Kép jóváírása: ESO
Az Európai Déli Megfigyelő Intézet által készített új fotósorozat ritka betekintést mutat a nehéz csillagképződés nagyon korai szakaszaiba. A csillag életében ez az idő általában vastag gáz- és porfelhők miatt el van rejtve a látványtól, de az NGC 3603 csillagcsoportban a forró csillagok csillagszélje elrobbantja az elhomályosító anyagot. Ezen a klaszteron belül a csillagászok hatalmas prósztárokat találnak, amelyek mindössze 100 000 éves. Ez egy értékes felfedezés, mivel segít a csillagászoknak megérteni, hogyan kezdődik a nehéz csillagképződés korai stádiuma - a gravitáció révén összegyűjtik a gázt és a port, vagy valami erőszakosabb, például a kisebb csillagok ütköznek egymással.
A különféle távcsövekkel és műszerekkel végzett hatalmas megfigyelési erőfeszítések alapján az ESO-csillagász, Dieter N? Rnberger első pillantást kapott a nehéz csillagok kialakulásának első lépéseire.
A csillagok evolúciójának ezen kritikus szakaszai általában el vannak rejtve a látványtól, mivel a hatalmas protosztárok mélyen be vannak ágyazva natív por- és gázfelhőikbe, amelyek áthatolhatatlan akadályai vannak a megfigyeléseknek, a leghosszabb hullámhosszon kívül. Különösen, vizuális vagy infravörös megfigyelések még nem „ragadták” meg az aktív csillagokat a cselekedetben, ezért eddig keveset tudnak a kapcsolódó folyamatokról.
Az NGC 3603 komplexum közepén lévő fiatal csillagfürtben lévő, szomszédos, forró csillagokból származó erős csillagszelek felhőszakító hatásának felhasználásával, egy hatalmas molekuláris felhő közelében elhelyezkedő számos objektumról jóhiszemű hatalmas protosztárokat találtak, csak kb. 100 000 éves és még mindig növekszik.
Ezen tárgyak közül három, az IRS 9A-C elnevezésű, részletesebben megvizsgálható. Nagyon világító fényűek (az IRS 9A körülbelül 100 000-szer lényegesen világosabb, mint a Nap), hatalmas (a Nap tömegének több mint tízszerese) és meleg (körülbelül 20 000 fok). Relatív hideg por (körülbelül 0 ° C) veszi körül őket, valószínűleg részben a nagyon fiatal tárgyak körüli lemezekben.
Jelenleg két lehetséges forgatókönyvet javasolnak a hatalmas csillagok kialakulására: nagy mennyiségű körkörös anyag felvétele vagy köztes tömegű protosztárok ütközése (összeesése). Az új megfigyelések kedvelik az akrilációt, azaz ugyanazt a folyamatot, amely aktív a kisebb tömegű csillagok kialakulásakor.
Hogyan alakulnak hatalmas csillagok?
Ezt a kérdést könnyű feltenni, de eddig nagyon nehéz megválaszolni. Valójában a nehéz csillagok kialakulásához vezető folyamatok [1] jelenleg a csillagászati asztrofizika egyik leginkább vitatott területe.
Noha az olyan kis tömegű csillagok kialakulásához és korai fejlődéséhez kapcsolódó sok részlet, mint a Nap, jól érthető, a nagy tömegű csillagok kialakulásához vezető alapvető forgatókönyv továbbra is rejtély. Még nem is ismert, hogy ugyanazok a jellemző megfigyelési kritériumok használhatók-e a fiatal kis tömegű csillagok egyes fázisának azonosítására és megkülönböztetésére (elsősorban az infravörös és közép infravörös hullámhosszon mért színek) a masszív csillagok esetében is alkalmazhatók.
Jelenleg a hatalmas csillagok kialakulásának két lehetséges forgatókönyvét vizsgálják. Az elsőben az ilyen csillagok nagy mennyiségű körkörös anyag felhalmozódásával alakulnak ki; az újonnan megjelenő csillagra történő beáramlás idővel változik. Egy másik lehetőség a közbenső tömegű protosztárok ütközése (összekapcsolása), a csillagtömeg növekedése az „ugrásokban”.
