Bildkredit: ESO
En ny serie fotografier tagna av European Southern Observatory visar en sällsynt inblick i de mycket tidiga stadierna av tungstjärnbildning. Den här gången i en stjärns liv dolds vanligtvis från sikte på grund av tjocka moln av gas och damm, men i stjärnklustret NGC 3603 spränger den stjärnvinden från heta stjärnor bort det dolda materialet. Inuti detta kluster hittar astronomer massiva protostar som bara är 100 000 år gamla. Detta är en värdefull upptäckt eftersom det hjälper astronomer att förstå hur de tidiga stadierna av tungstjärnbildning börjar - är det genom tyngdkraften som drar ihop gas och damm, eller något mer våldsamt, som mindre stjärnor som kolliderar ihop.
Baserat på en enorm observationsinsats med olika teleskop och instrument har ESO-astronomen Dieter N rnberger fått ett första glimt av de allra första stegen i bildandet av tunga stjärnor.
Dessa kritiska faser av stjärnutveckling är normalt dolda för vyn, eftersom massiva protostar är djupt inbäddade i deras ursprungliga moln av damm och gas, ogenomträngliga barriärer för observationer alls men de längsta våglängderna. I synnerhet har inga visuella eller infraröda observationer ännu "fångat" framväxande tunga stjärnor i akten och lite är därför hittills känt om de relaterade processerna.
Genom att dra nytta av molnrivningseffekten av starka stjärnvindar från angränsande, heta stjärnor i ett ungt stjärnkluster i mitten av NGC 3603-komplexet, visade sig flera objekt som ligger nära ett jätte molekylärt moln vara bona fide massiva protostar, bara omkring 100 000 år gammal och växer fortfarande.
Tre av dessa objekt, betecknade IRS 9A-C, kunde studeras mer detaljerat. De är väldigt lysande (IRS 9A är ungefär 100 000 gånger mer ljus än solen), massiv (mer än 10 gånger solens massa) och varm (cirka 20 000 grader). De är omgivna av relativt kallt damm (cirka 0 ° C), förmodligen delvis anordnade i skivor runt dessa mycket unga föremål.
Två möjliga scenarier för bildandet av massiva stjärnor föreslås för närvarande, genom tillträde av stora mängder kringliggande material eller genom kollision (koalescens) av protostar av mellanmassor. De nya observationerna gynnar ackretion, dvs. samma process som är aktiv under bildandet av stjärnor med mindre massor.
Hur bildas massiva stjärnor?
Denna fråga är lätt att ställa, men hittills mycket svår att besvara. Faktum är att de processer som leder till bildandet av tunga stjärnor [1] är för närvarande ett av de mest omtvistade områdena i stellar astrofysik.
Medan många detaljer relaterade till bildandet och tidig utveckling av stjärnor med låg massa som solen nu förstås, förblir det grundläggande scenariot som leder till bildandet av stjärnor med hög massa fortfarande ett mysterium. Det är inte ens känt om samma karakteriserande observationskriterier som används för att identifiera och särskilja de enskilda stadierna för unga stjärnor med låg massa (främst färger uppmätta vid nära och mitten av infraröd våglängd) också kan användas för massiva stjärnor.
Två möjliga scenarier för bildandet av massiva stjärnor studeras för närvarande. I den första, sådana stjärnor bildas genom tillträde av stora mängder kringgående material; infallet på den framväxande stjärnan varierar med tiden. En annan möjlighet är bildning genom kollision (koalescens) av protostar av mellanmassor, vilket ökar den stella massan i "hopp".
Båda scenarierna sätter starka begränsningar för den unga stjärnans slutliga massa. På ena sidan måste tillträdesprocessen på något sätt övervinna det utåtriktade strålningstrycket som byggs upp efter antändningen av de första kärnkraftsprocesserna (t.ex. deuterium / väteförbränning) i stjärnans inre, när temperaturen har stigit över det kritiska värdet nära 10 miljoner grader.
Å andra sidan kan tillväxt genom kollisioner endast vara effektiva i en tät stjärnklustermiljö där en rimligt hög sannolikhet för nära möten och kollisioner av stjärnor garanteras.
Vilken av dessa två möjligheter är då den mest troliga?
Massiva stjärnor föds i avskildhet
Det finns tre goda skäl till att vi vet så lite om de tidigaste faserna av högmassastjärnor:
För det första är bildningsplatserna för sådana stjärnor i allmänhet mycket mer avlägsna (många tusentals ljusår) än platserna för lågmassiga stjärnbildningar. Detta innebär att det är mycket svårare att observera detaljer i dessa områden (brist på vinkelupplösning).
Därefter, i alla stadier, även de tidigaste (astronomer här hänvisar till "protostar"), utvecklas högmassiga stjärnor mycket snabbare än stjärnor med låg massa. Det är därför svårare att "fånga" massiva stjärnor i de kritiska faserna av tidig bildning.
