Πιστωτική εικόνα: ESO
Μια νέα σειρά φωτογραφιών που τραβήχτηκε από το Ευρωπαϊκό Νότιο Αστεροσκοπείο δείχνει μια σπάνια ματιά στα πολύ πρώιμα στάδια του σχηματισμού βαριών αστεριών. Αυτή τη φορά στη ζωή ενός αστεριού συνήθως αποκρύπτεται από την όραση λόγω των παχιών σύννεφων αερίου και σκόνης, αλλά στο σμήνος αστεριών NGC 3603, ο αστρικός άνεμος από τα καυτά αστέρια εκτοξεύει το σκοτεινό υλικό. Μέσα σε αυτό το σύμπλεγμα, οι αστρονόμοι βρίσκουν τεράστια πρωτότυπα που είναι μόλις 100.000 ετών. Αυτή είναι μια πολύτιμη ανακάλυψη επειδή βοηθά τους αστρονόμους να καταλάβουν πώς ξεκινούν τα πρώτα στάδια του σχηματισμού βαριών αστεριών - είναι μέσω της βαρύτητας που συγκεντρώνει αέριο και σκόνη ή κάτι πιο βίαιο, όπως μικρότερα αστέρια που συγκρούονται μαζί.
Με βάση μια τεράστια προσπάθεια παρατήρησης με διαφορετικά τηλεσκόπια και όργανα, ο αστρονόμος ESO Dieter N? Rnberger έχει αποκτήσει μια πρώτη ματιά στα πρώτα στάδια του σχηματισμού βαριών αστεριών.
Αυτές οι κρίσιμες φάσεις της αστρικής εξέλιξης είναι συνήθως κρυμμένες από την άποψη, επειδή τα τεράστια πρωτόστατα είναι βαθιά ενσωματωμένα στα εγγενή σύννεφα σκόνης και αερίου τους, αδιαπέραστα εμπόδια στις παρατηρήσεις καθόλου εκτός από τα μεγαλύτερα μήκη κύματος. Συγκεκριμένα, καμία οπτική ή υπέρυθρη παρατήρηση δεν έχει ακόμη «πιάσει» νεοσυσταθέντα βαριά αστέρια στην πράξη και επομένως λίγα είναι γνωστά μέχρι τώρα για τις σχετικές διαδικασίες.
Επωφελούμενοι από την επίδραση της αντιπαράθεσης των ισχυρών αστρικών ανέμων από παρακείμενα, καυτά αστέρια σε ένα νεαρό αστρικό σύμπλεγμα στο κέντρο του συμπλέγματος NGC 3603, πολλά αντικείμενα που βρίσκονται κοντά σε ένα γιγαντιαίο μοριακό σύννεφο βρέθηκαν να είναι ομόλογα πρωτότυπα, μόνο περίπου 100.000 ετών και συνεχίζει να μεγαλώνει.
Τρία από αυτά τα αντικείμενα, που ορίζονται IRS 9A-C, θα μπορούσαν να μελετηθούν με περισσότερες λεπτομέρειες. Είναι πολύ φωτεινές (το IRS 9A είναι περίπου 100.000 φορές εγγενώς φωτεινότερο από τον Ήλιο), μαζικό (πάνω από 10 φορές τη μάζα του Ήλιου) και ζεστό (περίπου 20.000 βαθμούς). Περιβάλλονται από σχετική κρύα σκόνη (περίπου 0 ° C), πιθανώς μερικώς τοποθετημένα σε δίσκους γύρω από αυτά τα πολύ μικρά αντικείμενα.
Προς το παρόν προτείνονται δύο πιθανά σενάρια για το σχηματισμό τεράστιων αστεριών, με την προσθήκη μεγάλων ποσοτήτων περιστασιακού υλικού ή με τη σύγκρουση (συνένωση) πρωτοστάτων ενδιάμεσων μαζών. Οι νέες παρατηρήσεις ευνοούν την αύξηση, δηλαδή την ίδια διαδικασία που είναι ενεργή κατά τον σχηματισμό άστρων μικρότερων μαζών.
