Kuvaluotto: ESO
Uusi Euroopan eteläisen observatorion valokuvasarja näyttää harvoin raskaan tähden muodostumisen varhaisvaiheista. Tähden elämän aika hämärtyy yleensä näkyvyyden vuoksi paksujen kaasu- ja pölypilvien takia, mutta tähtiklusterissa NGC 3603 kuumien tähtien tähtituuli räjäyttää hämärtävän materiaalin. Tämän klusterin sisällä tähtitieteilijät löytävät massiivisia protostareja, jotka ovat vain 100 000 vuotta vanhoja. Tämä on arvokas löytö, koska se auttaa tähtitieteilijöitä ymmärtämään, kuinka raskaan tähden muodostumisen varhaiset vaiheet alkavat - onko se kaasun ja pölyn vetämällä painovoiman avulla vai jotain väkivaltaisempaa, kuten pienemmät tähdet törmäävät yhteen.
Perustuen laajaan havaintoponnisteluun erilaisilla teleskoopeilla ja instrumenteilla, ESO-tähtitieteilijä Dieter N? Rnberger on saanut ensimmäisen katsauksen ensimmäisistä vaiheista raskaiden tähtien muodostumisessa.
Nämä tähtien evoluution kriittiset vaiheet ovat yleensä piilotettu näkymästä, koska massiiviset prostattaarit ovat syvästi upotettuina alkuperäisiin pöly- ja kaasupilvinsä, läpäisemättömiin esteisiin havainnoille kaikissa paitsi pisimmillä aallonpituuksilla. Erityisesti mitään visuaalista tai infrapunahavaintoa ei ole vielä "saatu" syntyviin raskaisiin tähtiin tekoon, ja siksi tähän mennessä tiedetään vain vähän niihin liittyvistä prosesseista.
NGC 3603 -kompleksin keskellä olevassa nuoressa tähtiklusterissa olevien vierekkäisten kuumien tähtien voimakkaiden tähtituulten pilvirajoittavasta vaikutuksesta hyötyi useiden jättiläismäisen molekyylipilven lähellä sijaitsevien esineiden todettu olevan vilpittömässä mielessä massiivisia mielenkiintoisia tähtiä, vain noin 100 000 vuotta vanha ja kasvaa edelleen.
Kolme näistä esineistä, nimeltään IRS 9A-C, voitiin tutkia yksityiskohtaisemmin. Ne ovat erittäin valoisia (IRS 9A on noin 100 000 kertaa luonnostaan kirkkaampi kuin aurinko), massiiviset (yli 10 kertaa auringon massa) ja kuumat (noin 20 000 astetta). Niitä ympäröi suhteellisen kylmä pöly (noin 0 ° C), jotka ovat todennäköisesti osittain järjestetty levyihin näiden hyvin nuorten esineiden ympärille.
Tällä hetkellä ehdotetaan kahta mahdollista skenaariota massiivisten tähtien muodostumiseksi: suurten määrien ympyrämäisen materiaalin lisääminen tai keskimassojen prostatähteiden törmäys (koalistuminen). Uudet havainnot suosivat lisääntymistä, ts. Samaa prosessia, joka on aktiivinen muodostettaessa pienempien massojen tähtiä.
Kuinka massiiviset tähdet muodostuvat?
Tätä kysymystä on helppo esittää, mutta toistaiseksi erittäin vaikea vastata. Itse asiassa prosessit, jotka johtavat raskaiden tähtien muodostumiseen [1], ovat tällä hetkellä yksi kiistanalaisimmista alueista tähtitrofysiikassa.
Vaikka monet auringon kaltaisten pienmassatähteiden muodostumiseen ja varhaiseen evoluutioon liittyvät yksityiskohdat ymmärretään nyt hyvin, perusskenaario, joka johtaa suurimassatähteiden muodostumiseen, on edelleen mysteeri. Ei edes tiedetä, voidaanko samoja karakterisoivia havainnointikriteereitä, joita käytettiin nuorten pienimassatähtien yksittäisten vaiheiden tunnistamiseen ja erottamiseen (lähinnä lähellä infrapuna-aallonpituuksia mitatut värit), käyttää myös massiivisten tähtiä.
Parhaillaan tutkitaan kahta mahdollista skenaariota massiivisten tähtien muodostumiselle. Ensimmäisessä sellaiset tähdet muodostuvat lisääntymällä suuria määriä ympyrämäistä materiaalia; tulo syntyvään tähtiin vaihtelee ajan myötä. Toinen mahdollisuus on keskimassojen prostatähteiden muodostuminen törmäyksellä (yhdentyminen), mikä kasvattaa tähtimassaa "hyppyinä".
