Źródło zdjęcia: ESO
Nowa seria zdjęć wykonanych przez Europejskie Obserwatorium Południowe pokazuje rzadkie spojrzenie na bardzo wczesne etapy formowania się ciężkich gwiazd. Tym razem w życiu gwiazdy zwykle zasłania się widok z powodu gęstych chmur gazu i pyłu, ale w gromadzie gwiazd NGC 3603 wiatr gwiezdny z gorących gwiazd rozbija zaciemniający materiał. Wewnątrz gromady astronomowie znajdują ogromne protostary, które mają zaledwie 100 000 lat. Jest to cenne odkrycie, ponieważ pomaga astronomom zrozumieć, jak rozpoczynają się wczesne etapy formowania się ciężkich gwiazd - czy to poprzez grawitację przyciągającą gaz i pył, czy coś bardziej gwałtownego, jak zderzające się mniejsze gwiazdy.
Na podstawie ogromnego wysiłku obserwacyjnego z wykorzystaniem różnych teleskopów i instrumentów, astronom ESO Dieter Nürnberger uzyskał pierwsze spojrzenie na pierwsze etapy powstawania ciężkich gwiazd.
Te krytyczne fazy ewolucji gwiazd są zwykle ukryte przed wzrokiem, ponieważ masywne protogwiazdy są głęboko osadzone w ich rodzimych obłokach pyłu i gazu, stanowiąc nieprzenikalne bariery dla obserwacji w ogóle, z wyjątkiem najdłuższych fal. W szczególności, żadne obserwacje wizualne ani w podczerwieni nie „złapały” powstających ciężkich gwiazd podczas aktu i dlatego niewiele wiadomo na temat powiązanych procesów.
Korzystając z efektu rozrywania chmur przez silne wiatry gwiezdne z sąsiednich, gorących gwiazd w młodej gromadzie gwiezdnej w centrum kompleksu NGC 3603, kilka obiektów zlokalizowanych w pobliżu gigantycznej chmury molekularnej okazało się być masywnymi protogwiazdami w dobrej wierze 100 000 lat i wciąż rośnie.
Trzy z tych obiektów, oznaczone jako IRS 9A-C, można zbadać bardziej szczegółowo. Są bardzo świecące (IRS 9A jest około 100 000 razy jaśniejsze od Słońca), masywne (ponad 10 razy więcej niż Słońce) i gorące (około 20 000 stopni). Są otoczone względnym zimnym pyłem (około 0 ° C), prawdopodobnie częściowo ułożonym w dyski wokół tych bardzo młodych obiektów.
Obecnie proponowane są dwa możliwe scenariusze powstawania masywnych gwiazd: narastanie dużych ilości materiału okołogwiazdowego lub zderzenie (koalescencja) pierwotnych mas pośrednich. Nowe obserwacje sprzyjają akrecji, tj. Ten sam proces, który jest aktywny podczas formowania gwiazd o mniejszych masach.
Jak powstają masywne gwiazdy?
To pytanie jest łatwe do postawienia, ale jak dotąd bardzo trudne do udzielenia odpowiedzi. W rzeczywistości procesy prowadzące do powstawania ciężkich gwiazd [1] są obecnie jednym z najbardziej spornych obszarów w astrofizyce gwiazd.
Chociaż wiele szczegółów związanych z powstawaniem i wczesną ewolucją gwiazd o niskiej masie, takich jak Słońce, jest obecnie dobrze poznanych, podstawowy scenariusz, który prowadzi do powstawania gwiazd o dużej masie, wciąż pozostaje tajemnicą. Nie wiadomo nawet, czy te same charakterystyczne kryteria obserwacyjne, które zastosowano do identyfikacji i rozróżnienia poszczególnych etapów młodych gwiazd o małej masie (głównie kolory mierzone przy długościach fal w bliskiej i średniej podczerwieni) można również zastosować w przypadku gwiazd masywnych.
Obecnie badane są dwa możliwe scenariusze powstawania masywnych gwiazd. W pierwszym, takie gwiazdy powstają przez narastanie dużych ilości materiału okołogwiazdowego; infall na powstającej gwiazdy zmienia się z czasem. Inną możliwością jest formowanie się przez zderzenie (koalescencję) protostarów mas pośrednich, zwiększając masę gwiazdową w „skokach”.