Πώς σχηματίζονται τεράστια αστέρια;
Αυτή η ερώτηση είναι εύκολο να τεθεί, αλλά μέχρι στιγμής είναι πολύ δύσκολο να απαντηθεί. Στην πραγματικότητα, οι διαδικασίες που οδηγούν στο σχηματισμό βαριών αστεριών [1] είναι σήμερα μια από τις πιο αμφισβητούμενες περιοχές στην αστρική αστροφυσική.
Ενώ πολλές λεπτομέρειες που σχετίζονται με τον σχηματισμό και την πρώιμη εξέλιξη των αστεριών χαμηλής μάζας όπως ο Ήλιος είναι τώρα καλά κατανοητές, το βασικό σενάριο που οδηγεί στο σχηματισμό των αστεριών υψηλής μάζας παραμένει ένα μυστήριο. Δεν είναι καν γνωστό εάν τα ίδια χαρακτηριστικά που χαρακτηρίζουν τα κριτήρια παρατήρησης που χρησιμοποιούνται για τον προσδιορισμό και τη διάκριση των επιμέρους σταδίων των νεαρών αστεριών χαμηλής μάζας (κυρίως χρώματα που μετρώνται σε κοντινά και μεσαία υπέρυθρα μήκη κύματος) μπορούν επίσης να χρησιμοποιηθούν στην περίπτωση των τεράστιων αστεριών.
Μελετάται δύο πιθανά σενάρια για το σχηματισμό τεράστιων αστεριών. Στην πρώτη, τέτοια αστέρια σχηματίζονται με τη συγκέντρωση μεγάλων ποσοτήτων περιστασιακού υλικού. η εισπνοή στο νεογέννητο αστέρι ποικίλλει ανάλογα με το χρόνο. Μια άλλη πιθανότητα είναι ο σχηματισμός με σύγκρουση (συνύπαρξη) πρωτοστατών ενδιάμεσων μαζών, αυξάνοντας την αστρική μάζα σε «άλματα».
Και τα δύο σενάρια επιβάλλουν ισχυρούς περιορισμούς στην τελική μάζα του νεαρού αστέρα. Από τη μία πλευρά, η διαδικασία συσσώρευσης πρέπει κατά κάποιο τρόπο να ξεπεράσει την πίεση εξωτερικής ακτινοβολίας που συσσωρεύεται, μετά την ανάφλεξη των πρώτων πυρηνικών διεργασιών (π.χ. καύση δευτερίου / υδρογόνου) στο εσωτερικό του αστεριού, όταν η θερμοκρασία έχει αυξηθεί πάνω από την κρίσιμη τιμή κοντά στο 10 εκατομμύρια βαθμούς.
Από την άλλη πλευρά, η ανάπτυξη από συγκρούσεις μπορεί να είναι αποτελεσματική μόνο σε ένα πυκνό περιβάλλον συστάδων αστεριών στο οποίο είναι εγγυημένη μια αρκετά υψηλή πιθανότητα για στενές συναντήσεις και συγκρούσεις αστεριών.
Ποια από αυτές τις δύο δυνατότητες είναι η πιο πιθανή;
Μαζικά αστέρια γεννιούνται σε απομόνωση
Υπάρχουν τρεις καλοί λόγοι που γνωρίζουμε τόσο λίγα για τις πρώτες φάσεις των αστεριών υψηλής μάζας:
Πρώτον, οι θέσεις σχηματισμού τέτοιων αστεριών είναι γενικά πολύ πιο μακρινές (πολλές χιλιάδες έτη φωτός) από τις τοποθεσίες σχηματισμού αστεριών χαμηλής μάζας. Αυτό σημαίνει ότι είναι πολύ πιο δύσκολο να παρατηρήσετε λεπτομέρειες σε αυτές τις περιοχές (έλλειψη γωνιακής ανάλυσης).
