Массивные звезды рождаются из гигантских молекулярных облаков вместе со многими низкомассовыми звездами, образуя звёздное скопление или ассоциацию. Массивные звезды эволюционируют на порядки быстрее, чем звезды с более низкой массой, и через 107 лет умирают от взрывов сверхновой или гиперновой.
Высокое межзвездное давление, которое массивные звезды создают благодаря сильному ультрафиолетовому излучению и взрывам сверхновой, может сжать уже существующее облако и вызвать образование новых звезд.
Туманность Карина - одна из самых массивных областей формирования звезд в нашей Галактике. Он содержит два массивных звездных скопления, Трубоплер 14 и 16, обладающих более чем 50 массивными звездами со спектральными. В туманности также находится одна из самых массивных звезд в нашей Галактике,η Каринады, масса которой оценивается как инициализированная и в настоящее время составляет около 90.
На расстоянии всего лишь ∼2.3 kpc туманность Карина является одним из лучших мест для изучения того, как очень массивные звезды формируются и влияют на окружающую среду. На ней видны признаки насильственной активности:
- биполярная сверхсветовая структура,
- сильная турбулентность в межзвездных облаках и
- горячая рентгеновская плазма во всей туманности.
Для создания этих структур были предложены два основных механизма. Одна - сильные ветра и ультрафиолетовое излучение от массивных звезд в туманности, другая - взрывы сверхновой. Энергетический бюджет и распределение избытка элементов благоприятствуют сверхновому механизму .
Однако в туманности Карина не было обнаружено ни черной дыры, ни нейтронной звезды, ни явных остатков сверхновой. Кроме того, любой массовый прогенитор сверхновой вряд ли будет ровесником наблюдаемых звезд, поскольку он будет массивнее, чем η Car; это означает, что если бы в туманности Карина образовалась сверхновая, ее прогенитор, вероятно, сформировался бы намного раньше, чем Car.
Таким образом, обнаружение любого компактного объекта в туманности Карина представляло бы жизненно важный интерес для понимания истории становления звезд в этом регионе.
Из множества рентгеновских снимков мы обнаружили многообещающий кандидат на нейтронную звезду в сердце туманности Карина. Который мы называем EHG7, был обнаружен. в качестве очень мягкого источника рентгеновских снимков к юго-востоку от η Car.
ДИСКУССИЯ
Исходя из стандартной кривой охлаждения нейтронной звезды, возраст EHG7 оценивается по адресу ∼0.5-1 × 106 лет. Температура черного тела также характерна для нейтронных звезд старше 1000 лет. В спектре рентгеновского излучения не было обнаружено нетеплового энергетического компонента в жесткой полосе частот, который обычно происходил бы от заряженных частиц в магнитосфере.
Верхний предел предполагая наличие дополнительной силовой составляющей, чем у средневековых импульсов, работающих на вращении, возраст которых составляет несколько × 105 лет. Эти результаты позволяют предположить, что нейтронная звезда возникла при взрыве сверхновой около 106 лет назад.
Функция падения может быть получена путем поглощения фундаментального циклотрона электронами в магнитном поле с помощью, что характерно для радиоимпульсаров среднего возраста или протонами в магнитном поле напоминающих рентгеновский Dim Isolated Neutron Star. Эти звезды имеют короткие периоды пульсации в несколько сотен миллисекунд и/или небольшую фракцию импульсов менее 20%. Существующие наборы рентгеновских данных не обладают достаточным временным разрешением и фотонной статистикой для обнаружения такого импульса.
Вблизи других областей формирования звезд были обнаружены еще две нейтронные звезды. Обе они обладают характеристиками магнитаров - нейтронных звезд с сильным магнитным, прародитель которых взорвался за последние годы и которые могут представлять собой высокомассовый конец звезд, рожденных в этих областях формирования звезд.
Однако нейтронная звезда, обнаруженная в туманности Карина, не может быть ровесницей с нынешним поколением звезд. Поскольку высокомассовые звезды развиваются быстрее, родоначальник нейтронной звезды должен быть более массивным. Оценочная начальная масса Ита Кар намного выше обычной массы прогениторов нейтронных звезд , и взрыв такой массивной звезды, вероятно, создаст черную дыру, а не нейтронную, хотя астрономы обнаружили, что взрывы звезд с массами до уровня нейтронных при определенных обстоятельствах могут привести к нейтронной звезде.
Основываясь на стандартных моделях эволюции звезд, родоначальник нейтронной звезды должен был родиться 6-30 × 106 лет назад с начальной массой от 8 до 25 М. Это значительно раньше, чем образование массивных звезд в скоплениях Трумплера 14 и 16, которое произошло менее 3 × 106 лет назад.
Это говорит о том, что туманность Карина пережила, по крайней мере, два эпизода образования звезд. Это согласуется с исследованиями популяций звезд, которые также указывают на то, что звезды средней массы формировались непрерывно в течение последних 107 лет. Альтернативным сценарием является случайный побег EHG7 из близлежащего района образования звезд, приближающегося к туманности Карина. Одним из возможных мест является Карина.
Галактические координаты.
Предполагается, что в этом регионе наблюдалась большая звездообразующая активность 2×107 лет, еще одна возможность заключается в том, что EHG7 термизируется за счет увеличения концентрации туманного газа Бонди-Хойл-Литтлтона. В этом случае он может быть намного старше 106 лет и место его рождения непредсказуемо.
Последний эпизод становления звезды в туманности Карина, похоже, был почти одновременно со взрывом сверхновой прародителя этой нейтронной звезды. Это может свидетельствовать о том, что расширяющаяся область H ii, воздушный пузырь и/или взрыв сверхновой этой звезды (и, возможно, других еще не обнаруженных) сыграли определенную роль в последнем эпизоде образования звезд.
Хотя нейтронная звезда в настоящее время находится далеко от центра туманности, она могла бы сместить прогнозируемое расстояние в год на ∼106 с поперечной скоростью, что намного ниже, чем обычные скорости удара радиоимпульсаров .
Открытие нейтронной звезды подтверждает аргумент о том, что диффузное высокоэнергетическое излучение, наблюдаемое в туманности Карина, возникло в результате взрыва древней сверхновой. Некоторые измерения требуют множественных взрывов сверхновой в этой области , так что нейтронная звезда может быть одной из многих нейтронных звезд и черных дыр, скрытых в туманности Карина.
Если бы мягкая расширенная рентгеновская плазма была нагрета взрывами сверхновой ∼106 лет назад, то это был бы важный этап эволюции , когда горячий газ, образующийся из остатков сверхновой, сливается вместе и образует компонент горячей ионизированной межоблачной среды (HIM). Этот результат может иметь последствия для происхождения диффузного рентгеновского излучения, наблюдаемого в настоящее время во многих регионах-звездообразующих.