Oba scenariusze nakładają silne ograniczenia na ostateczną masę młodej gwiazdy. Z jednej strony proces akrecji musi w jakiś sposób przezwyciężyć ciśnienie promieniowania zewnętrznego, które narasta po zapłonie pierwszych procesów jądrowych (np. Spalania deuteru / wodoru) we wnętrzu gwiazdy, gdy temperatura wzrośnie powyżej wartości krytycznej w pobliżu 10 milion stopni.
Z drugiej strony wzrost przez zderzenia może być skuteczny tylko w gęstym środowisku gromady gwiazd, w którym zagwarantowane jest dość wysokie prawdopodobieństwo bliskiego spotkania i zderzenia gwiazd.
Która z tych dwóch możliwości jest wtedy bardziej prawdopodobna?
Masywne gwiazdy rodzą się w odosobnieniu
Istnieją trzy dobre powody, dla których tak mało wiemy o najwcześniejszych fazach gwiazd o dużej masie:
Po pierwsze, miejsca formowania się takich gwiazd są na ogół znacznie bardziej odległe (wiele tysięcy lat świetlnych) niż miejsca formowania się gwiazd o małej masie. Oznacza to, że znacznie trudniej jest obserwować szczegóły w tych obszarach (brak rozdzielczości kątowej).
Następnie, na wszystkich etapach, także tych najwcześniejszych (tutaj astronomowie nazywają „protogwiazdami”), gwiazdy o dużej masie ewoluują znacznie szybciej niż gwiazdy o niskiej masie. Dlatego trudniej jest „złapać” masywne gwiazdy w krytycznych fazach wczesnego formowania.
Co gorsza, z powodu tego szybkiego rozwoju młode protogwiazdy o dużej masie są zwykle bardzo głęboko osadzone w swoich chmurach urodzeniowych, a zatem nie są wykrywalne przy długościach fal optycznych podczas (krótkiej) fazy przed rozpoczęciem reakcji jądrowych w ich wnętrzu. Po prostu nie ma wystarczająco dużo czasu, aby chmura się rozproszyła - kiedy kurtyna w końcu unosi się, umożliwiając widok nowej gwiazdy, już minęła ta najwcześniejsza faza.
Czy istnieje sposób na rozwiązanie tych problemów? „Tak”, mówi Dieter Nürnberger z ESO-Santiago, „wystarczy spojrzeć we właściwe miejsce i pamiętać Boba Dylana…!”. Tak właśnie zrobił.
„Odpowiedź, mój przyjacielu, wieje wiatr…”
Wyobraź sobie, że możliwe byłoby zdmuchnięcie większości zasłaniającego gazu i pyłu wokół tych masowych protogwiazd! Nawet najsilniejsze pragnienie astronomów nie może tego zrobić, ale na szczęście są inni, którzy są w tym lepsi!
Niektóre gwiazdy o dużej masie powstają w pobliżu gromad gorących gwiazd, tj. Obok ich starszych braci. Takie już wyewoluowane gorące gwiazdy są bogatym źródłem fotonów energetycznych i wytwarzają silne wiatry gwiezdne cząstek elementarnych (jak „wiatr słoneczny”, ale wielokrotnie silniejszy), które wpływają na otaczające międzygwiezdne chmury gazu i pyłu. Proces ten może doprowadzić do częściowego odparowania i rozproszenia tych chmur, „podnosząc kurtynę” i pozwalając nam spojrzeć bezpośrednio na młode gwiazdy w tym regionie, również stosunkowo masywne, na stosunkowo wczesnym etapie ewolucji.
Region NGC 3603
Takie pomieszczenia są dostępne w gromadzie gwiazdowej NGC 3603 i regionie gwiazdotwórczym, który znajduje się w odległości około 22 000 lat świetlnych w ramieniu spiralnym Carina galaktyki Drogi Mlecznej.
NGC 3603 jest jednym z najbardziej świecących, optycznie widocznych „regionów HII” (tj. Regionów zjonizowanego wodoru - wymawiane jako „eitch-two”) w naszej galaktyce. W jej centrum znajduje się masywna gromada młodych, gorących i masywnych gwiazd („typu OB”) - jest to najwyższa gęstość wyewoluowanych (ale wciąż stosunkowo młodych) gwiazd o dużej masie znana w Drodze Mlecznej, por. ESO PR 16/99.