Στη συνέχεια, σε όλα τα στάδια, επίσης και τα πρώτα (οι αστρονόμοι αναφέρονται σε "πρωτόστατα"), τα αστέρια υψηλής μάζας εξελίσσονται πολύ πιο γρήγορα από τα αστέρια χαμηλής μάζας. Είναι επομένως πιο δύσκολο να «πιάσεις» τεράστια αστέρια στις κρίσιμες φάσεις του πρώιμου σχηματισμού.
Και, αυτό που είναι ακόμη χειρότερο, λόγω αυτής της ταχείας ανάπτυξης, τα νεαρά πρωτότυπα υψηλής μάζας είναι συνήθως πολύ βαθιά ενσωματωμένα στα γενέθλια σύννεφα τους και συνεπώς δεν είναι ανιχνεύσιμα σε οπτικά μήκη κύματος κατά τη (σύντομη) φάση πριν ξεκινήσουν οι πυρηνικές αντιδράσεις στο εσωτερικό τους. Δεν υπάρχει αρκετός χρόνος για να διασκορπιστεί το σύννεφο - όταν η κουρτίνα ανυψωθεί επιτέλους, επιτρέποντας μια θέα του νέου αστεριού, έχει ήδη περάσει αυτά τα πρώτα στάδια.
Υπάρχει τρόπος αντιμετώπισης αυτών των προβλημάτων; «Ναι», λέει ο Dieter N? Rnberger του ESO-Santiago, «πρέπει απλώς να κοιτάξετε στο σωστό μέρος και να θυμηθείτε τον Bob Dylan…!». Αυτό έκανε.
«Η απάντηση, φίλε μου, φυσάει από τον άνεμο…»
Φανταστείτε ότι θα ήταν δυνατό να εκτοξεύσετε το μεγαλύτερο μέρος του ασαφούς αερίου και της σκόνης γύρω από αυτά τα πρωτοστάτα υψηλής μάζας! Ακόμη και η ισχυρότερη επιθυμία των αστρονόμων δεν μπορεί να το κάνει, αλλά ευτυχώς υπάρχουν και άλλοι που είναι καλύτεροι σε αυτό!
Μερικά αστέρια υψηλής μάζας σχηματίζονται στη γειτονιά συστάδων καυτών αστεριών, δηλαδή, δίπλα στα μεγαλύτερα αδέλφια τους. Αυτά τα ήδη εξελιγμένα καυτά αστέρια είναι μια πλούσια πηγή ενεργητικών φωτονίων και παράγουν ισχυρούς αστρικούς ανέμους στοιχειωδών σωματιδίων (όπως ο «ηλιακός άνεμος» αλλά πολλές φορές ισχυρότεροι) που επηρεάζουν τα περιβάλλοντα διαστρικά σύννεφα αερίου και σκόνης. Αυτή η διαδικασία μπορεί να οδηγήσει σε μερική εξάτμιση και διασπορά αυτών των σύννεφων, "ανυψώνοντας την κουρτίνα" και αφήνοντάς μας να δούμε άμεσα τα νεαρά αστέρια σε αυτήν την περιοχή, επίσης συγκριτικά τεράστια σε ένα σχετικά πρώιμο εξελικτικό στάδιο.
Η περιοχή NGC 3603
Τέτοιες εγκαταστάσεις είναι διαθέσιμες εντός του αστρικού σμήνους NGC 3603 και της περιοχής σχηματισμού αστεριών που βρίσκεται σε απόσταση περίπου 22.000 ετών φωτός στον σπειροειδή βραχίονα Carina του γαλαξία του Γαλαξία.
