Kuvan luotto: ESO
European Southern Observatoryn uusi valokuvasarja näyttää harvinaisen tarkastelun raskaan tähtien muodostumisen alkuvaiheissa. Tämä aika tähtien elämässä on yleensä peitetty näkyviltä paksujen kaasu- ja pölypilvien takia, mutta tähtijoukossa NGC 3603 kuumista tähdistä tuleva tähtituuli puhaltaa pois peittävän materiaalin. Tämän joukon sisältä tähtitieteilijät löytävät massiivisia prototähtiä, jotka ovat vain 100 000 vuotta vanhoja. Tämä on arvokas löytö, koska se auttaa tähtitieteilijöitä ymmärtämään, kuinka raskaiden tähtien muodostumisen varhaiset vaiheet alkavat – tapahtuuko se gravitaatiosta, joka vetää yhteen kaasua ja pölyä, vai jotain rajumpaa, kuten pienempien tähtien törmäämisestä toisiinsa.
ESO-tähtitieteilijä Dieter N?rnberger on saanut ensisilmäyksen raskaiden tähtien muodostumisen ensimmäisistä vaiheista perustuen laajaan havainnointiin eri kaukoputkilla ja instrumenteilla.
Nämä tähtien evoluution kriittiset vaiheet ovat tavallisesti piilossa näkyviltä, koska massiiviset prototähdet ovat syvälle upotettuina alkuperäisiin pöly- ja kaasupilviin, jotka ovat läpäisemättömiä esteitä havainnoille kaikilla paitsi pisimmillä aallonpituuksilla. Varsinkaan mitkään visuaaliset tai infrapunahavainnot eivät ole vielä 'saaneet kiinni' nousevia raskaita tähtiä tekoon, ja siksi niihin liittyvistä prosesseista tiedetään toistaiseksi vähän.
Hyödyntäen NGC 3603 -kompleksin keskellä olevassa nuoressa tähtijoukossa olevien voimakkaiden tähtituulten pilviä repivien vaikutusten vaikutuksesta, useiden jättimäisen molekyylipilven lähellä sijaitsevien esineiden havaittiin olevan vilpittömässä mielessä massiivisia prototähtiä, vain noin 100 000 vuotta vanha ja kasvaa edelleen.
Kolmea näistä objekteista, jotka on nimetty IRS 9A-C:ksi, voitaisiin tutkia tarkemmin. Ne ovat erittäin valoisia (IRS 9A on noin 100 000 kertaa kirkkaampi kuin Aurinko), massiivisia (yli 10 kertaa Auringon massa) ja kuumia (noin 20 000 astetta). Niitä ympäröi suhteellisen kylmä pöly (noin 0 °C), joka on todennäköisesti osittain järjestetty kiekkoiksi näiden hyvin nuorten esineiden ympärille.
Tällä hetkellä ehdotetaan kahta mahdollista skenaariota massiivisten tähtien muodostumiselle: suurten määrien ympärillä olevaa materiaalia kerääntymällä tai keskimassojen prototähtien törmäyksellä (yhteyttämällä). Uudet havainnot suosivat akkretiota eli samaa prosessia, joka on aktiivinen massaltaan pienempien tähtien muodostumisen aikana.
Miten massiiviset tähdet muodostuvat?
Tämä kysymys on helppo esittää, mutta toistaiseksi erittäin vaikea vastata. Itse asiassa prosessit, jotka johtavat raskaiden tähtien muodostumiseen [1], ovat tällä hetkellä yksi kiistanalaisimmista alueista tähtien astrofysiikassa.
Vaikka monet Auringon kaltaisten pienimassaisten tähtien muodostumiseen ja varhaiseen evoluutioon liittyvät yksityiskohdat ovat nyt hyvin ymmärrettyjä, suurimassaisten tähtien muodostumiseen johtava perusskenaario on edelleen mysteeri. Ei edes tiedetä, voidaanko samoja tunnusomaisia havaintokriteereitä, joita käytetään nuorten pienimassaisten tähtien yksittäisten vaiheiden tunnistamiseen ja erottamiseen (lähinnä lähi- ja keski-infrapuna-aallonpituuksilla mitatut värit) käyttää myös massiivisten tähtien tapauksessa.
Parhaillaan tutkitaan kahta mahdollista skenaariota massiivisten tähtien muodostumiselle. Ensimmäisessä tällaiset tähdet muodostuvat kertymällä suuria määriä ympärillä olevaa materiaalia; putoaminen nousevaan tähteen vaihtelee ajan myötä. Toinen mahdollisuus on muodostua keskimassojen prototähtien törmäyksen (yhtymän) seurauksena, mikä lisää tähtien massaa 'hyppyissä'.