Och vad som är ännu värre, på grund av denna snabba utveckling, är unga högmassa-protostar vanligtvis mycket djupt inbäddade i deras natala moln och därför inte detekterbara vid optiska våglängder under den (korta) fasen innan kärnreaktioner börjar i deras inre. Det finns helt enkelt inte tillräckligt med tid för molnet att spridas - när gardinen äntligen lyfter, så att man får utsikt över den nya stjärnan, är den redan förbi de tidigaste stadierna.
Finns det en väg runt dessa problem? "Ja", säger Dieter N? Rnberger från ESO-Santiago, "du måste bara titta på rätt ställe och komma ihåg Bob Dylan ...!". Det här är vad han gjorde.
"Svaret, min vän, blåser av vinden ..."
Föreställ dig att det skulle vara möjligt att blåsa bort det mesta av den dolda gasen och dammet runt dessa högmassa-protostar! Även astronomernas starkaste önskan kan inte göra det, men det finns lyckligtvis andra som är bättre på det!
Vissa högmassiga stjärnor bildas i närheten av kluster av heta stjärnor, dvs bredvid sina äldre bröder. Sådana redan utvecklade heta stjärnor är en rik källa till energiska fotoner och producerar kraftfulla stjärnvindar av elementära partiklar (som "solvinden" men många gånger starkare) som påverkar den omgivande interstellära gas- och dammmoln. Denna process kan leda till delvis avdunstning och spridning av molnen, och därmed "lyfta gardinen" och låta oss titta direkt på unga stjärnor i regionen, även relativt massiva i ett relativt tidigt utvecklingsstadium.
NGC 3603-regionen
Sådana lokaler finns inom NGC 3603 stjärnkluster och stjärnbildande region som ligger på ett avstånd av cirka 22 000 ljusår i Carina-spiralarmen i Vintergalaxen.
NGC 3603 är en av de mest lysande, optiskt synliga "HII-regionerna" (dvs regioner med joniserat väte - uttalat "eitch-two") i vår galax. I mitten finns ett massivt kluster av unga, heta och massiva stjärnor (av ”OB-typen”) - detta är den högsta tätheten av utvecklade (men fortfarande relativt unga) högmassastjärnor kända i Vintergatan, jfr. ESO PR 16/99.
Dessa heta stjärnor har en betydande inverkan på den omgivande gasen och dammet. De levererar en enorm mängd energiska fotoner som joniserar den interstellära gasen i detta område. Dessutom påverkar snabba stjärnvindar med hastigheter upp till flera hundratals km / sek på, komprimerar och / eller sprider intilliggande täta moln, av astronomer benämnda "molekylklumpar" på grund av deras innehåll av komplexa molekyler, många av dessa "organiska" (med kolatomer).
IRS 9: en "dold" förening av framväxande massiva stjärnor
En av dessa molekylära klumpar, benämnd ”NGC 3603 MM 2” ligger cirka 8,5 ljusår söder om NGC 3603-klustret, jfr. PR-foto 16a / 03. På den klustervända sidan av denna klump finns några mycket dolda föremål, gemensamt kända som "NGC 3603 IRS 9". Den nuvarande mycket detaljerade undersökningen har gjort det möjligt att karakterisera dem som en sammanslutning av extremt unga, högmassa stellarföremål.
De representerar de enda för närvarande kända exemplen på motsvarigheter med hög massa till protostar med låg massa som upptäcks vid infraröda våglängder. Det krävde en ansträngning [2] för att avslöja sina egenskaper med ett kraftfullt arsenal av modernaste instrument som arbetar med olika våglängder, från det infraröda till millimeter-spektralområdet.
Multispektrala observationer av IRS 9
Till att börja med utfördes nära-infraröd avbildning med ISAAC multilägeinstrumentet vid 8,2 m VLT ANTU-teleskopet, jfr. PR-foto 16b / 03. Detta gjorde det möjligt att skilja mellan stjärnor som är bona fide klustermedlemmar och andra som råkar ses i denna riktning ("fältstjärnor"). Det var möjligt att mäta graden av NGC 3603-klustret som visade sig vara ungefär 18 ljusår, eller 2,5 gånger större än förut antagit. Dessa observationer visade också att de rumsliga fördelningarna av klusterstjärnor med låg och hög massa är olika, varvid de senare är mer koncentrerade mot klusterkärnans centrum.
