Вы когда-нибудь задумывались, как могло выглядеть наше молодое Солнце в зачаточном состоянии около пяти миллиардов лет назад?
Смелый JWST сделал снимок очень молодой звезды, очень похожей на наше молодое Солнце, хотя сама звезда скрыта. Вместо этого мы видим сверхзвуковые струи газа. Молодые звезды могут выбрасывать струи вещества по мере их формирования, и струи освещают окружающий газ. Светящиеся области, создаваемые струями, когда они врезаются в газ, называются объектами Хербига-Аро.
Когда формируется молодая звезда, она начинается внутри гигантского облака газа. Газ начинает коллапсировать из-за локальных нестабильностей, и формируется ядро молодой звезды. Поскольку газ становится более плотным, молодая протозвезда не может хорошо излучать тепло из-за растущей непрозрачности. В результате облако нагревается, что стабилизирует его и останавливает коллапс. Но к молодой протозвезде все равно падает еще больше газа, и она не может поглотить его целиком. Газ образует вращающийся диск вокруг протозвезды.
Молодая звезда выбрасывает часть этого материала из двух биполярных струй вдоль оси вращения звезды. Детали этого процесса все еще выясняются, поэтому JWST изучает объект Хербиг-Аро, получивший название Хербиг-Аро 211 (HH 211). HH 211 — один из ближайших объектов Хербига-Аро, расположенный всего в 1000 световых годах от нас в созвездии Персея.
Уэбб изо всех сил пытается увидеть материал в форсунках. Но струи возбуждают молекулы окружающего газа, такие как водород, окись углерода и окись кремния. Эти возбужденные молекулы излучают инфракрасный свет, который собирает прибор NIRCam JWST.
Одной из причин создания JWST было изучение молодых звезд. Молодые звезды зарождаются внутри огромных газовых облаков, а когда звезды становятся крупнее и старше, они выбрасывают часть газа и раскрывают себя. За звездами гораздо легче наблюдать, когда они выбрасывают газ, но к тому времени изучать молодую протозвезду становится уже слишком поздно.
JWST, обладающий мощными возможностями инфракрасного наблюдения, может заглянуть внутрь этих гигантских облаков и наблюдать, как молодые звезды и их объекты HH занимаются своими делами. JWST показывает больше деталей, чем когда-либо, об этих звездных объектах. Его изображение HH 211 имеет почти в десять раз более высокое пространственное разрешение, чем другие изображения того же объекта.
Амортизаторы носовой части видны в левом нижнем и правом верхнем углу изображения. JWST способен показать нам некоторые узловатые комки видимых носовых амортизаторов. Мы также можем видеть энергичные струи, исходящие от звезды. Они имеют симметричную «волнистую» форму, что указывает на то, что молодая звезда на самом деле может быть двойной звездой. (Большинство объектов HH происходят от двойных звезд.) Колебания, вероятно, происходят из-за гравитационного взаимодействия звезд друг с другом.
Благодаря этим изображениям и исследованиям в сочетании с более старыми изображениями ученые определили скорости этих струй, ударных волн и окружающей материи. Самые внутренние части потоков объекта HH движутся со скоростью примерно от 80 до 100 км/с. Звучит быстро, но на самом деле это медленнее, чем аналогичные истечения от более старых, более развитых звезд.
Скорости значительно ниже там, где внешние части истечения сталкиваются с окружающим газом на головных скачках уплотнения. Поскольку материал в струях движется очень медленно, когда он сталкивается с газом, энергии недостаточно, чтобы разбить молекулы на составляющие их атомы и ионы. Таким образом, исследователи пришли к выводу, что струи являются молекулярными. В более развитой протозвезде более высокая скорость струй могла бы разорвать молекулы на части.
Это интригующее открытие. Это указывает на то, что молодые протозвезды и их более медленные струи, вероятно, обогащают окружающую среду сложными химическими веществами. Некоторые из этих химических веществ являются строительными блоками для еще более сложных химических веществ, некоторые из которых связаны с появлением жизни. Более старые протозвезды не будут иметь такого же эффекта, потому что их более быстрые струи разбивают химические молекулы на части.
HH 211 — протозвезда класса 0, и наше Солнце в зачаточном состоянии прошло ту же раннюю стадию звездной эволюции. Масса HH 211 составляет всего около 8% массы нашего Солнца, но она вырастет и станет звездой главной последовательности, поскольку притягивает большую массу. В конце концов она станет достаточно массивной, чтобы вызвать термоядерный синтез, а затем оставит позади свою протозвездную стадию, струи исчезнут, и она очистит окрестности от скрывающего ее газа и пыли. Планеты тоже будут формироваться.
Образование звезд — большая загадка астрофизики и чрезвычайно активная область исследований. Это одна из основных научных целей JWST. Одна из загадок звездообразования связана с проблемой углового момента. Когда звезда формируется в газовом облаке, облако вращается, что придает ей угловой момент. Когда газ сжимается внутрь, звезда набирает больше массы, но гравитационное притяжение молодой звезды в конечном итоге уравновешивается растущей центробежной силой газа. Это создает своего рода тупиковую ситуацию, в которой две силы противостоят друг другу. Чтобы коллапсировать дальше внутрь, система должна потерять некоторый угловой момент. Это называется центробежным барьером, при котором частицы перестают двигаться к протозвезде, и астрофизики стремятся узнать больше об этом и о том, как звезды продолжают расти.
Это изображение является частью исследования в журнале Nature под названием «Оттоки самых молодых звезд в основном молекулярные». Ведущий автор — Том Рэй, профессор Школы космической физики Дублинского института перспективных исследований.