Molemmat skenaariot asettavat voimakkaita rajoituksia nuoren tähden lopulliselle massalle. Toisaalta kertymisprosessin täytyy jollakin tavalla voittaa ulospäin suuntautuva säteilypaine, joka muodostuu ensimmäisten ydinprosessien syttymisen (esim. deuterium/vedyn palaminen) jälkeen tähden sisällä, kun lämpötila on noussut kriittisen arvon yläpuolelle lähellä 10 astetta. miljoonaa astetta.
Toisaalta törmäysten aiheuttama kasvu voi olla tehokasta vain tiheässä tähtijoukkoympäristössä, jossa on taattu kohtuullisen suuri todennäköisyys tähtien läheisille kohtaamisille ja törmäyksille.
Kumpi näistä kahdesta mahdollisuudesta on sitten todennäköisin?
Massiiviset tähdet syntyvät eristäytyneinä
On kolme hyvää syytä, miksi tiedämme niin vähän suurimassaisten tähtien varhaisimmista vaiheista:
Ensinnäkin tällaisten tähtien muodostumispaikat ovat yleensä paljon kauempana (useita tuhansia valovuosia) kuin pienimassaisten tähtien muodostumispaikat. Tämä tarkoittaa, että on paljon vaikeampaa havaita yksityiskohtia näillä alueilla (kulmaresoluution puute).
Seuraavaksi kaikissa vaiheissa, myös varhaisemmissa (tähtitieteilijät viittaavat tässä 'protostareiksi'), suurimassaiset tähdet kehittyvät paljon nopeammin kuin pienimassaiset tähdet. Siksi massiivisten tähtien 'saappaaminen' varhaisen muodostumisen kriittisissä vaiheissa on vaikeampaa.
Ja mikä vielä pahempaa, tämän nopean kehityksen vuoksi nuoret suurimassaiset prototähdet ovat yleensä hyvin syvälle upotettuina syntymäpilviinsä, eivätkä siksi ole havaittavissa optisilla aallonpituuksilla (lyhyen) vaiheen aikana ennen ydinreaktioiden alkamista niiden sisällä. Aika ei yksinkertaisesti riitä pilven hajoamiseen – kun esirippu vihdoin nousee ylös ja näkee uuden tähden, se on jo ohittanut nuo varhaisimmat vaiheet.
Onko olemassa keinoa kiertää näitä ongelmia? 'Kyllä', sanoo Dieter N?rnberger ESO-Santiagosta, 'sinun täytyy vain etsiä oikeasta paikasta ja muistaa Bob Dylan...!'. Näin hän teki.
'Vastaus, ystäväni, on tuuli...'
Kuvittele, että olisi mahdollista puhaltaa pois suurin osa peittävästä kaasusta ja pölystä noiden suurimassaisten prototähtien ympäriltä! Edes tähtitieteilijöiden voimakkain halu ei pysty siihen, mutta onneksi on muita, jotka ovat siinä parempia!
Jotkut suurimassaiset tähdet muodostuvat kuumien tähtien ryhmien läheisyyteen, eli vanhempien veljiensä viereen. Tällaiset jo kehittyneet kuumat tähdet ovat runsas energisten fotonien lähde ja tuottavat voimakkaita alkuainehiukkasten tähtituulia (kuten 'aurinkotuuli', mutta monta kertaa voimakkaampi), jotka vaikuttavat ympäröiviin tähtienvälisiin kaasu- ja pölypilviin. Tämä prosessi voi johtaa näiden pilvien osittaiseen haihtumiseen ja leviämiseen, mikä 'nostaa esiripun' ja antaa meidän katsoa suoraan nuoriin tähtiin tällä alueella, myös suhteellisen massiivisiin, suhteellisen varhaisessa kehitysvaiheessa oleviin tähtiin.
NGC 3603 -alue
Tällaisia tiloja on saatavilla NGC 3603 -tähtijoukossa ja tähtienmuodostusalueella, joka sijaitsee noin 22 000 valovuoden etäisyydellä Linnunradan galaksin Carina-spiraalihaarassa.
NGC 3603 on yksi valoisimmista, optisesti näkyvistä 'HII-alueista' (eli ionisoidun vedyn alueista - lausutaan 'eitch-two') galaksissamme. Sen keskellä on massiivinen joukko nuoria, kuumia ja massiivisia tähtiä ('OB-tyyppiä') – tämä on suurin Linnunradalla tunnettujen kehittyneiden (mutta vielä suhteellisen nuorien) suurimassaisten tähtien tiheys, vrt. ESO PR 16/99.
