NGC 2024

Туманность Пламя является частью гигантского межзвёздного молекулярного облака Орион B — обширной области звездообразования в созвездии Орион^{[4][9][3][10]}. Орион B в свою очередь входит в состав ещё более крупного комплекса межзвёздных облаков Ориона. Комплекс облаков Орион A и Орион B расположен в интервале расстояний 320—500 пк (1040—1630 световых лет) от Солнечной системы^[11]. Таким образом, его размер в радиальном направлении (вдоль луча зрения земного наблюдателя) составляет около 180 пк, в тангенциальном направлении (перпендикулярно лучу зрения) — примерно 120 пк^[11]. Облако Орион B не наблюдается в видимом диапазоне электромагнитного спектра, однако обнаруживается по инфракрасному свечению пронизывающей его межзвёздной пыли, которая поглощает оптическое и ультрафиолетовое излучение молодых звёзд и переизлучает его энергию в длинноволновом инфракрасном диапазоне спектра, проявляя запутанную сеть волокон межзвёздного вещества^[4].

Туманность Пламя расположена на расстоянии 363 ± 75 пк (1184 ± 245 световых лет) от Солнечной системы^[12]. Часто в качестве приближённой оценки расстояния принимается величина 415 пк^[13][9], или 1300^[4]—1400^[5][6] световых лет.

На небесной сфере туманность находится в 15′ к востоку от яркой звезды Альнитак (ζ Ориона) — самой восточной звезды Пояса Ориона^{[4][9][10][14]}. Однако звезда и туманность физически не связаны друг с другом. При наблюдении в видимом диапазоне длин волн туманность выглядит как яркий объект, центральная часть которого скрыта от наблюдателя толстой тёмной полосой космической пыли^[12][4] (рис. 1).

Внутри туманности Пламя происходит активное звездообразование, и в её центре присутствует молодое рассеянное звёздное скопление^[12] (также обозначаемое номером NGC 2024^[5][8]) массой около 200 M_⊙, радиусом примерно 1 пк и возрастом не более 2 млн лет^[10] (рис. 2). Это скопление содержит в себе по крайней мере одну горячую яркую звезду главной последовательности спектрального класса O8—B2 с массой 15—25 M_⊙, получившую обозначение IRS 2b^[12][15]. От земного наблюдателя оптическое излучение звёздного скопления (в том числе звезды IRS 2b) скрыто слоем плотного газа и пыли, однако звёзды скопления можно наблюдать в инфракрасном и рентгеновском диапазонах электромагнитного спектра^[5]. Центральная область NGC 2024 также является ярким источником непрерывного радиоизлучения^[12]. Мощное ультрафиолетовое излучение звезды IRS 2b нагревает и ионизует газ туманности, а также обеспечивает её свечение. Вследствие этого туманность представляет собой область ионизованного водорода^[3][2].

Всего в звёздном скоплении, согласно некоторым оценкам, присутствует около 800 звёзд^[16]. Рентгеновские наблюдения туманности Пламя, проведённые с помощью орбитальной обсерватории «Чандра»^[9][17], выявили в ней около 540 источников рентгеновского излучения, из которых 422 классифицированы как молодые звёзды^[17]. Анализ результатов инфракрасных и рентгеновских наблюдений показывает, что наиболее молодые звёзды сосредоточены вблизи центра скопления, а более старые — на окраине^[18][19]. Из всех звёзд скопления 70—100% имеют околозвёздные диски^[20][21].

Наблюдения туманности Пламя в миллиметровом диапазоне длин волн с помощью комплекса радиотелескопов ALMA выявили две популяции звёзд с околозвёздными дисками — восточную и западную. Восточная популяция имеет меньший возраст (200—500 тысяч лет), чем западная (около 1 млн лет), и характеризуется более высокой долей звёзд с дисками. Кроме того, сами диски в восточной популяции в среднем массивнее, чем в западной. Это может объясняться фотоиспарением дисков западной популяции мощным ультрафиолетовым излучением ярких горячих звёзд IRS 1 и IRS 2b, являющихся членами скопления. Звёзды восточной популяции расположены внутри относительно плотного молекулярного облака, которое защищает их диски от излучения. В то же время не исключено, что диски западной популяции изначально образовались с меньшими массами^[22].