Το NGC 3603 είναι μία από τις πιο φωτεινές, οπτικά ορατές "περιοχές HII" (δηλαδή περιοχές ιονισμένου υδρογόνου - προφέρεται "eitch-two") στον γαλαξία μας. Στο κέντρο του είναι ένα τεράστιο σύμπλεγμα νέων, καυτών και τεράστιων αστεριών (του τύπου "OB") - αυτή είναι η υψηλότερη πυκνότητα των εξελιγμένων (αλλά ακόμη σχετικά νέων) αστεριών υψηλής μάζας που είναι γνωστά στον Γαλαξία, βλ. ESO PR 16/99.
Αυτά τα καυτά αστέρια έχουν σημαντική επίδραση στο περιβάλλον αέριο και τη σκόνη. Παρέχουν τεράστια ποσότητα ενεργητικών φωτονίων που ιονίζουν το διαστρικό αέριο σε αυτήν την περιοχή. Επιπλέον, οι γρήγοροι αστρικοί άνεμοι με ταχύτητες έως και αρκετές εκατοντάδες km / sec επηρεάζουν, συμπιέζουν ή / και διασκορπίζουν παρακείμενα πυκνά σύννεφα, τα οποία αναφέρονται από τους αστρονόμους ως «μοριακές συστάδες» λόγω της περιεκτικότητάς τους σε σύνθετα μόρια, πολλά από αυτά τα «οργανικά» (με άτομα άνθρακα).
IRS 9: μια «κρυφή» ένωση νεοσυσταθέντων τεράστιων αστεριών
Μία από αυτές τις μοριακές συστάδες, που ονομάζεται "NGC 3603 MM 2" βρίσκεται περίπου 8,5 έτη φωτός νότια του συμπλέγματος NGC 3603, βλ. PR φωτογραφία 16a / 03. Βρίσκονται στην πλευρά του συμπλέγματος αυτής της συστάδας και υπάρχουν μερικά πολύ σκοτεινά αντικείμενα, γνωστά συλλογικά ως "NGC 3603 IRS 9". Η παρούσα, πολύ λεπτομερής έρευνα επέτρεψε να τα χαρακτηρίσει ως μια ένωση εξαιρετικά νέων, αστρικών αντικειμένων μεγάλης μάζας.
Αντιπροσωπεύουν τα μόνα γνωστά επί του παρόντος παραδείγματα ομολόγων υψηλής μάζας έως πρωτοστατών χαμηλής μάζας που ανιχνεύονται σε μήκη κύματος υπέρυθρων. Χρειάστηκε αρκετή προσπάθεια [2] για να ξεδιπλωθούν οι ιδιότητές τους με ένα ισχυρό οπλοστάσιο υπερσύγχρονων οργάνων που λειτουργούν σε διαφορετικά μήκη κύματος, από την υπέρυθρη έως τη φασματική περιοχή του χιλιοστού.
Πολυφασματικές παρατηρήσεις του IRS 9
Αρχικά, πραγματοποιήθηκε η απεικόνιση σχεδόν υπέρυθρης ακτινοβολίας με το όργανο πολλαπλών τρόπων ISAAC στο τηλεσκόπιο VLT ANTU 8,2 m, βλ. PR φωτογραφία 16b / 03. Αυτό επέτρεψε να γίνει διάκριση μεταξύ των αστεριών που είναι καλόπιστα μέλη συστάδων και άλλων που τυχαίνει να φαίνονται προς αυτή την κατεύθυνση («αστέρια πεδίου»). Ήταν δυνατόν να μετρηθεί η έκταση του συμπλέγματος NGC 3603 που βρέθηκε να είναι περίπου 18 έτη φωτός, ή 2,5 φορές μεγαλύτερο από ό, τι υποτίθεται πριν. Αυτές οι παρατηρήσεις χρησίμευαν επίσης για να δείξουν ότι οι χωρικές κατανομές των αστεριών συμπλέγματος χαμηλής και υψηλής μάζας είναι διαφορετικές, ενώ οι τελευταίες συγκεντρώνονται περισσότερο προς το κέντρο του πυρήνα του συμπλέγματος.