Molemmat skenaariot asettavat voimakkaita rajoituksia nuoren tähden lopulliselle massalle. Toisella puolella lisäysprosessin on jollain tavoin voitettava ulkoinen säteilypaine, joka kertyy, kun ensimmäiset ydinprosessit (esim. Deuterium / vedyn palaminen) ovat syttyneet tähden sisätilaan, kun lämpötila on noussut yli kriittisen arvon lähelle 10 miljoona astetta.
Toisaalta kasvu törmäyksillä voi olla tehokasta vain tiheässä tähtiryhmäympäristössä, jossa taataan kohtuullisen suuri todennäköisyys tähtien läheisiin kohtaamisiin ja törmäyksiin.
Mikä näistä kahdesta mahdollisuudesta on sitten todennäköisempi?
Massiiviset tähdet syntyvät yksinäisyydessä
On olemassa kolme hyvää syytä, jotka tiedämme niin vähän suurmassatähteiden varhaisimmista vaiheista:
Ensinnäkin, tällaisten tähtien muodostumispaikat ovat yleensä paljon kauempana (useita tuhansia valovuosia) kuin pienmassatähteiden muodostumispaikat. Tämä tarkoittaa, että yksityiskohtien havaitseminen näillä alueilla on paljon vaikeampaa (kulmaresoluution puute).
Seuraavaksi kaikissa vaiheissa, myös varhaisimmissa (tähtitieteilijät viittaavat ”protostareihin”), suuren massan tähdet kehittyvät paljon nopeammin kuin pienimassoiset tähdet. Siksi on vaikeampaa “saada kiinni” massiivisia tähtiä varhaisen muodostumisen kriittisissä vaiheissa.
Ja mikä on vielä pahempaa, tästä nopeasta kehityksestä johtuen nuoret suuren massan prostattaarit ovat yleensä erittäin syvästi upotettuina synnyttäviin pilviinsa, joten niitä ei voida havaita optisilla aallonpituuksilla (lyhyessä) vaiheessa ennen ydinreaktioiden alkamista sisätiloissaan. Pilven hajoamiseen ei yksinkertaisesti ole tarpeeksi aikaa - kun verho lopulta nousee, jolloin näkymä uuteen tähtiin on jo ohi varhaisimmista vaiheista.
Onko olemassa tapa kiertää näitä ongelmia? "Kyllä", sanoo ESO-Santiagon dieter N? Rnberger, "sinun on vain katsottava oikeaan paikkaan ja muistettava Bob Dylan ...". Tämän hän teki.
"Vastaus, ystäväni, puhaltaa tuuli ..."
Kuvittele, että olisi mahdollista puhalttaa pois suurin osa hämärtävästä kaasusta ja pölystä näiden suurten massahahmojen ympärille! Jopa tähtitieteilijöiden voimakkain halu ei pysty siihen, mutta onneksi on muitakin, jotka ovat siinä paremmin!
Jotkut korkean massan tähdet muodostuvat kuumien tähtien ryhmien läheisyydessä, ts. Vanhempien veljiensä viereen. Tällaiset jo kehittyneet kuumat tähdet ovat rikas energialähteiden lähde ja tuottavat voimakkaita tähtituuleja alkeispartikkeleista (kuten ”aurinkotuuli”, mutta monta kertaa voimakkaampia), jotka vaikuttavat ympäröiviin tähteiden välisiin kaasu- ja pölypilviin. Tämä prosessi voi johtaa näiden pilvien osittaiseen haihtumiseen ja hajoamiseen, mikä “nostaa verhon” ja antaa meille mahdollisuuden katsoa suoraan alueen nuoria tähtiä, myös suhteellisen massiivisia tähtiä suhteellisen varhaisessa evoluutiovaiheessa.
NGC 3603 -alue
Tällaisia tiloja on saatavana NGC 3603: n tähtiklusterin ja tähtiä muodostavan alueen alueella, joka sijaitsee noin 22 000 valovuoden etäisyydellä Linnunradan galaksin Carina-spiraalivarresta.
NGC 3603 on yksi valoisimmista, optisesti näkyvistä “HII-alueista” (ts. Ionisoidun vedyn alueista - lausutaan “eitch-kaksi”) galaksissamme. Sen keskellä on massiivinen joukko nuoria, kuumia ja massiivisia tähtiä (”OB-tyyppiä”) - tämä on Linnunradalla tunnetuin kehittyneiden (mutta silti suhteellisen nuorten) suurmassatähteiden suurin tiheys, vrt. ESO PR 16/99.