Te gorące gwiazdy mają znaczący wpływ na otaczający gaz i pył. Dostarczają ogromną ilość fotonów energetycznych, które jonizują gaz międzygwiezdny w tym obszarze. Co więcej, szybkie wiatry gwiezdne o prędkości do kilkuset kilometrów na sekundę wpływają na, kompresują i / lub rozpraszają sąsiednie gęste chmury, określane przez astronomów jako „grudki molekularne” ze względu na zawartość złożonych cząsteczek, wiele z nich „organicznych” (z atomami węgla).
IRS 9: „ukryte” skojarzenie powstających masywnych gwiazd
Jedna z tych grudek molekularnych, oznaczona jako „NGC 3603 MM 2”, znajduje się około 8,5 lat świetlnych na południe od gromady NGC 3603, por. PR Zdjęcie 16a / 03. Po stronie skupiska tej grupy znajdują się wysoce zaciemnione obiekty, znane łącznie jako „NGC 3603 IRS 9”. Obecne, bardzo szczegółowe badanie pozwoliło scharakteryzować je jako połączenie niezwykle młodych, masywnych obiektów gwiezdnych.
Są to jedyne znane obecnie przykłady odpowiedników o dużej masie do protogwiazd o niskiej masie, które są wykrywane przy długościach fal podczerwonych. Dużo wysiłku [2] zajęło odkrycie ich właściwości za pomocą potężnego arsenału najnowocześniejszych instrumentów pracujących na różnych długościach fal, od podczerwieni po milimetrowy obszar spektralny.
Wielospektralne obserwacje IRS 9
Na początek wykonano obrazowanie w bliskiej podczerwieni za pomocą urządzenia wielomodowego ISAAC w 8,2-metrowym teleskopie VLT ANTU, por. Zdjęcie PR 16b / 03. Umożliwiło to rozróżnienie między gwiazdami będącymi członkami gromady bona-fide a innymi gwiazdami, które można zobaczyć w tym kierunku („gwiazdy polowe”). Możliwe było zmierzenie zasięgu gromady NGC 3603, która okazała się około 18 lat świetlnych lub 2,5 razy większa niż zakładano wcześniej. Obserwacje te posłużyły również do wykazania, że rozkłady przestrzenne gwiazd gromady o małej i wysokiej masie są różne, przy czym te ostatnie są bardziej skoncentrowane w kierunku środka rdzenia gromady.
Milimetrowych obserwacji dokonano za pomocą szwedzko-ESO Submillimeter Telescpe (SEST) w obserwatorium La Silla. Wielkoskalowe mapowanie rozkładu cząsteczki CS pokazało budowę i ruchy gęstego gazu w gigantycznej chmurze molekularnej, z której pochodzą młode gwiazdy w NGC 3603. Wykryto w sumie 13 grudek molekularnych i określono ich rozmiary, masy i gęstości. Obserwacje te wykazały również, że intensywne promieniowanie i silne wiatry gwiezdne z gorących gwiazd w gromadzie centralnej „wyrzeźbiły wnękę” w obłoku molekularnym; ten stosunkowo pusty i przejrzysty region ma teraz średnicę około 8 lat świetlnych.
Obrazowanie w średniej podczerwieni (przy długościach fal 11,9 i 18 μm) wykonano z wybranych regionów w NGC 3603 za pomocą instrumentu TIMMI 2 zamontowanego na teleskopie ESO 3,6 m. Stanowi to pierwsze badanie w podczerwieni z rozdzielczością w połowie podczerwieni dla NGC 3603 i służy w szczególności do wykazania rozkładu ciepłego pyłu w regionie. Badanie wyraźnie wskazuje na intensywne, trwające procesy formowania się gwiazd. Wykryto wiele różnych typów obiektów, w tym niezwykle gorące gwiazdy i protogwiazdy Wolfa-Rayeta; łącznie zidentyfikowano 36 źródeł punktów w środkowej podczerwieni i 42 węzłów emisji rozproszonej. W badanym obszarze stwierdzono, że protostar IRS 9A jest najbardziej świecącym źródłem punktowym dla obu długości fal; dwa inne źródła, oznaczone jako IRS 9B i IRS 9C w bezpośrednim sąsiedztwie, są również bardzo jasne na obrazach TIMMI 2, co stanowi dodatkowe wskazanie, że jest to miejsce stowarzyszenia protostars jako takiego.
