Billedkredit: ESO
En ny serie fotografier taget af Det Europæiske Sydlige Observatorium viser et sjældent kig på de meget tidlige stadier af tung stjernedannelse. Denne gang i en stjerners liv skjules normalt fra syne på grund af tykke skyer af gas og støv, men i stjerneklyngen NGC 3603 sprænger den stellare vind fra varme stjerner det skjulte materiale. Inde i denne klynge finder astronomer massive protostarer, der kun er 100.000 år gamle. Dette er en værdifuld opdagelse, fordi det hjælper astronomer med at forstå, hvordan de tidlige stadier af dannelse af tung stjerne begynder - er det gennem tyngdekraften, der trækker gas og støv sammen, eller noget mere voldeligt, som mindre stjerner, der kolliderer sammen.
Baseret på en enorm observationsindsats med forskellige teleskoper og instrumenter har ESO-astronom Dieter N? Rnberger opnået et første glimt af de allerførste stadier i dannelsen af tunge stjerner.
Disse kritiske faser af stjernelig evolution er normalt skjult for udsigten, fordi massive protostarer er dybt indlejret i deres oprindelige skyer af støv og gas, uigennemtrængelige barrierer for observationer overhovedet men de længste bølgelængder. Især har ingen visuelle eller infrarøde observationer endnu ”fanget” begynderende tunge stjerner i handlingen, og der er hidtil ikke kendt lidt om de relaterede processer.
Ved at drage fordel af den skyrivende virkning af stærk stjernevind fra tilstødende, varme stjerner i en ung stjerneklynge i midten af NGC 3603-komplekset, blev flere objekter beliggende nær en gigantisk molekylær sky fundet for at være bona fide massive protostarer, kun ca. 100.000 år gammel og vokser stadig.
Tre af disse objekter, betegnet IRS 9A-C, kunne studeres mere detaljeret. De er meget lysende (IRS 9A er ca. 100.000 gange iboende lysere end Solen), massiv (mere end 10 gange solens masse) og varm (ca. 20.000 grader). De er omgivet af relativt koldt støv (ca. 0 ° C), sandsynligvis delvist arrangeret i diske omkring disse meget unge genstande.
To mulige scenarier for dannelse af massive stjerner foreslås i øjeblikket ved akkredition af store mængder af omkringliggende materiale eller ved kollision (sammenhæng) af protostarer af mellemmasser. De nye observationer favoriserer akkretion, dvs. den samme proces, der er aktiv under dannelsen af stjerner med mindre masser.
Hvordan dannes massive stjerner?
Dette spørgsmål er let at stille, men indtil videre meget vanskeligt at besvare. Faktisk er de processer, der fører til dannelse af tunge stjerner [1], i øjeblikket et af de mest omstridte områder inden for stjernernes astrofysik.
Mens mange detaljer relateret til dannelsen og den tidlige udvikling af stjerner med lav masse som Solen nu forstås, forbliver det grundlæggende scenarie, der fører til dannelsen af stjerner med høj masse, stadig et mysterium. Det vides ikke engang, om de samme karakteriserende observationskriterier, der bruges til at identificere og skelne de individuelle stadier af unge lavmassestjerner (hovedsageligt farver målt ved næsten og melleminfrarøde bølgelængder), også kan bruges i tilfælde af massive stjerner.
To mulige scenarier for dannelse af massive stjerner undersøges i øjeblikket. I den første dannes sådanne stjerner ved akkretion af store mængder af omkringliggende stjernemateriale; infall på den begynnende stjerne varierer med tiden. En anden mulighed er dannelse ved kollision (koalescens) af protostarer af mellemliggende masser, hvilket øger den stjernemasse i "hoppe".
Begge scenarier pålægger den unge stjernes sidste masse store begrænsninger. På den ene side skal tiltrædelsesprocessen på en eller anden måde overvinde det udstrålende tryk, der opbygges, efter antændelsen af de første nukleare processer (f.eks. Deuterium / brintforbrænding) i stjernens indre, når temperaturen først er steget over den kritiske værdi nær 10 millioner grader.
På den anden side kan vækst ved kollisioner kun være effektiv i et tæt stjerneklyngemiljø, hvor en rimelig stor sandsynlighed for tæt møder og kollisioner med stjerner er garanteret.
Hvilken af disse to muligheder er så den mest sandsynlige?
Massive stjerner fødes i afsondrethed
Der er tre gode grunde til, at vi ved så lidt om de tidligste faser af højmasterstjerner:
For det første er dannelsesstederne for sådanne stjerner generelt langt fjernere (mange tusinder af lysår) end steder med lav masse-dannelse. Dette betyder, at det er meget vanskeligere at observere detaljer i disse områder (mangel på vinkelopløsning).