Nämä kuumat tähdet vaikuttavat merkittävästi ympäröivään kaasuun ja pölyyn. Ne toimittavat valtavan määrän energisia fotoneja, jotka ionisoivat tähtienvälistä kaasua tällä alueella. Lisäksi nopeat tähtituulet, joiden nopeus voivat olla jopa satoja km / s, vaikuttavat vierekkäisiin tiheisiin pilviin, tiivistävät ja / tai hajottavat ne, joita tähtitieteilijät ovat nimittäneet ”molekyylipainoiksi”, koska niillä on monimutkaisia molekyylejä, joista monet näistä ovat “orgaanisia”. (hiiliatomeilla).
IRS 9: syntyvien massiivisten tähtien ”piilotettu” yhdistys
Yksi näistä molekyyliryhmistä, nimeltään “NGC 3603 MM 2”, sijaitsee noin 8,5 valovuoden päässä NGC 3603-klusterista etelään, vrt. PR-kuva 16a / 03. Tämän ryhmittymän klusterin vastakkaisella puolella ovat eräitä hämärtäviä esineitä, jotka tunnetaan yhdessä nimellä “NGC 3603 IRS 9”. Tämän erittäin yksityiskohtaisen tutkimuksen avulla on voitu luonnehtia heitä erittäin nuorten, suurimassoisten tähtiesineiden yhdistykseksi.
Ne edustavat ainoita tällä hetkellä tunnettuja esimerkkejä suurmassallisista vastineista pienimassan protostareille, jotka havaitaan infrapuna-aallonpituuksilla. Kesti melko vaivaa [2] niiden ominaisuuksien purkamiseksi tehokkaalla huipputeknisten instrumenttien arsenaalilla, jotka toimivat eri aallonpituuksilla infrapuna-alueelta millimetrispektrialueelle.
IRS 9: n monispektriset havainnot
Ensinnäkin, lähi-infrapunakuvaus suoritettiin ISAAC-monimuotolaitteella 8,2 m: n VLT ANTU-teleskoopilla, vrt. PR-kuva 16b / 03. Tämä antoi mahdollisuuden erottaa toisistaan tähdet, jotka ovat vilpitön klusterin jäseniä, ja tähdet, jotka sattuvat näkemään tähän suuntaan (”kenttätähdet”). Oli mahdollista mitata NGC 3603-klusterin laajuus, jonka havaittiin olevan noin 18 valovuotta tai 2,5 kertaa suurempi kuin aiemmin oletettiin. Nämä havainnot näyttivät myös osoittavan, että matalan ja suuren massan rypäleiden tähdet jakautuvat eri tavoin, jälkimmäiset ovat keskittyneet enemmän rypäleen ytimen keskustaan.
Millimetrimittaukset tehtiin ruotsalaisen ESO Submillimeter Telescpen (SEST) avulla La Silla-observatoriossa. CS-molekyylin jakauman laajamittainen kartoitus osoitti tiheän kaasun rakenteen ja liikkeet jättiläisessä molekyylipilvessä, josta NGC 3603: n nuoret tähdet ovat lähtöisin. Kaikkiaan havaittiin 13 molekyylipaakkua ja niiden koko, massa ja tiheys määritettiin. Nämä havainnot osoittivat myös, että keskittymän kuumien tähtien voimakas säteily ja voimakkaat tähtituulet ovat “veistäneet onkalon” molekyylipilveen; Tämä suhteellisen tyhjä ja läpinäkyvä alue mittaa nyt noin 8 valovuotta.
Keskimmäinen infrapunakuvaus (aallonpituuksilla 11,9 ja 18 um) tehtiin valituista alueista NGC 3603: ssa, TIMMI 2 -laitteen ollessa asennettuna ESO 3,6 m: n teleskooppiin. Tämä on ensimmäinen NGC 3603 -kaarisekvenssin keskitason IR-tutkimus, ja sen tarkoituksena on erityisesti osoittaa lämpimän pölyn jakautumista alueella. Tutkimus antaa selkeän kuvan intensiivisistä, meneillään olevista tähdenmuodostusprosesseista. Havaittiin monia erityyppisiä esineitä, mukaan lukien erittäin kuumat Wolf-Rayet-tähdet ja protostaarit; kaikkiaan 36 keski-IR-pistelähdettä ja 42 solmua hajapäästöä tunnistettiin. Tutkitulla alueella protostar IRS 9A: n todetaan olevan valaisevin pistelähde molemmilla aallonpituuksilla; Kaksi muuta lähdettä, nimeltään IRS 9B ja IRS 9C välittömässä läheisyydessä, ovat myös erittäin kirkkaita TIMMI 2 -kuvissa, mikä antaa lisäviitteitä siitä, että tämä on itsessään sijaitseva prototähteiden yhdistys.