Kolekcja wysokiej jakości zdjęć obszaru IRS 9 pokazana na zdjęciu PR 16b / 03 doskonale nadaje się do badania natury i stanu ewolucyjnego znajdujących się tam wysoce zaciemnionych obiektów, IRS 9A-C. Są one usytuowane po stronie masywnego rdzenia chmury molekularnej NGC 3603 MM 2, który jest zwrócony w stronę centralnej gromady młodych gwiazd (zdjęcie PR 16a / 03) i najwyraźniej dopiero niedawno zostały „uwolnione” z większości swojego naturalnego gazu i pyłu przez silne wiatry gwiezdne i promieniowanie energetyczne z pobliskich gwiazd gromady masowej.
Połączone dane prowadzą do jednoznacznego wniosku: IRS 9A-C reprezentują najjaśniejszych członków rzadkiego stowarzyszenia protogwiazd, wciąż osadzonych w otoczkach okołogwiazdowych, ale w rejonie nieskazitelnego rdzenia chmury molekularnej, obecnie w dużej mierze „wydmuchiwanego” z gazu i kurz. Wewnętrzna jasność tych powstających gwiazd jest imponująca: 100 000, 1000 i 1000 razy większa niż Słońce odpowiednio dla IRS 9A, IRS 9B i IRS 9C.
Ich jasność i kolory w podczerwieni dostarczają informacji o fizycznych właściwościach tych protogwiazd. Są bardzo młodzi pod względem astronomicznym, prawdopodobnie mają mniej niż 100 000 lat. Są już jednak dość masywne, ponad 10 razy cięższe od Słońca, i wciąż rosną - porównanie z najbardziej obecnie niezawodnymi modelami teoretycznymi sugeruje, że przyjmują one materiał ze swoich kopert ze stosunkowo dużą szybkością do 1 masy Ziemi dziennie, tj. masa Słońca za 1000 lat.
Obserwacje wskazują, że wszystkie trzy protogwiazdy są otoczone stosunkowo zimnym pyłem (temperatura około 250 - 270 K lub -20 ° C do 0 ° C). Ich własne temperatury są dość wysokie, rzędu 20 000 - 22 000 stopni.
Co mówią nam masywne protogwiazdy?
Dieter Nürnberger jest zadowolony: „Mamy teraz przekonujące argumenty, aby uznać IRS 9A-C za rodzaj kamieni z Rosetty dla naszego zrozumienia najwcześniejszych faz formowania się masywnych gwiazd. Nie znam żadnych innych masowych protogwiazd, którzy zostali ujawnieni na tak wczesnym etapie ewolucji - musimy być wdzięczni za podnoszące kurtynę wiatry gwiezdne w tym obszarze! Nowe obserwacje w bliskiej i średniej podczerwieni pozwalają nam po raz pierwszy przyjrzeć się tej niezwykle interesującej fazie ewolucji gwiazd. ”
Obserwacje pokazują, że kryteria (np. Kolory podczerwieni) już ustalone dla identyfikacji bardzo młodych (lub proto) małych mas najwyraźniej obowiązują również dla gwiazd dużych mas. Ponadto, przy niezawodnych wartościach ich jasności (jasności) i temperatury, IRS 9A-C mogą służyć jako kluczowe i wymagające przypadki testowe dla obecnie omawianych modeli formowania gwiazd o dużej masie, w szczególności modeli akrecyjnych w porównaniu z modelami krzepnięcia.
Obecne dane są dobrze zgodne z modelami akrecyjnymi i nie znaleziono żadnych obiektów o pośredniej jasności / masie w bezpośrednim sąsiedztwie IRS 9A-C. Dlatego przynajmniej dla stowarzyszenia IRS 9 scenariusz akrecyjny jest preferowany względem scenariusza kolizji.
Oryginalne źródło: ESO News Release