По результатам наблюдений космического телескопа «Хаббл» в туманности Пламя обнаружено 4 проплида — протопланетных диска, подвергающихся фотоиспарению под действием мощного излучения сторонних звёзд (т. е. не тех, которым эти диски принадлежат). Кроме того обнаружено ещё 4 кандидата в проплиды. Сам по себе факт обнаружения проплидов подтверждает наличие в туманности процессов фотоиспарения дисков. Однако их распределение меняет вышеописанную картину. Три из найденных проплидов принадлежат более старой, западной популяции, их фотоиспарение обусловлено излучением звезды IRS 1, в то время как влияние звезды IRS 2b на них отсутствует. Оставшиеся 5 проплидов находятся в молодой, восточной популяции, их фотоиспарение связно со звездой IRS 2b^[23].

Внутреннее звёздное скопление туманности наблюдалось в рентгеновском диапазоне электромагнитного спектра с помощью орбитальной обсерватории «Чандра», а также в инфракрасном диапазоне с помощью космического телескопа «Спитцер», наземного британского инфракрасного телескопа UKIRT, а также телескопов, участвовавших в обзоре неба 2MASS. Совместный анализ данных инфракрасных и рентгеновских наблюдений показал, что звёзды на окраине скопления имеют больший возраст (около 1,5 млн лет), чем в его центральной области (около 200 тысяч лет). Объяснение этих данных потребовало уточнения простых теоретических моделей звездообразования, поскольку до этого считалось, что звёзды должны в первую очередь рождаться в центре сжимающегося газово-пылевого облака, где по мере его гравитационного сжатия раньше достигается достаточно высокая плотность газа^[6].

Для объяснения этих данных были предложены три гипотезы. Первая заключается в том, что звездообразование во внутренних областях продолжается до сих пор, в то время как на окраине оно давно остановилось. Это могло произойти потому, что газ во внешних областях облака более разреженный и рассеянный, чем во внутренних. По мере того как межзвёздный газ расходуется на образование новых звёзд, его плотность падает. Когда она уменьшается ниже критического значения, газ больше не может коллапсировать и производить новые звёзды. Поскольку во внешних областях скоплений газ более рассеянный, то и его исчерпание с прекращением звездообразования наступит раньше. Во внутренних же областях, где газа больше, звездообразование продолжается ещё какое-то время после этого, что и приводит к концентрации там более молодых звёзд^[5].

Другое возможное объяснение связано с тем фактом, что звёзды, родившиеся в центральной части скопления, со временем покидают её и рассеиваются по более широкой области пространства, перемещаясь ближе к окраинам. Этот процесс усиливается гравитационным взаимодействием звёзд между собой. Сближения звёзд в ядрах скоплений приводят к взаимному обмену энергией движения, вследствие чего некоторые звёзды получают избыточную энергию и сразу покидают скопление или переходят в его более разреженную внешнюю область (корону)^[24]. Поскольку у более старых звёзд было больше времени, чтобы удалиться от центра скопления или быть выброшенными из него, этот процесс может объяснять повышенное содержание старых звёзд на окраине скопления по сравнению с молодыми. Третья гипотеза предполагает, что молодые звёзды образуются в массивных газовых волокнах, падающих к центру скопления^[5].

С помощью инфракрасной камеры NIRCam космического телескопа «Джеймс Уэбб» в туманности Пламя обнаружено 48 субзвёздных объектов массой 3—10 M_J. Результаты этого исследования позволили уточнить модели звездообразования. Традиционно считается, что начальная функция масс звёзд, коричневых карликов и менее массивных объектов возрастает с уменьшением массы, т. е. чем меньше начальная масса объекта, тем больше таких объектов рождается. Исследование туманности Пламя показало, что при уменьшении массы объектов начальная функция масс возрастает примерно до 12 M_J, а затем претерпевает поворот и начинает убывать. Хотя чувствительность использованной наблюдательной техники позволяла обнаруживать объекты массой от 0,5 M_J и выше, объектов массой меньше 3 M_J не обнаружено. Это может указывать на существование нижнего предела массы объектов, рождающихся в межзвёздной среде при гравитационном коллапсе и фрагментации газово-пылевых облаков. По мере гравитационного сжатия газово-пылевого сгустка его недра нагреваются. Если вещество сгустка непрозрачно для собственного излучения, то он не сможет охлаждаться и внутреннее давление газа будет возрастать. Для гравитационного коллапса объекта с превращением в звезду, коричневый карлик или межзвёздную планету его тяготение должно преодолеть внутреннее давление газа. Возможно, объекты с массой меньше 3 M_J не обладают достаточно сильным гравитационным тяготением и потому не образуются^[25].