Bildekreditt: ESO
En ny serie fotografier tatt av European Southern Observatory viser et sjeldent blikk på de veldig tidlige stadiene av tung stjernedannelse. Denne gangen i en stjerners liv blir vanligvis tilslørt for syne på grunn av tykke skyer av gass og støv, men i stjerneklyngen NGC 3603 sprenger den stjernevinden fra varme stjerner det skjule materialet. Inne i denne klyngen finner astronomer massive protostarer som bare er 100 000 år gamle. Dette er en verdifull oppdagelse fordi den hjelper astronomer til å forstå hvordan de tidlige stadiene av tung stjernedannelse begynner - er det gjennom tyngdekraften som trekker sammen gass og støv, eller noe mer voldelig, som mindre stjerner som kolliderer sammen.
Basert på en enorm observasjonsinnsats med forskjellige teleskoper og instrumenter, har ESO-astronom Dieter N? Rnberger fått et første glimt av de aller første stadiene i dannelsen av tunge stjerner.
Disse kritiske fasene av den stjerneutviklingen er normalt skjult for utsikten, fordi massive protostarer er dypt innebygd i deres innfødte skyer av støv og gass, ugjennomtrengelige hindringer for observasjoner i det hele tatt, men de lengste bølgelengdene. Spesielt har ingen visuelle eller infrarøde observasjoner ennå "fanget" begynnende tunge stjerner i handlingen, og det er foreløpig lite kjent om de relaterte prosessene.
Ved å tjene på skyskyvirkningen av sterk stjernevind fra tilgrensende, varme stjerner i en ung stjerneklynge i sentrum av NGC 3603-komplekset, ble flere objekter som ligger i nærheten av en gigantisk molekylær sky funnet i god tro massive protostarer, bare ca. 100 000 år gammel og fremdeles vokser.
Tre av disse objektene, betegnet IRS 9A-C, kunne studeres mer detaljert. De er veldig lysende (IRS 9A er omtrent 100 000 ganger i orden lysere enn sola), massiv (mer enn 10 ganger solens masse) og varm (ca. 20 000 grader). De er omgitt av relativt kaldt støv (ca. 0? C), sannsynligvis delvis anordnet i disker rundt disse veldig unge gjenstandene.
To mulige scenarier for dannelse av massive stjerner foreslås for øyeblikket, ved akkresjon av store mengder omskjæringsmateriale eller ved kollisjon (koalescens) av protostarer av mellommasser. De nye observasjonene favoriserer akkresjon, dvs. den samme prosessen som er aktiv under dannelsen av stjerner av mindre masser.
Hvordan dannes massive stjerner?
Dette spørsmålet er enkelt å stille, men foreløpig veldig vanskelig å svare på. Faktisk er prosessene som fører til dannelse av tunge stjerner [1] for tiden et av de mest omstridte områdene i stjernestrofysikk.
Mens mange detaljer relatert til dannelsen og tidlig utvikling av stjerner med lav masse som Solen nå er godt forstått, forblir det grunnleggende scenariet som fører til dannelsen av høymassestjerner fortsatt et mysterium. Det er ikke en gang kjent om de samme karakteriserende observasjonskriteriene som ble brukt for å identifisere og skille de individuelle stadiene av unge lavmassestjerner (hovedsakelig farger målt ved nær- og midtinfrarøde bølgelengder), også kan brukes når det gjelder massive stjerner.
To mulige scenarier for dannelse av massive stjerner studeres for tiden. I den første dannes slike stjerner ved akkresjon av store mengder omskjærende materiale; innfallet på den begynnende stjernen varierer med tiden. En annen mulighet er dannelse ved kollisjon (koalesens) av protostarer av mellomliggende masser, og øker den stjernemassen i "hopp".
Begge scenariene pålegger den unge stjernen den siste massen sterke begrensninger. På den ene siden må tilskillelsesprosessen på en eller annen måte overvinne det utvendige strålingstrykket som bygger seg opp, etter tenningen av de første kjernefysiske prosessene (f.eks. Deuterium / hydrogenforbrenning) i stjernens indre, når temperaturen har steget over den kritiske verdien nær 10 million grader.
På den annen side kan vekst ved kollisjoner bare være effektiv i et tett stjerneklyngemiljø der det er garantert en rimelig høy sannsynlighet for nære møter og kollisjoner med stjerner.
Hvilken av disse to mulighetene er da den mest sannsynlige?
Massive stjerner blir født i isolasjon
Det er tre gode grunner til at vi vet så lite om de tidligste fasene av høymassestjerner:
For det første er formasjonsstedene til slike stjerner generelt langt fjernere (mange tusen lysår) enn stedene for lavmassestjerner. Dette betyr at det er mye vanskeligere å observere detaljer i disse områdene (mangel på vinkeloppløsning).