Dernæst, i alle faser, også de tidligste (astronomer her henviser til "protostarer"), udvikler stjerner med høj masse meget hurtigere end stjerner med lav masse. Det er derfor vanskeligere at ”fange” massive stjerner i de kritiske faser af den tidlige dannelse.
Og hvad der er endnu værre, på grund af denne hurtige udvikling er unge højmasse-protostarer normalt meget dybt indlejret i deres natale skyer og derfor ikke detekterbare ved optiske bølgelængder i den (korte) fase, før atomreaktioner starter i deres indre. Der er simpelthen ikke nok tid til, at skyen spreder sig - når gardinet omsider løfter sig og giver mulighed for udsigt over den nye stjerne, er det allerede forbi de tidligste stadier.
Er der en måde at løse disse problemer på? "Ja", siger Dieter N? Rnberger fra ESO-Santiago, "du er bare nødt til at kigge på det rigtige sted og huske Bob Dylan ...!". Dette var hvad han gjorde.
”Svaret, min ven, blæser af vinden ...”
Forestil dig, at det ville være muligt at sprænge det meste af den skjulte gas og støv omkring disse højmasse-protostarer! Selv astronomernes stærkeste ønske kan ikke gøre det, men der er heldigvis andre, der er bedre til det!
Nogle stjerner med høj masse dannes i nabolaget af klynger af varme stjerner, dvs. ved siden af deres ældre brødre. Sådanne allerede udviklede varme stjerner er en rig kilde til energiske fotoner og producerer kraftige stjernevinde af elementære partikler (som ”solvinden”, men mange gange stærkere), som påvirker den omgivende interstellare gas- og støvskyer. Denne proces kan føre til delvis fordampning og spredning af disse skyer, og derved "løfte gardinet" og lade os se direkte på unge stjerner i den region, også relativt massive i en relativt tidlig evolutionær fase.
NGC 3603-regionen
Sådanne lokaler er tilgængelige i NGC 3603 stjerneklyngen og stjernedannende område, der er placeret i en afstand af ca. 22.000 lysår i Carina-spiralarmen i Mælkevejen.
NGC 3603 er et af de mest lysende, optisk synlige "HII-regioner" (dvs. regioner med ioniseret brint - udtalt "eitch-to") i vores galakse. I midten ligger en massiv klynge af unge, varme og massive stjerner (af ”OB-typen”) - dette er den højeste tæthed af udviklede (men stadig relativt unge) højmasse-stjerner, der er kendt i Mælkevejen, jfr. ESO PR 16/99.
Disse varme stjerner har en betydelig indflydelse på den omgivende gas og støv. De leverer en enorm mængde energiske fotoner, der ioniserer den interstellare gas i dette område. Desuden påvirker hurtige stjernevind med hastigheder op til flere hundrede km / sek på, komprimerer og / eller spreder tilstødende tætte skyer, kaldet astronomer som "molekylære klumper" på grund af deres indhold af komplekse molekyler, mange af disse "organiske" (med carbonatomer).
IRS 9: en "skjult" forening af massivstjernende begynder
En af disse molekylære klumper, betegnet ”NGC 3603 MM 2”, ligger ca. 8,5 lysår syd for NGC 3603-klyngen, jf. Stk. PR-foto 16a / 03. På den klynge-vendende side af denne klump findes nogle meget skjulte genstande, kendt samlet som ”NGC 3603 IRS 9”. Den nuværende meget detaljerede undersøgelse har gjort det muligt at karakterisere dem som en sammenslutning af ekstremt unge, højmasse stjerneobjekter.
De repræsenterer de kun i øjeblikket kendte eksempler på højmasse-modstykker til lavmasse-protostarer, som detekteres ved infrarøde bølgelængder. Det krævede ganske anstrengelse [2] at afsløre deres egenskaber med et magtfuldt arsenal af avancerede instrumenter, der arbejder på forskellige bølgelængder, fra det infrarøde til millimeter-spektralområdet.
Multispektrale observationer af IRS 9
Til at begynde med blev der udført næsten infrarød billeddannelse med ISAAC multimodusinstrument ved 8,2 m VLT ANTU-teleskopet, jf. Pkt. PR-foto 16b / 03. Dette gjorde det muligt at skelne mellem stjerner, der er bona fide klyngedele, og andre, der tilfældigvis ses i denne retning (”feltstjerner”). Det var muligt at måle omfanget af NGC 3603-klyngen, som viste sig at være omkring 18 lysår, eller 2,5 gange større end tidligere antaget. Disse observationer tjente også til at vise, at de rumlige fordelinger af lav- og højmasse-klyngestjerner er forskellige, idet sidstnævnte er mere koncentreret mod centrum af klyngekernen.