Mindkét forgatókönyv erősen korlátozza a fiatal csillag végső tömegét. Az egyik oldalról az akkumulációs folyamatnak valahogy meg kell küzdenie a külső sugárzási nyomást, amely az első nukleáris folyamatok (pl. Deutérium / hidrogén égés) meggyulladását követően keletkezik a csillag belsejében, miután a hőmérséklet a kritikus érték fölé emelkedett 10 közelében millió fok.
Másrészt az ütközésekkel történő növekedés csak sűrű csillagfürt környezetben lehet hatékony, ahol garantálható a közeli találkozók és a csillagok ütközésének valószínűsíthető valószínűsége.
A két lehetőség közül melyik a legvalószínűbb?
A hatalmas csillagok elszigeteltségben születnek
Három jó oka van annak, hogy oly keveset tudunk a nagy tömegű csillagok legkorábbi szakaszairól:
Először, az ilyen csillagok kialakulási helyei általában sokkal távolabb helyezkednek el (sok ezer fényév), mint az alacsony tömegű csillagok kialakulásának helye. Ez azt jelenti, hogy ezeken a területeken sokkal nehezebb megfigyelni a részleteket (nincs szögfelbontás).
Ezután minden szakaszban, a legkorábbi szakaszokban is (a csillagászok itt „protosztárokra” hivatkoznak) a nagy tömegű csillagok sokkal gyorsabban fejlődnek, mint az alacsony tömegű csillagok. Ezért nehezebb hatalmas csillagokat „elkapni” a korai kialakulás kritikus szakaszaiban.
És ami még rosszabb, ennek a gyors fejlődésnek köszönhetően a fiatal, nagy tömegű protosztárok általában nagyon mélyen be vannak ágyazva születési felhőikbe, és ezért optikai hullámhosszon nem érzékelhetők a (rövid) szakaszban, mielőtt a nukleáris reakciók beindulnak a belső részükben. Egyszerűen nincs elég idő a felhő szétszóródásához - amikor a függöny végül felemelkedik, lehetővé téve az új csillag kilátását, az már a legkorábbi szakaszokon túl van.
Van-e lehetőség ezen problémák megkerülésére? "Igen" - mondja Dieter N? Rnberger, az ESO-Santiago -, csak a megfelelő helyre kell néznie, és emlékezni kell Bob Dylanre ...! Ezt tette.
"A válasz, barátom, a szél fújja ..."
Képzelje el, hogy lehetséges lenne a homályos gáz és por nagy részét elfújni a nagy tömegű protosztárok körül! Még a csillagászok legerősebb vágya sem képes rá, de szerencsére vannak olyanok is, akik jobban teljesítik!
Néhány nagy tömegű csillag a forró csillagcsoportok szomszédságában alakul ki, azaz az idősebb testvérük mellett. Az ilyen már kialakult forró csillagok gazdag forrása az energetikai fotonoknak, és elemi részecskék erős csillagszélét generálják (mint például a „szélszél”, de sokszor erősebb), amelyek hatással vannak a környező csillagközi csillagközi gáz- és porfelhőkre. Ez a folyamat ezen felhők részleges elpárologtatásához és szétszóródásához vezethet, ezáltal „felemelve a függönyt”, és lehetővé téve, hogy közvetlenül a régió fiatal csillagaira nézzünk, szintén viszonylag hatalmas csillagokra egy viszonylag korai evolúciós szakaszban.
Az NGC 3603 régió
Ilyen helyiségek elérhetők az NGC 3603 csillagfürt és csillagképző régió területén, amely körülbelül 22 000 fényév távolságban található a Tejút galaxis karina spirálkarában.
Az NGC 3603 az egyik legvilágosabb, optikailag látható „HII-régió” (azaz az ionizált hidrogénnek az „eitch-kettőnek” kiejtött régiója) galaxisunkban. Középpontjában egy fiatal, forró és hatalmas csillagok („OB-típusú”) hatalmas csoportja található - ez a Tejút során ismert legfejlettebb (de még mindig viszonylag fiatal) nagy tömegű csillagok legnagyobb sűrűsége, vö. ESO PR 16/99.
