Oblast tvorby hvězd v Orionu
(Astronomical Society of Pacific Conference Series: From Darkness to Light)


Lynne A. Hillenbrand & John M. Carpenter
California Institute of Technology; Pasadena CA 91125; USA

Eric D. Feigelson
Pennsylvania State University; University Park, PA, 16802; USA

překlad: Ondřej Pejcha



Abstrakt:
Tento článek se zabývá celkovými vlastnostmi oblasti tvorby hvězd v Orionu se zaměřením na Orionovu mlhovinnou hvězdokupu (anglicky Orion Nebula Cluster, dále ONC). Tato hvězdokupa obsahuje 2500 až 4500 objektů v oblasti o velikosti pouhých několika parseků kolem známého Trapezu. Jejich věk sahá od <1 do několika megalet a pokrývá celé spektrum hmotností menších než 50 Mo, včetně hnědých trpaslíků s hmotností <0,02 Mo (20 MJupitera). Shrnuty jsou čerstvé poznatky ze studia ONC v optické, blízké infračervené a rentgenové oblasti.


1. Úvod

"Orion" je obrovské a odstrašující téma, se kterým se nemohu vypořádat v jednom projevu. Pro bohatý přehled vám doporučuji shlédnutí čerstvého díla "The Orion Complex, Revisted", editovaného McCaughreanem, Burkertem a O'Dellem (2001, založeno na konferenci pořádané roku 1997).

Souhvězdí Oriona je jedinečné tím, že všechny jeho důležité složky se nacházejí v přibližně stejné vzdálenosti od Slunce (350-500 pc). Tato oblast oblohy je prostoupena Obřím molekulovým mračnem složeným ze dvou částí - Orion A a Orion B. Dohromady obsahují 1-3·104 hvězd starých <1-3 megalet a populaci nepatřící k mračnu starou 3-30 megalet včetně OB asociace směrem na západ, která je součástí Gouldova pásu. Plošná výměra celé oblasti na obloze je víc než 60 čtverečnách stupňů, avšak většina populace v této oblasti stále není zdokumentována. Relativní blízkost a dostatečná vzdálenost (15-25 stupňů) od galaktické roviny odstraňuje nejednoznačnosti, které se uplatňují u výzkumu jiných podobných oblastí blíž ke galaktickému rovníku (tj. za ONC už je relativně prázdno, které ONC jednoznačně ohraničuje - pozn. překladatele). Komplex v Orionu obsahuje nejbližší Obří molekulové mračno stejně jako nejbližší oblast rychlé tvorby hvězd; proto byla podrobována intenzivnímu studiu během několika posledních dekád. I nadále je cílem každého nového přístroje.

Většinu času strávím diskuzí výsledků získaných během posledních let výzkumem hvězdných populacích ONC. Starší výsledky obsahují HR diagram pro sadu ~1000 nezašuměných hvězd, funkci počáteční hmotnosti, rozdělení hmotnosti, rozdělení a rozptyl stáří, rychlost tvorby hvězd a okolohvězdné disky. Novější výsledky tvoří hmotnosti odvozené z daleké infračervené oblasti (ve spolupráci s Johnem Carpenterem) a rentgenové oblasti pomocí Chandry/ACIS (ve spolupráci s Gordonem Garmirem, Ericem Feigelsonem a zbytkem týmu kolem Chandry/ACIS). Začnu však tím, co je všeobecné známo o tvorbě hvězd v Orionově mračnech.

2. Hvězdokupy v oblasti tvorby hvězd v Orionu

Není novinkou, že se hvězdy tvoří spíše v hvězdokupách než jinak. Dvě z nejstudovanějších hvězdokup se nacházejí právě v Orionu - vnitřní ONC (neboli oblast kolem Trapezia) s hustotou 1-2·104 hvězd/pc3 v Orionu A a NGC 2024 s hustotou 1-2·103 hvězd/pc3 v Orionu B. Tyto hvězdokupy stejně jako ostatní potvrzují to, že se na jednom místě (<0,05 pc) a ve stejném čase (<0,5 megalet) mohou vytvořit hvězdy s nízkými i vysokými hmotnostmi (včetně hnědých trpaslíků). Protože se tvorba hvězd odehrává hlavně v hustých hvězdokupách, musíme počítat i efekty, které ovlivňují hvězdy vzájemně a jejich okolní prostředí. Tyto procesy jsou:

Nejbližší molekulová mračna jsou právě ve fázi tvorby hvězd - alespoň ve všeobecném smyslu. Avšak tvorba hvězd se nekoná ve všech místech těchto mračen po celý čas. Spíše se jedná o oddělená místa v různých obdobích. Toto je nádherně doloženo v Orionu A pomocí řetězců (pravděpodobně) protohvězdných nebo protohvězdokupných jadérek v nejsevernější části mračna (Chini et al., 1997; Johnstone & Bally, 1999). Tyto řetězce jsou prostorově odlišné od opticky lokalizované ONC, které je naopak odlišné od prostorových "kapsiček" nahromaděných opticky viditelných i neviditelných mladých hvězd (pravděpodobně se jedná o různá stádia vývoje hvězd, jejichž postihnutí není cílem tohoto článku - pozn. překl.), které se nacházejí dále na jih (Carpenter, 2000; Strom, Strom, & Merrill, 1993). Orion B vykazuje podobně oddělené chování (Carpenter, 2000; Lada et al., 1991). Typické velikosti kup jsou 0,2-0,5 pc a typické hustoty 100-200 hvězd na krychlový parsek. Všechny parametry kup zatím nejsou známé: ve stejných oblacích existují bohaté kupy, jak už bylo zmíněno, ale také potenciální stovky relativně malých a chudých shluků, které se mohly rozpadnout před tím, než je můžeme detekovat. Pouze pokud jsou dostatečně přesně známy parametry hvězdokup, můžeme se začít ptát třeba "jaká je pravděpodobnost, že se hvězda dané hmotnosti utvoří v kupě o dané hustotě".

Studium hvězdokup stejně jako hvězd, které je tvoří, je nezbytné pro další pokrok v této oblasti. Teď obrátím pozornost k některým detailům samotného ONC.


Obrázek 1: HR diagram Orionovy mlhovinné hvězdokupy. Trojúhelníky jsou dolní limity svítivosti. Plné kolečka a trojúhelníky jsou členové hvězdokupy zjištění na základě vlastního pohybu a zdroje externě ionizované. Prázdná kolečka a trojúhelníky naznačují, že není známá žádná informace o vlastním pohybu. Křížky jsou zaznačeni nečlenové hvězdokupy (podle vlastního pohybu). Typické chyby jsou menší než 0,02 v log Teff a 0,2 v log L. V grafu jsou též vyneseny vývojové dráhy D'Antona a Mazziatelliho (1997, 1998).

3. Starší výsledky studií o Orionově mlhovinné hvězdokupě

Hillenbrand (1997) publikoval kompilaci dat (fotometrie a spektroskopie) o hvězdách pro hvězdy do vzdálenosti 2-3 pc od Trapezu. HR diagram kompletní do mhv IC = 17,5 mag je na obrázku 1; od původní práce jsou vylepšeny některé kalibrace a teoretické dráhy hvězd. V současnosti přetrvávají závažné rozdíly mezi vývojovými drahami různých autorů. Na obrázku 1 jsou vyneseny dráhy D'Antona a Mazzitelliho (1997, 1998), protože pokrývají velký rozsah svítivostí a efektivních teplot. Vývojové dráhy od jiných autorů nepokrývají celý rozsah efektivních teplot a svítivostí, jaké se pozorují v ONC.

Z pozorování ONC a teorie můžeme odvodit rozložení hmotností a historii formování hvězd v této oblasti. Na obrázku 2 jsou znázorněny rozdíly mezi různými teoriemi. V každém z ukazovaných rozložení podle stáří je toto rozložení gaussovské (symetrické kolem nejvyšší hodnoty - pozn. překl.), což naznačuje, že tvorba hvězd se stále zrychluje. Z panelů rozložení hmotnosti vidíme, že hmotnosti končí u meze spalování vodíku (hvězdy s menší hmotností už nemohou spalovat vodík a tudíž je nevidíme - pozn. překl.), avšak odpovídají také dosahu dat. Podrobnostmi se budeme zabývat v příští části. Z obou informací můžeme vyčíst, že současná rychlost tvorby hvězd je asi 10-3 Mo za rok.