Παρατηρήσεις χιλιοστού έγιναν μέσω του Σουηδικού Υποβιλιομέτρου ESO (SEST) στο Παρατηρητήριο La Silla. Η χαρτογράφηση μεγάλης κλίμακας της κατανομής του μορίου CS έδειξε τη δομή και τις κινήσεις του πυκνού αερίου στο γιγαντιαίο μοριακό σύννεφο, από το οποίο προέρχονται τα νεαρά αστέρια στο NGC 3603. Εντοπίστηκαν συνολικά 13 μοριακές συστάδες και προσδιορίστηκαν τα μεγέθη, οι μάζες και οι πυκνότητές τους. Αυτές οι παρατηρήσεις έδειξαν επίσης ότι η έντονη ακτινοβολία και οι ισχυροί αστρικοί άνεμοι από τα καυτά αστέρια στο κεντρικό σύμπλεγμα έχουν «χαράξει μια κοιλότητα» στο μοριακό σύννεφο. Αυτή η σχετικά κενή και διαφανής περιοχή μετρά τώρα περίπου 8 έτη φωτός.
Η μεσαία υπέρυθρη απεικόνιση (σε μήκος κύματος 11,9 και 18 μm) έγινε από επιλεγμένες περιοχές στο NGC 3603 με το όργανο TIMMI 2 τοποθετημένο στο τηλεσκόπιο ESO 3,6 m. Αυτό αποτελεί την πρώτη έρευνα sub-arcsec mid-IR ανάλυσης του NGC 3603 και χρησιμεύει συγκεκριμένα για να δείξει την κατανομή της θερμής σκόνης στην περιοχή. Η έρευνα δίνει μια σαφή ένδειξη για έντονες, συνεχιζόμενες διαδικασίες σχηματισμού αστεριών. Εντοπίστηκαν πολλοί διαφορετικοί τύποι αντικειμένων, όπως εξαιρετικά καυτά αστέρια και πρωτότυπα Wolf-Rayet. Εντοπίστηκαν συνολικά 36 πηγές σημείου μέσου IR και 42 κόμβοι διάχυτης εκπομπής. Στην περιοχή που ερευνήθηκε, το πρωτότυπο IRS 9A βρίσκεται ως η πιο φωτεινή πηγή σημείου και στα δύο μήκη κύματος. Δύο άλλες πηγές, που ορίζονται IRS 9B και IRS 9C σε άμεση γειτνίαση, είναι επίσης πολύ φωτεινές στις εικόνες TIMMI 2, παρέχοντας περαιτέρω ένδειξη ότι αυτός είναι ο ιστότοπος μιας ένωσης πρωτοστατών από μόνη της.
Η συλλογή εικόνων υψηλής ποιότητας της περιοχής IRS 9 που φαίνεται στο PR Photo 16b / 03 είναι κατάλληλη για τη διερεύνηση της φύσης και της εξελικτικής κατάστασης των εξαιρετικά σκοτεινών αντικειμένων που βρίσκονται εκεί, του IRS 9A-C. Βρίσκονται στην πλευρά του μαζικού μοριακού πυρήνα νέφους NGC 3603 MM 2 που αντιμετωπίζει το κεντρικό σύμπλεγμα νεαρών αστεριών (PR Photo 16a / 03) και προφανώς μόλις πρόσφατα «απελευθερώθηκαν» από τα περισσότερα από τα γενέθλια περιβάλλοντα αερίου και σκόνης τους αστρικοί άνεμοι και ενεργητική ακτινοβολία από τα κοντινά αστέρια συμπλέγματος υψηλής μάζας.
Τα συνδυασμένα δεδομένα οδηγούν σε ένα σαφές συμπέρασμα: Το IRS 9A-C αντιπροσωπεύει τα λαμπρότερα μέλη μιας αραιής ένωσης πρωτοστατών, που εξακολουθεί να είναι ενσωματωμένη σε περιμετρικούς φακέλους, αλλά σε μια περιοχή του παρθένου μοριακού πυρήνα νέφους, που τώρα είναι σε μεγάλο βαθμό «χωρίς φυσητό» από αέριο και σκόνη. Η εγγενής φωτεινότητα αυτών των νεοσυσταθέντων αστεριών είναι εντυπωσιακή: 100.000, 1000 και 1000 φορές μεγαλύτερη από τον Ήλιο για IRS 9A, IRS 9B και IRS 9C, αντίστοιχα.
