увидеть много других звёзд аналогичной массы, которые покинули главную последовательность и сплавляют более тяжелые элементы.

Астрономы не до конца понимают, как образуются голубые отставшие звёзды. Одна из гипотез состоит в том, что они являются остатками слияния двух звёзд меньшей массы. В этом сценарии звёзды сливаются воедино. Изначально эта объединенная звезда огромная и красная, потому что экстремальное вращение раздувает её непропорционально. Но через некоторое время она успокаивается, превращаясь в массивную, яркую, голубую звезду.

В другом сценарии голубые отставшие образуются, когда одна из звёзд поглощает свою соседку, всасывая ее массу. Скопление – это идеальная среда для такого рода слияний.

По сути, в любой модели голубые отставшие звёзды получают вторую жизнь. Они не сформировались в своем нынешнем состоянии в то же время, что и другие звёзды скопления. Таким образом, несмотря на то, что они должны были давно умереть, мы можем видеть, как они начинают новую жизнь после слияния.

История образования звезды проста. Область межзвёздного газа коллапсирует под собственным весом, образуя плотную протозвезду, окружённую диском из газа и пыли. Протозвезда и диск вращаются в одной плоскости, и часто струи газа вытекают из полюсов протозвезды. В конце концов, протозвезда становится достаточно плотной и горячей, чтобы стать настоящей звездой. Внутри диска также может образоваться система планет.

Хотя в целом это верно, реальное происхождение звёзд более сложное, особенно если протозвёзды являются частью двойных или множественных систем.

Один из способов понять сложности звездообразования – посмотреть на движение газа, окружающего протозвёзды. Это движение можно изучить, наблюдая за радиоизлучением газа, в частности, за линиями излучения определённых молекул. Астрономы могут измерить движение газа, наблюдая за смещением линий излучения в красную или синюю сторону.

В недавнем исследовании Эрика Беренс и её коллеги изучили четыре протозвёздных ядра в молекулярном облаке Персея. Учёные наблюдали за движением газа, окружающего эти ядра, через спектральные линии молекулы N2H+.Этот ион с яркими линиями излучения также известен как диазенилий. Он позволяет астрономам заглядывать глубоко в молекулярные облака. Используя наблюдения с ALMA и телескопа Green Bank, Эрика и её команда измерили скорости газа вокруг протозвёзд.

Они обнаружили, что у одной из протозвёзд, как и следовало ожидать, традиционный диск. Но остальные три являются частью тройной системы, и движение газа вокруг них неясно. Оно слишком хаотично, чтобы его можно было объяснить только вращением. Кроме того, наблюдения N2H+ отслеживают вращение не только ядра. В дальнейшем астрономы планируют узнать, откуда газ поступает в систему и вытекает из неё. Также они хотят выяснить, как три протозвезды будут взаимодействовать.