Obrázek 2: Rozdělení hmotností a stáří v ONC. Levá část obrázku jsou výsledky za pomoci teorie D'Antona a Mazzitelliho (1997, 1998), zatímco pravá část pomocí teorie Baraffeho et al. (1998). U hmotností se pouze interpolovalo, ale u stáří byla použita též extrapolace dat. Millerova-Scalova funkce (teoretické rozdělení vznikajících hvězd podle hmotnosti) "uříznutá" u 0,08 Mo byla vynesena v horních panelech.

4. Nové výsledky studií o Orionově mlhovinné hvězdokupě

V této části se budu zabývat hvězdnými hmotnostmi a identifikací rentgenových zdrojů s optickými a infračervenými.

4.1 Rozšíření rozdělení hmotností směrem k velmi nízkým hmotnostem
V poslení době se několik skupin pokusilo získat data o hmotnostech sub-hvězdných objektů za pomoci blízké infračervené fotometrie (Hillenbrand & Carpenter, 2000; Luhman et al., 2000; Lucas & Roche, 2000; ale také Simon, Close, & Beck, 1999). Výsledky těchto studií jsou velmi podobné, což je povzbující, protože byly použity velmi odlišné techniky získávání dat.

V naší studii jsme použili snímek oblohy (viz obrázek 3) v oborech K (2,20 µm), H (1,65 µm) a Z (1,05 µm) o ploše 5,1·5,1 čtverečních minut. Střed sníkmu se nachází na hvězdě q1C Ori (díky této hvězdě září celá mlhovina v Orionu M42 - pozn. překl.), nejhmotnější hvězdě v ONC. Při parametrech ONC (zastoupení kovů atd. - pozn. překl.) se začíná ve hvězdách zapalovat vodík při hmotnostech 0,08 Mo, což odpovídá jasnosti bez extinkci v oboru K 13,5 mag. Objekt o hmotnosti 0,02 Mo by měl K jasnost 16,2 mag. Naše fotometrie je kompletní do K jasnosti 17,5 mag a tudíž umožňuje zachytit objekty o hmotnosti až 0,02 Mo zeslabené extinkcí až o hodnotě 10 mag ve vizuální oblasti (v infračervené je menší - asi 1,5 mag - pozn. překl.). Použili jsme pozorované jasnosti, barvy a počty hvězd k sestrojení tvaru funkce hmotnosti (rozložení vzniklých hvězd podle hmotnosti) ve vnitřním ONC. K tomu jsem vyvinuli novou metodu předpokládající stejné stáří a stejné infračervene vlastnosti (které charakterizují opticky viditelné hvězdy ve vnitřním ONC) objektů. Tak jsme zjistili funkci hmotnosti z pravděpodobnostní analýzy povrchové hustoty fotometrie v H-(H-K) diagramu (ekvivalent běžného HR diagramu - pozn. překl.).

Naše data nesouhlasí s hmotnostní funkcí, která začíná u hranice hvězd/sub-hvězd (= bez zapálení vodíku - pozn. překl.), jak ukazuje obrázek 4. Zjistili jsme, že hmotnostní funkce pro vnitřní ONC dosahuje maxima kolem 0,15 Mo a pak pokračuje přes limitu spalování vodíku tempem N(log M) µ M0,57±0,05, jak ukazuje obrázek 5. Naše zjištění o subhvězdné hmotnostní funkci se týkají pouze vnitřní oblasti ONC o rozměrech 0,71 · 0,71 pc2, nemusí se tedy souhlasit pro celou ONC, kde byly nalezeny nějaké náznaky segregace podle hmotností (Hillenbrand & Hartmann, 1998).


Obrázek 3: Zobrazení vnitřní ONC v oborech H a K pomocí Keckova dalekohledu (přístroj NIRC) a extinkční mapa odvozená z dat o hustotě molekulárních sloupců od Goldsmitha, Bergina a Lise (1997). Velikost pixelu v infračervené mozaice je 0,15" a úhlové rozlišení extinkční mapy je 50". Kontury na extinkční mapě začínají na síle extinkce AV = 5 mag a intervaly mají velikost DAV = 10 mag.