Η φωτεινότητα και τα υπέρυθρα χρώματα τους παρέχουν πληροφορίες σχετικά με τις φυσικές ιδιότητες αυτών των πρωτοστατών. Είναι πολύ νέοι με αστρονομικούς όρους, πιθανώς κάτω των 100.000 ετών. Είναι ήδη αρκετά ογκώδη, ωστόσο, περισσότερο από 10 φορές βαρύτερα από τον Ήλιο, και συνεχίζουν να αυξάνονται - η σύγκριση με τα πιο αξιόπιστα θεωρητικά μοντέλα σήμερα υποδηλώνει ότι προσδίδουν υλικό από τους φακέλους τους με το σχετικά υψηλό ρυθμό μέχρι 1 μάζας της Γης ανά ημέρα, δηλαδή, η μάζα του Ήλιου σε 1000 χρόνια.
Οι παρατηρήσεις δείχνουν ότι και τα τρία πρωτότυπα περιβάλλονται από συγκριτικά κρύα σκόνη (θερμοκρασία περίπου 250 - 270 K, ή -20 ° C έως 0 ° C). Οι δικές τους θερμοκρασίες είναι αρκετά υψηλές, της τάξης των 20.000 - 22.000 βαθμών.
Τι μας λένε τα τεράστια πρωτοστάτα;
Ο Dieter N? Rnberger είναι ευχαριστημένος: «Τώρα έχουμε πειστικά επιχειρήματα για να θεωρήσουμε το IRS 9A-C ως ένα είδος Rosetta Stones για την κατανόησή μας για τις πρώτες φάσεις του σχηματισμού τεράστιων αστεριών. Δεν γνωρίζω κανέναν άλλο πρωταρχικό υποψήφιο μεγάλης μάζας που έχει αποκαλυφθεί σε τόσο πρώιμο εξελικτικό στάδιο - πρέπει να είμαστε ευγνώμονες για τους αστρικούς ανέμους που κουβαλούν την κουρτίνα σε αυτήν την περιοχή! Οι νέες κοντινές και μεσαίες υπέρυθρες παρατηρήσεις μας δίνουν μια πρώτη ματιά σε αυτήν την εξαιρετικά ενδιαφέρουσα φάση της αστρικής εξέλιξης. "
Οι παρατηρήσεις δείχνουν ότι τα κριτήρια (π.χ., υπέρυθρες αποχρώσεις) που έχουν ήδη καθοριστεί για την ταυτοποίηση πολύ νεαρών (ή πρωτό-) αστεριών χαμηλής μάζας προφανώς ισχύουν επίσης για αστέρια υψηλής μάζας. Επιπλέον, με αξιόπιστες τιμές φωτεινότητας (φωτεινότητας) και θερμοκρασίας, το IRS 9A-C μπορεί να χρησιμεύσει ως κρίσιμη και απαιτητική δοκιμαστική θήκη για τα υπό συζήτηση μοντέλα σχηματισμού άστρων υψηλής μάζας, ιδίως μοντέλα συσσώρευσης έναντι μοντέλων πήξης.
Τα παρόντα δεδομένα συμφωνούν καλά με τα μοντέλα συσσώρευσης και δεν βρέθηκαν αντικείμενα ενδιάμεσης φωτεινότητας / μάζας στην άμεση γειτονιά του IRS 9A-C. Έτσι, τουλάχιστον για την ένωση IRS 9, το σενάριο αύξησης ευνοείται έναντι του σεναρίου σύγκρουσης.
Πρωτότυπη πηγή: Δελτίο ειδήσεων ESO