Deretter, i alle stadier, også de tidligste (astronomer her refererer til "protostarer"), utvikler høymassestjerner seg mye raskere enn stjerner med lav masse. Det er derfor vanskeligere å “fange” massive stjerner i de kritiske faser av tidlig dannelse.
Og hva som er enda verre, på grunn av denne raske utviklingen, er unge høye masser-protostarer vanligvis veldig dypt innebygd i natale skyene og er derfor ikke påviselige ved optiske bølgelengder i den (korte) fasen før atomreaksjoner starter i sitt indre. Det er rett og slett ikke nok tid til skyen kan spre seg - når gardinen endelig løfter seg, og gir utsikt over den nye stjernen, er den allerede forbi de tidligste etappene.
Er det en vei rundt disse problemene? "Ja", sier Dieter N? Rnberger fra ESO-Santiago, "du må bare se på rett sted og huske Bob Dylan ...!". Dette gjorde han.
"Svaret, min venn, blåser av vinden ..."
Se for deg at det ville være mulig å blåse bort det meste av skjule gass og støv rundt de høye masseprotestarene! Selv astronomenes sterkeste ønske kan ikke gjøre det, men det er heldigvis andre som er flinkere til det!
Noen høymasse-stjerner dannes i nabolaget av klynger av varme stjerner, dvs. ved siden av sine eldste brødre. Slike allerede utviklede varme stjerner er en rik kilde til energiske fotoner og produserer kraftige stjernevind av elementære partikler (som "solvind", men mange ganger sterkere) som påvirker den omkringliggende interstellare gassen og støvskyen. Denne prosessen kan føre til delvis fordampning og spredning av skyene, og dermed "løfte gardinen" og la oss se direkte på unge stjerner i regionen, også relativt massive i et relativt tidlig evolusjonsstadium.
NGC 3603-regionen
Slike lokaler er tilgjengelige i den stellar klyngen og stjernedannende regionen NGC 3603 som ligger i en avstand på omtrent 22 000 lysår i Carina-spiralarmen i Melkeveis galaksen.
NGC 3603 er en av de mest lysende, optisk synlige "HII-regionene" (dvs. regioner med ionisert hydrogen - uttalt "eitch-to") i vår galakse. I sentrum ligger en massiv klynge av unge, varme og massive stjerner (av “OB-typen”) - dette er den høyeste tettheten av utviklede (men fortsatt relativt unge) høymasse stjerner kjent i Melkeveien, jfr. ESO PR 16/99.
Disse varme stjernene har en betydelig innvirkning på den omkringliggende gassen og støvet. De leverer en enorm mengde energiske fotoner som ioniserer den interstellare gassen i dette området. Videre påvirker hurtig stjernevind med hastigheter opptil flere hundre km / sek på, komprimerer og / eller sprer tilstøtende tette skyer, referert av astronomer som "molekylære klumper" på grunn av innholdet av komplekse molekyler, mange av disse "organiske" (med karbonatomer).
IRS 9: en "skjult" forening av massivstjernende begynnende stjerner
En av disse molekylære klumpene, betegnet “NGC 3603 MM 2”, ligger omtrent 8,5 lysår sør for NGC 3603 klyngen, jfr. PR-foto 16a / 03. Ligger på klyngen vendt side av denne klumpen er noen svært skjult gjenstander, kjent som “NGC 3603 IRS 9”. Den nåværende, meget detaljerte undersøkelsen har tillatt å karakterisere dem som en forening av ekstremt unge, høymasse stjerneobjekter.
De representerer de eneste for øyeblikket kjente eksemplene på kolleger med høy masse til protostarer med lav masse som blir oppdaget ved infrarøde bølgelengder. Det tok ganske anstrengelse [2] for å avdekke egenskapene sine med et kraftig arsenal av topp moderne instrumenter som arbeider på forskjellige bølgelengder, fra infrarød til millimeter spektral region.
Multispektrale observasjoner av IRS 9
Til å begynne med ble nesten infrarød avbildning utført med ISAAC multimodusinstrumentet på 8,2 m VLT ANTU-teleskopet, jfr. PR-foto 16b / 03. Dette tillot å skille mellom stjerner som er trofaste klyngedeler og andre som tilfeldigvis blir sett i denne retningen ("feltstjerner"). Det var mulig å måle omfanget av NGC 3603-klyngen som ble funnet å være omtrent 18 lysår, eller 2,5 ganger større enn antatt før. Disse observasjonene tjente også til å vise at romlige fordelinger av lav- og høymasse klyngestjerner er forskjellige, sistnevnte er mer konsentrert mot sentrum av klynkjernen.