Millimeterobservationer gjordes med hjälp av Swedish-ESO Submillimeter Telescpe (SEST) vid La Silla Observatory. Storskalig kartläggning av fördelningen av CS-molekylen visade strukturen och rörelserna för den täta gasen i det jätte molekylära molnet, från vilket de unga stjärnorna i NGC 3603 härstammar. Totalt 13 molekylära klumpar detekterades och deras storlekar, massor och densiteter bestämdes. Dessa observationer visade också att den intensiva strålningen och den starka stjärnvinden från de heta stjärnorna i det centrala klustret har "snitit ett hålrum" i molekylmolnet; denna jämförelsevis tomma och transparenta region mäter nu cirka 8 ljusår över hela världen.
Mid-infraröd avbildning (vid våglängderna 11,9 och 18? M) gjordes av utvalda regioner i NGC 3603 med TIMMI 2-instrumentet monterat på ESO 3,6-m-teleskopet. Detta utgör den första sub-arcsec-upplösningen i mitten av IR-undersökningen av NGC 3603 och tjänar särskilt till att visa den varma dammfördelningen i regionen. Undersökningen ger en tydlig indikation på intensiva, pågående stjärnbildningsprocesser. Många olika typer av objekt upptäcktes, inklusive extremt heta Wolf-Rayet-stjärnor och protester. totalt identifierades 36 mitten av IR-punktkällor och 42 knop diffus emission. I det undersökta området har protostar IRS 9A visat sig vara den mest lysande punktkällan vid båda våglängderna; Två andra källor, betecknade IRS 9B och IRS 9C i omedelbar närhet, är också mycket ljusa på TIMMI 2-bilderna, vilket ger ytterligare indikationer på att detta är platsen för en sammanslutning av protester i sin egen rätt.
Samlingen av högkvalitativa bilder av IRS 9-området som visas i PR Photo 16b / 03 är väl lämpad för att undersöka naturen och utvecklingsstatusen för de mycket dolda föremål som finns där, IRS 9A-C. De är belägna på sidan av den massiva molekylära molnkärnan NGC 3603 MM 2 som vetter mot det centrala klustret av unga stjärnor (PR Photo 16a / 03) och var tydligen nyligen "befriade" från de flesta av deras naturgas och dammmiljö av starka stjärnvindar och energisk strålning från de närliggande högmassaklasstjärnorna.
De kombinerade uppgifterna leder till en tydlig slutsats: IRS 9A-C representerar de ljusaste medlemmarna i en gles sammanslutning av protostar, fortfarande inbäddade i omkretsstarka höljen, men i ett område i den orörda molekylära molnkärnan, nu till stor del "blåstfri" från gas och damm. Dessa framväxande stjärners inneboende ljusstyrka är imponerande: 100 000, 1 000 och 1 000 gånger solens för IRS 9A, IRS 9B respektive IRS 9C.
Deras ljusstyrka och infraröda färger ger information om dessa protostars fysiska egenskaper. De är väldigt unga i astronomiska termer, antagligen mindre än 100 000 år gamla. De är redan ganska massiva, dock mer än tio gånger tyngre än solen, och de växer fortfarande - jämförelse med de för närvarande mest pålitliga teoretiska modellerna antyder att de ansluter material från sina kuvert med en relativt hög hastighet på upp till 1 jordmassa per dag, dvs solens massa på 1000 år.
Observationerna indikerar att alla tre protostarerna är omgivna av relativt kallt damm (temperatur runt 250 - 270 K, eller -20 ° C till 0 ° C). Deras egna temperaturer är ganska höga i storleksordningen 20 000 - 22 000 grader.
Vad berättar de massiva protesterna oss?
Dieter N? Rnberger är nöjd: ”Vi har nu övertygande argument för att betrakta IRS 9A-C som ett slags Rosetta Stones för vår förståelse av de tidigaste faserna av bildandet av massiva stjärnor. Jag känner till inga andra högmassa-protostellarkandidater som har avslöjats i ett så tidigt utvecklingsstadium - vi måste vara tacksamma för de gardinlyftande stjärnvindarna i det området! De nya observationerna nära och mitten av infraröd infraröd ger oss en första titt på denna extremt intressanta fas av den stellar evolutionen. ”
Observationerna visar att kriterier (t.ex. infraröda färger) som redan fastställts för identifiering av mycket unga (eller prototyper) lågmassastjärnor uppenbarligen också gäller för högmassastjärnor. Dessutom, med pålitliga värden på deras ljusstyrka (ljusstyrka) och temperatur, kan IRS 9A-C fungera som avgörande och kritiska testfall för de för närvarande diskuterade modellerna av högmassastjärnbildning, i synnerhet för ackretionsmodeller kontra koagulationsmodeller.
Föreliggande data överensstämmer väl med ackretionsmodellerna och inga objekt med mellanliggande ljus / massa hittades i det omedelbara kvarteret av IRS 9A-C. För åtminstone IRS 9-föreningen föredras således åtkomstscenariot mot kollisionsscenariot.
Ursprungskälla: ESO News Release