Näillä kuumilla tähdillä on merkittävä vaikutus ympäröivään kaasuun ja pölyyn. Ne tuottavat valtavan määrän energisiä fotoneja, jotka ionisoivat tähtienvälistä kaasua tällä alueella. Lisäksi nopeat tähtituulet, joiden nopeus on jopa useita satoja km/s, vaikuttavat, puristavat ja/tai hajottavat vierekkäisiä tiheitä pilviä, joita tähtitieteilijät kutsuvat 'molekyylimöykkyiksi', koska ne sisältävät monimutkaisia molekyylejä, joista monet ovat 'orgaanisia' (hiiliatomeilla).
IRS 9: 'piilotettu' syntymässä olevien massiivisten tähtien yhdistys
Yksi näistä molekyylipampuista, nimeltään 'NGC 3603 MM 2', sijaitsee noin 8,5 valovuotta etelään NGC 3603 -klusterista, vrt. PR Kuva 16a/03. Tämän rypäleen klusterin puoleisella puolella on joitain hyvin peitettyjä esineitä, jotka tunnetaan yhteisnimellä 'NGC 3603 IRS 9'. Nykyinen, erittäin yksityiskohtainen tutkimus on mahdollistanut niiden luonnehtimisen erittäin nuorten, suurimassaisten tähtiobjektien yhdistelmäksi.
Ne edustavat ainoita tällä hetkellä tunnettuja esimerkkejä suurimassaisista vastineista pienimassaisille prototähdille, jotka havaitaan infrapuna-aallonpituuksilla. Kesti melkoisen vaivan [2] niiden ominaisuuksien purkaminen tehokkaalla huippuluokan instrumenttien arsenaalilla, jotka toimivat eri aallonpituuksilla infrapunasta millimetrispektrialueeseen.
IRS 9:n monispektrihavainnot
Aluksi lähi-infrapunakuvaus suoritettiin ISAAC-monimoodilaitteella 8,2 metrin VLT ANTU -teleskoopilla, vrt. PR Kuva 16b/03. Tämä mahdollisti eron tähdet, jotka ovat vilpittömiä klusterin jäseniä, ja muut, jotka sattuvat näkymään tähän suuntaan ('kenttätähdet'). Oli mahdollista mitata NGC 3603 -klusterin laajuus, jonka havaittiin olevan noin 18 valovuotta eli 2,5 kertaa suurempi kuin aiemmin oletettiin. Nämä havainnot osoittivat myös, että pieni- ja suurimassaisten tähtien tilajakaumat ovat erilaisia, jälkimmäiset keskittyvät enemmän klusterin ytimen keskustaan.
Millimetrihavainnot tehtiin Swedish-ESO Submillimeter Telescpellä (SEST) La Sillan observatoriossa. Laajamittainen kartoitus CS-molekyylin jakautumisesta osoitti tiheän kaasun rakenteen ja liikkeet jättimäisessä molekyylipilvessä, josta NGC 3603:n nuoret tähdet ovat peräisin. Yhteensä 13 molekyylipaakkua havaittiin ja niiden koot, massat ja tiheydet määritettiin. Nämä havainnot osoittivat myös, että keskiklusterin kuumien tähtien voimakas säteily ja voimakkaat tähtituulit ovat 'veistäneet ontelon' molekyylipilveen; Tämän suhteellisen tyhjän ja läpinäkyvän alueen leveys on nyt noin 8 valovuotta.
Keski-infrapunakuvaus (aallonpituuksilla 11,9 ja 18 μm) tehtiin valituista alueista NGC 3603:ssa TIMMI 2 -instrumentilla, joka oli asennettu ESO 3,6 metrin teleskooppiin. Tämä on ensimmäinen NGC 3603:n alikaariresoluutioinen keski-IR-tutkimus, ja se palvelee erityisesti lämpimän pölyn jakautumista alueella. Tutkimus antaa selkeän viitteen intensiivisistä, meneillään olevista tähtienmuodostusprosesseista. Havaittiin monia erilaisia esineitä, mukaan lukien erittäin kuumat Wolf-Rayet-tähdet ja prototähdet; Yhteensä 36 keski-IR-pistelähdettä ja 42 solmua hajasäteilyä tunnistettiin. Tutkitulla alueella protostar IRS 9A on havaittu valovoimaisimmaksi pistelähteeksi molemmilla aallonpituuksilla; kaksi muuta lähdettä, nimetty IRS 9B ja IRS 9C välittömässä läheisyydessä, ovat myös erittäin kirkkaita TIMMI 2 -kuvissa, mikä antaa lisäosoituksen siitä, että tämä on prototähtien yhdistyksen paikka.