Obrázek 4: Simulace ve stylu Hessova diagramu ve srovnání s našimi daty v oborech H a K. V modelech se předpokládá, že 1) rozdělení podle stáří je konstatní v oblasti 0,1 až 1,0 megalet, 2) přebytek infračerveného záření, který je půl-gaussovský v H-K a lineárně závislý na přebytku v oboru K a 3) rozdělení podle extinkčního zeslabení, které je jednotné v rozsahu AV = 0-5 mag. Střední panel znázorňuje Millerovu-Scalovu funkci počáteční hmotnosti (rozdělení vzniknuvších hvězd podle hmotnosti - pozn. překl.) a slabší hmotnostní funkci (N(log M) µ M-0,35). Data zjištěná z naších měření jsou v levém panelu. Pozorovaná data vyhovují více Millerově-Scalově funkci. (bílá čára je rozhraní mezi hvězdami a sub-hvězdami - pozn. překl.)


Obrázek 5: Srovnání hmotnostních rozložení zjištěných ze spektroskopie (plná a prázdná kolečka - data z Hillenbrand, 1997) a z infračervených pozorování (z dat a analýzy Hillenbranda a Carpentera, 2000). Křivky nebyly nijak normalizovány. Všimněte si shody optické spektroskopie a infračervených dat (prázdná kolečka a šrafovaný histogram) a též rozdílu tvaru rozložení mezi vnitřní (<0,35 pc; prázdná kolečka) a vnější (<2,5 pc; plná kolečka) oblastí ONC.

4.2 Výsledky z družice Chandra v rentgenové oblasti
O hvězdách před dosažením hlavní posloupnosti se ví, že mají rentgenový tok o 1 - 4 řádů větší než obyčejné hvězdy hlavní posloupnosti o stejné hmotnosti. Rentgenový tok bývá proměnlivý, zábleskový, tvarem připomínající aktivní hvězdy. Vznik těchto jevů je pravděpodobně v plazmě o teplotě 106 K, která je zahřívána magnetickou rekonexí (zkraty v magnetickém poli - pozn. překl.) (viz přehled Feigersona a Montmerla, 1999).

Oblast Orionu je starým známým cílem pro rentgenové satelity. Vnitřní oblast ONC byla nedávno pozorována v rámci GTO programu různými přístroji družice Chandra. Budeme se věnovat předběžným výsledkům týmu přístroje ACIS (Advanced CCD Imaging Spectrometer). Velké úhlové rozlišení (0,5") a velké zorné pole dělá z ACISu ideální přístroj pro zkoumání hustých oblastí jako je ONC. Na obrázku 6 je znázorněna oblast o velikosti 17 · 17 čtverečních úhlových vteřin o době expozice 48 000 sekund od Garmira et al. (2000). Je to rentgenový snímek s dosud nejvíce známými zdroji - je jich přibližně 1000.

Předběžné výsledky, založené na těchto datech jsou popsány v práci Garmiera et al. (2000), podrobnější analýza se chystá (Feigelson et al., 2000). Citlivost družice je 7 fotonů v oblasti 0,2-8 keV, což značí svítivost ~2·1028 erg/s za předpokladu kT = 1keV a drobného zeslabení. Ve snímku bylo identifikováno celkem 831 zdrojů nad limitem detekce a 142 pod ním. Provedli jsme porovnání zjištěných zdrojů se seznamem optických a infračervených zdrojů v Hillenbrand (1997), Hillenbrand et al. (1998) a Hillenbrand a Carpenter (2000). Optické prohlídky jsou kompletní v poli snímaném přístrojem ACIS až do jasnosti V = 20 mag a ještě o několik magnitud hlouběji v oblasti o velikosti 3·3 čtverečních úhlových minut ve středu ONC (Prosser et al., 1994). Infračervené prohlídky jsou kompletní do jasnosti K = 13,5 mag a ještě o několik magnitud hlouběji ve středové oblasti 5·5 čtverečních úhlových minut, jak bylo zmíněno výše. Z 973 rentegenových zdrojů souhlasí 860 s přesností pod 1 úhlovou vteřinu (2" v okrajových oblastech) s optickým nebo infračerveným zdrojem. Ostatní byly zidentifikovány s bodovými rádiovými zdroji (Menten et al., osobní sdělení; Felli et al., 1993; Churchwell et al., 1987) nebo tzv. ProPlyDy (Protoplanetární disky - pozn. překl.) bez hvězdných zdrojů. Nalezeny byly objekty o všech hmotnostech: od q1C Ori o hmotnosti 50 Mo až k objektům o 0,08 Mo. Hvězdy v této oblasti mají stáří <1 - 3 megaroky.