Ezek a forró csillagok jelentős hatással vannak a környező gázra és porra. Hatalmas mennyiségű energetikai fotont bocsátanak rendelkezésre, amelyek ionizálják a csillagközi gázt ezen a területen. Ráadásul a több száz km / sec sebességű gyors csillagszelek hatással vannak a szomszédos sűrű felhőkre, összenyomódnak és / vagy szétszóródnak, ezeket az csillagászok „molekuláris csomóknak” nevezik komplex molekulák tartalmuk miatt, ezek közül sok „organikus”. (szénatomokkal).
IRS 9: a kialakulóban lévő hatalmas csillagok „rejtett” társulása
Az egyik ilyen „NGC 3603 MM 2” molekuláris csomó az NGC 3603 klaszter körülbelül 8,5 fényévre délre található, vö. PR fénykép 16a / 03. Ennek a csomópontnak a klaszter felé néző oldalán található néhány erősen eltakarott tárgy, együttesen „NGC 3603 IRS 9” néven. A jelenlegi, nagyon részletes vizsgálat lehetővé tette, hogy rendkívül fiatal, nagy tömegű csillagtárgyak társulásaként jellemezzék őket.
Ezek az egyetlen jelenleg ismert példa a nagy tömegű és az alacsony tömegű protosztárokra, amelyeket infravörös hullámhosszon detektálnak. Nagyon sok erőfeszítést igényelt [2], hogy megismerjék tulajdonságaikat a legmodernebb eszközök nagy arzenáljával, amelyek különböző hullámhosszon működnek, az infravöröstől a milliméter spektrális tartományig.
Az IRS 9 multi-spektrális megfigyelései
Először a közel-infravörös képalkotást az ISAAC multi-mode műszerrel hajtottuk végre a 8,2 m-es VLT ANTU teleszkóp alatt, vö. PR fénykép 16b / 03. Ez lehetővé tette a megkülönböztetést a csillagok között, amelyek jóhiszemű klaszter tagok, és más csillagok, amelyek véletlenül láthatók ebben az irányban („terepi csillagok”) között. Meg lehetett mérni az NGC 3603 klaszter nagyságát, amelynek körülbelül 18 fényév volt, vagy 2,5-szer nagyobb, mint azt korábban feltételezték. Ezek a megfigyelések azt is kimutatták, hogy az alacsony és nagy tömegű klaszter csillagok térbeli eloszlása eltér, az utóbbi inkább a klasztermag közepe felé koncentrálódik.
Milliméter megfigyeléseket a svéd-ESO Telescpe Submillimeter (SEST) segítségével végeztek a La Silla Obszervatóriumban. A CS-molekula eloszlásának nagyszabású térképezése megmutatta a sűrű gáz szerkezetét és mozgását az óriási molekuláris felhőben, amelyből az NGC 3603 fiatal csillagai származnak. Összesen 13 molekuláris csomót detektáltunk, meghatároztuk méretüket, tömegüket és sűrűségüket. Ezek a megfigyelések azt is kimutatták, hogy a központi klaszterben lévő forró csillagoktól származó intenzív sugárzás és erős csillagszelek „vájatot képeztek” a molekuláris felhőben; ez a viszonylag üres és átlátszó régió most körülbelül 8 fényév távolságot mér.
Közép-infravörös képalkotást (11,9 és 18 m hullámhosszon) a kiválasztott régiókból készítettünk az NGC 3603-ban, a TIMMI 2 műszerrel az ESO 3,6 m-es távcsövére felszerelve. Ez képezi az NGC 3603 első kör-felbontású felbontású közepes IR-felmérését, és elsősorban a meleg por eloszlását mutatja a régióban. A felmérés egyértelműen jelzi az intenzív, folyamatos csillagképző folyamatokat. Sok különféle típusú tárgyat észleltek, köztük a rendkívül forró Wolf-Rayet csillagokat és a protosztárokat; összesen 36 közepes IR-pont forrást és 42 csomót diffúz emissziót azonosítottak. A vizsgált területen az IRS 9A protostar a legvilágosabb pontforrás mindkét hullámhosszon; Két másik forrás, a közvetlen közelében IRS 9B és IRS 9C, szintén nagyon ragyogó a TIMMI 2 képeken, ami további jelzést ad arra, hogy ez a protosztárok társulásának a saját joga.