Millimeterobservationer blev foretaget ved hjælp af Swedish-ESO Submillimeter Telescpe (SEST) ved La Silla-observatoriet. Storskala kortlægning af fordelingen af CS-molekylet viste strukturen og bevægelserne af den tætte gas i den gigantiske molekylære sky, hvorfra de unge stjerner i NGC 3603 stammer. I alt blev 13 molekylære klumper detekteret, og deres størrelser, masser og densiteter blev bestemt. Disse observationer viste også, at den intense stråling og den stærke stjernevind fra de varme stjerner i den centrale klynge har "hugget et hulrum" i molekylskyen; denne relativt tomme og gennemsigtige region måler nu ca. 8 lysår på tværs.
Mid-infrarød billeddannelse (med bølgelængder 11,9 og 18 m m) blev lavet af udvalgte regioner i NGC 3603 med TIMMI 2-instrumentet monteret på ESO 3,6-m teleskop. Dette udgør den første sub-arcsec-opløsning midt-IR-undersøgelse af NGC 3603 og tjener især til at vise den varme støvfordeling i regionen. Undersøgelsen giver en klar indikation af intense, igangværende stjernedannelsesprocesser. Der blev fundet mange forskellige typer objekter, herunder ekstremt varme Wolf-Rayet-stjerner og protostarer; I alt blev 36 mid-IR punktkilder og 42 knob diffus emission identificeret. I det undersøgte område er det fundet, at protostar IRS 9A er den mest lysende punktkilde ved begge bølgelængder; to andre kilder, udpeget IRS 9B og IRS 9C i umiddelbar nærhed, er også meget lyse på TIMMI 2-billederne, hvilket giver yderligere indikation af, at dette er stedet for en forening af protostarer i sig selv.
Samlingen af billeder i høj kvalitet af IRS 9-området, der er vist i PR Photo 16b / 03, er velegnet til at undersøge arten og den evolutionære status for de meget skjulte objekter, der findes der, IRS 9A-C. De er placeret på siden af den massive molekylære skykerne NGC 3603 MM 2, der vender mod den centrale klynge af unge stjerner (PR Foto 16a / 03) og blev tilsyneladende først for nylig "befriet" fra det meste af deres natale gas- og støvmiljø af stærk stjernevind og energisk stråling fra de nærliggende højmasse klyngestjerner.
De kombinerede data fører til en klar konklusion: IRS 9A-C repræsenterer de lyseste medlemmer af en sparsom sammenslutning af protostarer, stadig indlejret i omsluttende konvolutter, men i et område med den uberørte molekylære skykerne, nu stort set "blæst-fri" fra gas og støv. Disse begynnende stjerners egenartede lysstyrke er imponerende: henholdsvis 100.000, 1000 og 1000 gange solens sol for henholdsvis IRS 9A, IRS 9B og IRS 9C.
Deres lysstyrke og infrarøde farver giver information om de fysiske egenskaber ved disse protostarer. De er astronomiske meget unge, sandsynligvis mindre end 100.000 år gamle. De er dog allerede meget massive, dog mere end 10 gange tungere end Solen, og de vokser stadig - sammenligning med de i øjeblikket mest pålidelige teoretiske modeller antyder, at de hæfter materiale fra deres konvolutter med den relativt høje hastighed på op til 1 jordmasse pr. dag, dvs. solens masse om 1000 år.
Observationerne viser, at alle tre protostarer er omgivet af forholdsvis koldt støv (temperatur omkring 250 - 270 K eller -20 ° C til 0 ° C). Deres egne temperaturer er ret høje i størrelsesordenen 20.000 - 22.000 grader.
Hvad fortæller de massive protostarer?
Dieter N? Rnberger er tilfreds: ”Vi har nu overbevisende argumenter for at betragte IRS 9A-C som en slags Rosetta Stones til vores forståelse af de tidligste faser af dannelsen af massive stjerner. Jeg kender ingen andre højmasse-protostellar-kandidater, der er blevet afsløret på et så tidligt udviklingsstadium - vi må være taknemmelige for de gardinløftende stjernevinder i dette område! De nye observationer nær og midt i infrarød farve giver os et første blik på denne ekstremt interessante fase af stjernernes udvikling. ”
Observationerne viser, at kriterier (f.eks. Infrarøde farver), der allerede er fastlagt til identifikation af meget unge (eller prototyper) lavmasse stjerner tilsyneladende også gælder for stjerner med høj masse. Desuden kan IRS 9A-C med pålidelige værdier for deres lysstyrke (lysstyrke) og temperatur tjene som afgørende og kræsne testtilfælde for de aktuelt diskuterede modeller for højmasterstjerner, især for akkretionsmodeller versus koagulationsmodeller.
De nuværende data stemmer godt overens med akkretionsmodellerne, og der blev ikke fundet genstande med mellemlyslys / masse i det umiddelbare kvarter af IRS 9A-C. For IRS 9-foreningen foretrækkes således akkretionsscenariet mod kollisionsscenariet.
Original kilde: ESO News Release