Při srovnání s HR diagramem kompletním do hmotností ~0,1 Mo a pro extinkci AV < 2 mag zjistíme, že bylo nalezeno 91% všech hvězd s hmotnostmi M/Mo > 0,3 a 75% hvězd s 0,1 < M/Mo < 0,3. Při srovnání s infračervenou přehlídkou, která je kompletní do hmotnosti 0,02 < Mo a pro extinkci AV < 10 mag zjistíme, že byla nalezen většina hvězd. Pouze některé s velkou extinkcí nebo se substelární hmotností nebyly nalezeny. V současné době není známo, proč nebyl žádný zdroj s malou hmotností nalezen a zda je to způsobeno malou bolometrickou jasností nebo malou hmotností (mladé hvězdy mají velkou rentgenovou aktivitu, ať mají jakoukoliv hmotnost; neví se ale, jestli toto platí i pro hnědé trpaslíky - pozn. překl.).

Protože je Orion velice studovanou oblastí, existují pro stovky hvězd odhady parametrů jako hmotnost, stáří, poloměry a rotační rychlosti. Kombinace těchto parametrů s daty z Chandry (a také parametry cirkumstelárních obálek) by nám mělo umožnit roztřídění příčin vysoké rentegenové aktivity u mladých hvězd. Naše analýza naznačuje spíše konstatní úroveň rentgenového záření v počátečních stádiích. Po něm následuje vývoj do velkého roztylu v úrovni rentgenového záření pro hvězdy o stejných hmotnostech a stáří.

Chandra poskytla též podrobnější náhled na region kolem Becklin-Neugebauerova objektu (je to protohvězda viditelná pouze v infračervené oblasti, věří se, že se nachází ve velmi brzkém stádiu vývoje - pozn. překl.) a Kleinmannovi-Lowovi oblasti (region kolem BN objektu, obsahuje spoustu infračervených zdrojů a mlhovinu - pozn. překl.). Na obrázku 7 je detail z obrázku 6 a srovnání rentgenových zdrojů a infračervené fotometrie z Keckova dalekohledu. Identifikace rentgenových zdrojů s optickými a infračervenými protějšky není tady tak jednoduchý jako ve zbytku ONC. Zdroj n (obrázek 7 má bohužel malé rozlišení, ale objekt n se nachází velice blízko středu - pozn. překl.) nelze přesně zidentifikovat s BN objektem, nachází se totiž asi 0,3" mimo pozici infračervené části BN objektu. Pravděpodobně se v případě rentgenového zdroje jedná o nějakou žhavou obálku kolem BN objektu. Objekt IrC2 (třetí nejzářivější zastíněný objekt v této oblasti) nebyl v rentgenovém oboru nalezen. Také nebylo zidentifikováno pár tvrdých rentgenových zdrojů s infračervenými (ale většina byla s rádiovými), stejně jako několik infračervených s rentgenovými.


Obrázek 6: Snímek z družice Chandra (přístroj ACIS) ONC v pásmu 0,2 - 8 keV. Bylo nalezeno přibližně 1000 zdrojů. Obrázek má skutečnou velikost 17·17 čtverečních úhlových minut s redukovaným rozlišením 2"·2" na pixel. Snímek byl logaritmicky naškálován. Sever je nahoře a východ vlevo.


Obrázek 7: Srovnání rentgenových a infračervených snímků BN/KL regionu. Rentgenový snímek je v pásmu 2 - 8 keV, zatímco infračervený na vlnové délce 2 µm. Kružnicemi jsou v levém panelu znázorněny tvrdé rentgenové zdroje a v pravém panelu tvrdé i měkké zdroje. Snímky jsou velké 1'·1' a jsou vystředěny na BN objekt.

5. Závěrečné poznámky

I přes více než šedesát let trvající výzkum Orionovy mlhovinné hvězdokupy se stále setkáváme s novými poznatky souběžně s vývojem nových technologií. V jistém smyslu je Orion prototypem: je to nejbližší obří molekulové mračno a nejbližší oblast masivního zrodu hvězd. Z tohoto hlediska je důležitou laboratoří pro testování procesu tvorby hvězd; nesmíme však zapomínat i na ostatní podobné soustavy v Galaxii.

Poděkování
Rád bych poděkoval mým spolupracovníkům: Carpenterovi, Feigelsonovi, Broosovi, Garmirovi, Pravdovi, Townsleymu a Tsuboiovi - bez nich by nebyla tato přednáška možná.



Literatura: