Рентгеновские снимки H72,97−69,39 в мягком [0.5 − 1.2 keV] (средний [1.2 − 2.0 keV] (б), твердый [2.0 − 7.0 keV](в) и все полосы (г). Фото: Уэбб и др., 2024 г.
С помощью рентгеновского космического корабля НАСА «Чандра» астрономы исследовали потенциальное скопление суперзвезд, получившее обозначение HSO BMHERICC J72.971176-69.391112 или сокращенно H72.97−69.39. Новые наблюдения привели к обнаружению диффузного горячего газа вокруг этого скопления. Об этом сообщается в статье, опубликованной 21 февраля на сервере препринтов arXiv.
Суперзвездные скопления (SSC) — это очень массивные молодые рассеянные скопления (OC), которые со временем превращаются в шаровые скопления (GC). Обычно они содержат очень большое количество молодых массивных звезд, которые ионизуют окружающую область межзвездного атомарного водорода (область HII). Наблюдения SSC важны для астрономов, стремящихся улучшить наше понимание формирования и эволюции ШС и их родительских галактик.
H72.97−69.39, расположенная на расстоянии около 160 000 световых лет от нас, представляет собой глубоко встроенный потенциальный SSC в комплексе звездообразования N79 Большого Магелланова Облака (БМО). Имея предполагаемый возраст менее 500 000 лет, H72.97–69.39 находится на самых ранних стадиях формирования, демонстрирует ускоряющуюся скорость звездообразования и имеет болометрическую светимость на уровне двух миллионов солнечных светимостей.
Хотя H72.97–69.39 исследовался в оптическом, инфракрасном и субмиллиметровом диапазонах волн, он не был всесторонне изучен в рентгеновских лучах. Вот почему группа астрономов под руководством Тринити Уэбб из Университета штата Огайо (OSU) в Колумбусе, штат Огайо, решила использовать Чандру для более детального изучения рентгеновского излучения этого скопления.
«Здесь мы изучаем рентгеновское излучение H72.97−69.39 с помощью рентгеновской обсерватории Чандра и исследуем обратную связь между звездным ветром на ранней стадии звездообразования», — пишут исследователи в статье.
Наблюдения «Чандры» обнаружили диффузное рентгеновское излучение в районе H72,97–69,39. Идентифицированное рентгеновское излучение имеет радиус около 10 угловых секунд, что позволяет предположить, что горячий газ образуется в результате обратной связи со звездным ветром на самых ранних стадиях формирования.
Астрономы обнаружили, что рентгеновское излучение особенно жесткое, в нем преобладают фотоны с энергией выше 1,2 кэВ. Это указывает на высокую температуру горячего газа, большой поглощающий столб в регионе или вклад нетепловой/степенной составляющей. Более того, рентгеновские лучи, по-видимому, пространственно не совпадают с плотным газом монооксида углерода, что может указывать на то, что горячий газ преимущественно занимает полости с более низкой плотностью.
Исследование также показало, что рентгеновская светимость H72,97–69,39 на порядок ниже ожидаемой, если нагретый ударной волной газ удерживается холодной оболочкой. В этом случае оболочка нагревается за счет теплопроводности и испаряется. Этот результат указывает на то, что даже на такой ранней стадии процесса формирования массивного звездного скопления теряется значительное количество энергии ветра.