Millimeterobservasjoner ble gjort ved hjelp av Swedish-ESO Submillimeter Telescpe (SEST) ved La Silla-observatoriet. Storstilt kartlegging av distribusjonen av CS-molekylet viste strukturen og bevegelsene til den tette gassen i den gigantiske molekylære skyen, som de unge stjernene i NGC 3603 stammer fra. Totalt 13 molekylære klumper ble detektert, og deres størrelse, masser og tetthet ble bestemt. Disse observasjonene viste også at den intense strålingen og sterke stjernevindene fra de varme stjernene i den sentrale klyngen har “hugget et hulrom” i molekylskyen; denne relativt tomme og gjennomsiktige regionen måler nå rundt 8 lysår på tvers.
Midt-infrarød avbildning (med bølgelengder 11,9 og 18? M) ble laget av utvalgte regioner i NGC 3603 med TIMMI 2-instrumentet montert på ESO 3,6-m teleskop. Dette utgjør den første sub-arcsec-oppløsningen midt i IR-undersøkelsen av NGC 3603 og tjener spesielt til å vise den varme støvfordelingen i regionen. Undersøkelsen gir en klar indikasjon på intense, pågående stjernedannelsesprosesser. Mange forskjellige typer objekter ble oppdaget, inkludert ekstremt varme Wolf-Rayet-stjerner og protostarer; til sammen 36 midt-IR punktkilder og 42 knop diffus utslipp ble identifisert. I det undersøkte området er det funnet at protostaren IRS 9A er den mest lysende punktkilden ved begge bølgelengder; To andre kilder, betegnet IRS 9B og IRS 9C i umiddelbar nærhet, er også veldig lyse på TIMMI 2-bildene, noe som gir ytterligere indikasjoner på at dette er stedet for en forening av protesterer i seg selv.
Samlingen av høykvalitetsbilder av IRS 9-området vist i PR Photo 16b / 03 er godt egnet til å undersøke arten og den evolusjonære statusen til de svært skjulte objektene som ligger der, IRS 9A-C. De ligger på siden av den massive molekylære skykjernen NGC 3603 MM 2 som vender mot den sentrale klyngen av unge stjerner (PR Photo 16a / 03) og ble tilsynelatende bare nylig "frigjort" fra det meste av naturgassen og støvmiljøet av sterke stjernevind og energisk stråling fra de nærliggende høymasse klyngestjerner.
De kombinerte dataene fører til en klar konklusjon: IRS 9A-C representerer de lyseste medlemmene i en sparsom forening av protostarer, fremdeles innebygd i omsluttende konvolutter, men i et område av den uberørte molekylære skykjernen, nå i stor grad "blåst-fri" fra gass og støv. Den iboende lysstyrken til disse begynnende stjernene er imponerende: henholdsvis 100.000, 1000 og 1000 ganger solskinnet for IRS 9A, IRS 9B og IRS 9C.
Deres lysstyrke og infrarøde farger gir informasjon om de fysiske egenskapene til disse protostjernene. De er veldig unge i astronomiske termer, sannsynligvis mindre enn 100 000 år gamle. De er allerede ganske massive, men mer enn 10 ganger tyngre enn solen, og de vokser fremdeles - sammenlignet med de for tiden mest pålitelige teoretiske modellene antyder at de anskaffer materiale fra konvoluttene med relativt høy hastighet på opptil 1 jordsmasse per dag, dvs. solens masse på 1000 år.
Observasjonene indikerer at alle tre protostarene er omgitt av relativt kaldt støv (temperatur rundt 250 - 270 K, eller -20 ° C til 0 ° C). Deres egne temperaturer er ganske høye, i størrelsesorden 20.000 - 22.000 grader.
Hva forteller de massive protostarene oss?
Dieter N rnberger er fornøyd: ”Vi har nå overbevisende argumenter for å betrakte IRS 9A-C som en slags Rosetta Stones for å forstå vår tidlige fase av dannelsen av massive stjerner. Jeg kjenner ikke til noen andre høye masser av protostellar-kandidater som er blitt avslørt på et så tidlig evolusjonsstadium - vi må være takknemlige for de gardinløftende stjernevindene i det området! De nye observasjonene nær og midt i infrarød gir oss et første blikk på denne ekstremt interessante fasen av den stellare evolusjonen. ”
Observasjonene viser at kriterier (f.eks. Infrarøde farger) som allerede er etablert for identifisering av veldig unge stjerner (eller proto-) lavmassestjerner tilsynelatende også gjelder for høymassestjerner. Med pålitelige verdier for deres lysstyrke (lysstyrke) og temperatur, kan IRS 9A-C dessuten tjene som avgjørende og kresne testtilfeller for de for øyeblikket omtalte modeller av høymassestjernedannelse, spesielt for akkresjonsmodeller kontra koagulasjonsmodeller.
Foreliggende data stemmer godt overens med tilskuddsmodellene, og ingen gjenstander av mellomlys / masse ble funnet i umiddelbar nærhet til IRS 9A-C. For IRS 9-foreningen favoriseres således akkresjonsscenariet mot kollisjonsscenariet.
Originalkilde: ESO News Release