Az IRS 9 terület kiváló minőségű képeinek a PR Photo 16b / 03-ban bemutatott gyűjteménye alkalmas arra, hogy megvizsgálja az ott található erősen homályos tárgyak, az IRS 9A-C természetét és evolúciós állapotát. A hatalmas, molekuláris felhőmag NGC 3603 MM 2 oldalán helyezkednek el, amely a fiatal csillagok középső klaszterével néz szembe (PR Photo 16a / 03), és látszólag csak a közelmúltban voltak „felszabadítva” születési gáz- és porkörnyezetük nagy részéből az erős csillagszelek és a közeli nagy tömegű klasztercsillagok energetikai sugárzása.
Az összesített adatok világos következtetéshez vezetnek: az IRS 9A-C a protosztárok ritka társulásának legfényesebb tagjait képviseli, amelyek továbbra is körkörös borítékokba vannak beágyazva, de az érintetlen molekuláris felhőmag régiójában, amely ma már nagyrészt „gázmentes”. és por. Ezeknek a születő csillagok belső fényereje lenyűgöző: 100 000, 1000 és 1000-szeres a napfénnyel szemben az IRS 9A, IRS 9B és IRS 9C esetén.
Világosságuk és infravörös színük információt nyújt ezen protosztárok fizikai tulajdonságairól. Csillagászati szempontból nagyon fiatalok, valószínűleg kevesebb mint 100 000 éves. Máris meglehetősen tömegek, bár több mint tízszer nehezebbek, mint a Nap, és egyre növekszenek - összehasonlítva a jelenleg legmegbízhatóbb elméleti modellekkel azt sugallják, hogy a borítékokból anyagot viszonylag magas, akár 1 Föld tömeg arányú réteggel képeznek. naponta, vagyis a Nap tömege 1000 évben.
A megfigyelések azt mutatják, hogy mindhárom prósztárcsát viszonylag hideg por veszi körül (hőmérséklet körülbelül 250 - 270 K, vagy -20 ° C és 0 ° C között). Saját hőmérsékleteik meglehetősen magasak, 20 000 - 22 000 fok között.
Mit mondanak nekünk a hatalmas főszereplők?
Dieter N? Rnberger elégedett: „Most meggyőző érveink vannak, hogy az IRS 9A-C-t egyfajta Rosetta-kőnek tekintsük, hogy megértsük a hatalmas csillagok kialakulásának legkorábbi szakaszát. Nem tudok egyetlen olyan nagy tömegű protoszféra jelöltet sem, aki ilyen korai evolúciós szakaszban kiderült - hálásnak kell lennünk a függönyölő csillagszeleknek ezen a területen! Az új közép- és közép infravörös megfigyelések első betekintést nyújtanak a csillagok evolúciójának rendkívül érdekes szakaszába. ”
A megfigyelések azt mutatják, hogy a nagyon fiatal (vagy proto-) kis tömegű csillagok azonosítására már kidolgozott kritériumok (például infravörös színek) nyilvánvalóan a nagy tömegű csillagokra is érvényesek. Ezen túlmenően, fényességük (fényességük) és hőmérsékletük megbízható értékeivel az IRS 9A-C kritikus és igényes tesztelési esetként szolgálhat a nagy tömegű csillagképződés jelenleg tárgyalt modelljeihez, különösen az akkordációs modellek és a koagulációs modellekhez.
A jelen adatok jól összhangban állnak az akrilációs modellekkel, és az IRS 9A-C közvetlen szomszédságában nem találtak közbenső fényerő / tömegű objektumokat. Így legalább az IRS 9 társulásnál az akkreditációs forgatókönyv az ütközés forgatókönyve mellett részesül előnyben.
Eredeti forrás: az ESO sajtóközleménye