PR Photo 16b / 03 -kokoelmassa esitetty korkealaatuisten IRS 9 -alueiden kuvien kokoelma sopii hyvin tutkimaan siellä sijaitsevien erittäin peitettyjen kohteiden, IRS 9A-C, luonnetta ja evoluutio-tilaa. Ne sijaitsevat massiivisen molekyylipilven ytimen NGC 3603 MM 2 puolella, joka on nuorten tähtien keskittymän edessä (PR Photo 16a / 03), ja ilmeisesti vasta äskettäin "vapautti" suurimmasta osasta synnytystä kaasu- ja pölyympäristöään tähtituulet ja energinen säteily läheisten suurten massa rypäleiden tähdiltä.
Yhdistetyt tiedot johtavat selkeään johtopäätökseen: IRS 9A-C edustaa protostaarien harvan yhdistyksen kirkkaimpia jäseniä, jotka ovat edelleen upotettu ympyrätaskuihin, mutta koskemattoman molekyylipilven ytimen alueella, joka on nyt pääosin "puhallettu" kaasusta. ja pöly. Näiden syntymässä olevien tähten luontainen kirkkaus on vaikuttava: 100 000, 1000 ja 1000 kertaa aurinkoisempi IRS 9A: lla, IRS 9B: llä ja IRS 9C: llä.
Niiden kirkkaus ja infrapunavärit antavat tietoa näiden prostatähteiden fyysisistä ominaisuuksista. He ovat tähtitieteellisesti hyvin nuoria, todennäköisesti alle 100 000 vuotta vanhoja. Ne ovat jo melko massiivisia, tosin yli 10 kertaa raskaampia kuin aurinko, ja ne kasvavat edelleen - vertailu nykyisin luotettaviin teoreettisiin malleihin viittaa siihen, että ne akrytoivat materiaalia kirjekuoristaan suhteellisen korkealla nopeudella, jopa 1 maapallon massaan päivässä, ts. auringon massa 1000 vuodessa.
Havainnot osoittavat, että kaikkia kolmea prototähtiä ympäröi suhteellisen kylmä pöly (lämpötila noin 250 - 270 K tai -20 ° C - 0 ° C). Heidän omat lämpötilansa ovat melko korkeat, luokkaa 20 000 - 22 000 astetta.
Mitä massiiviset prostattaarit kertovat meille?
Dieter N? Rnberger on tyytyväinen: ”Meillä on nyt vakuuttavia perusteita pitää IRS 9A-C: tä eräänlaisena Rosetta-kiveinä ymmärtääksemme massiivisten tähtien muodostumisen varhaisimpia vaiheita. En tiedä yhtään muuta suurten joukkojen ensisijaista ehdokasta, jotka olisi paljastunut niin varhaisessa evoluutiovaiheessa - meidän on oltava kiitollisia kyseisen alueen verhojen tähtituuleista! Uudet lähi- ja keski-infrapunahavainnot antavat meille ensimmäisen katsauksen tähän tähtien evoluution erittäin mielenkiintoiseen vaiheeseen. ”
Havainnot osoittavat, että kriteerit (esim. Infrapunavärit), jotka on jo vahvistettu hyvin nuorten (tai proto-) pienimassatähteiden tunnistamiseksi, ilmeisesti pätevät myös suurmassatähteille. Lisäksi IRS 9A-C voi niiden kirkkauden (vaaleuden) ja lämpötilan luotettavien arvojen avulla toimia tärkeinä ja vaativina testitapauksina tällä hetkellä keskusteltujen suurten tähteiden muodostumismalleille, etenkin akryesimallille verrattuna hyytymismallille.
Esitetyt tiedot ovat hyvin yhdenmukaisia lisäysmallien kanssa, eikä IRS 9A-C: n välittömästä läheisyydestä löydetty keskimääräisen valoisuuden / massan kohteita. Siten ainakin IRS 9 -yhdistyksen kohdalla sukellusskenaariota suositaan törmäystilannetta vastaan.
Alkuperäinen lähde: ESO-lehdistötiedote