PR Photo 16b/03:n IRS 9 -alueen laadukkaiden kuvien kokoelma soveltuu hyvin siellä sijaitsevien erittäin hämärien kohteiden, IRS 9A-C, luonteen ja evoluutiotilanteen tutkimiseen. Ne sijaitsevat massiivisen NGC 3603 MM 2:n molekyylipilven ytimen puolella, joka on vastapäätä nuorten tähtien keskusjoukkoa (PR Kuva 16a/03), ja ilmeisesti vasta äskettäin 'vapautettiin' suurimmasta osasta synnynnäiskaasu- ja pölyympäristöstään voimakkaan aineen vaikutuksesta. tähtituulet ja läheisten suurimassaisten tähtijoukkotähtien energinen säteily.
Yhdistetyt tiedot johtavat selkeään johtopäätökseen: IRS 9A-C edustavat prototähtien harvan yhdistyksen kirkkaimpia jäseniä, jotka ovat edelleen upotettuna tähtien ympärillä oleviin verhoihin, mutta koskemattoman molekyylipilven ytimen alueella, joka on nyt suurelta osin 'puhallettu' kaasusta. ja pölyä. Näiden nousevien tähtien luontainen kirkkaus on vaikuttava: IRS 9A:n, IRS 9B:n ja IRS 9C:n osalta 100 000, 1000 ja 1000 kertaa Auringon kirkkaus.
Niiden kirkkaus ja infrapunavärit antavat tietoa näiden prototähtien fyysisistä ominaisuuksista. Ne ovat tähtitieteellisesti hyvin nuoria, luultavasti alle 100 000 vuotta vanhoja. Ne ovat jo melko massiivisia, vaikkakin yli 10 kertaa raskaampia kuin Aurinko, ja ne kasvavat edelleen – vertailu tällä hetkellä luotettavimpiin teoreettisiin malleihin viittaa siihen, että ne keräävät materiaalia verhostaan suhteellisen suurella nopeudella, jopa 1 Maan massa. vuorokaudessa eli Auringon massa 1000 vuodessa.
Havainnot osoittavat, että kaikkia kolmea prototähteä ympäröi suhteellisen kylmä pöly (lämpötila noin 250 – 270 K tai -20 ?C - 0 °C). Niiden omat lämpötilat ovat melko korkeat, luokkaa 20 000 – 22 000 astetta.
Mitä massiiviset prototähdet kertovat meille?
Dieter N?rnberger on tyytyväinen: ”Meillä on nyt vakuuttavia perusteita pitää IRS 9A-C:tä eräänlaisena Rosetta Stones -kivenä, jotta voimme ymmärtää massiivisten tähtien muodostumisen varhaisimmat vaiheet. En tiedä muita suurimassaisia prototähtien ehdokkaita, jotka olisivat paljastuneet näin varhaisessa evoluution vaiheessa – meidän täytyy olla kiitollisia verhoja nostavista tähtituulista tällä alueella! Uudet lähi- ja keski-infrapunahavainnot antavat meille ensimmäisen katsauksen tähän erittäin mielenkiintoiseen tähtien evoluution vaiheeseen.
Havainnot osoittavat, että kriteerit (esim. infrapunavärit) hyvin nuorten (tai proto-) pienimassaisten tähtien tunnistamiselle pätevät ilmeisesti myös suurimassaisille tähdille. Lisäksi IRS 9A-C voi toimia luotettavien kirkkaus- (luminositeetti) ja lämpötila-arvojensa avulla ratkaisevina ja vaativina testitapauksina parhaillaan käsitellyille suurimassaisten tähtien muodostusmalleille, erityisesti akkretiomalleille vs. koagulaatiomalleille.
Tämänhetkiset tiedot ovat hyvin yhdenmukaisia kasautumismallien kanssa, eikä IRS 9A-C:n välittömästä läheisyydestä löytynyt esineitä, joiden valoisuus/massa on keskitasoa. Näin ollen ainakin IRS 9 -yhdistyksen osalta lisääntymisskenaariota suositaan törmäysskenaariota vastaan.
Alkuperäinen lähde: ESO:n tiedote