Credit imagine: ESO
O nouă serie de fotografii realizate de Observatorul Sudic European arată o rară privire asupra etapelor foarte timpurii ale formării stelelor grele. De data aceasta în viața unei stele este de obicei obscur din vedere din cauza norilor groși de gaz și praf, dar în clusterul stelei NGC 3603, vântul stelar din stelele fierbinți alungă materialul obscuritor. În acest grup, astronomii găsesc protostare masive care au doar 100.000 de ani. Aceasta este o descoperire valoroasă, deoarece îi ajută pe astronomi să înțeleagă cum încep etapele incipiente ale formării stelelor grele - oare prin gravitație se adună gazul și praful sau ceva mai violent, precum stelele mai mici care se ciocnesc între ele.
Pe baza unui efort de observare vast cu diferite telescoape și instrumente, astronomul ESO Dieter N? Rnberger a obținut o primă privire asupra primelor etape în formarea stelelor grele.
Aceste faze critice ale evoluției stelare sunt ascunse în mod normal din vedere, deoarece protostarii masivi sunt adânc înfășurați în norii lor originali de praf și gaze, bariere impenetrabile pentru observații, dar cu lungimea de undă cea mai lungă. În special, nicio observație vizuală sau infraroșu nu a „încă prins” stele nașpa grele în acest act și, prin urmare, nu se cunoaște nimic până acum despre procesele conexe.
Beneficiind de efectul de năpârlire al vânturilor stelare puternice de la stele adiacente și fierbinți într-un tânăr stelar cluster din centrul complexului NGC 3603, mai multe obiecte situate în apropierea unui nor molecular gigant s-au dovedit a fi protostare masive de bună credință, doar despre 100.000 de ani și încă în creștere.
Trei dintre aceste obiecte, denumite IRS 9A-C, ar putea fi studiate mai detaliat. Sunt foarte luminoase (IRS 9A este de aproximativ 100.000 de ori intrinsec mai strălucitoare decât Soarele), masive (de peste 10 ori mai mari decât Soarele) și fierbinți (aproximativ 20.000 de grade). Sunt înconjurate de praf relativ rece (aproximativ 0 ° C), probabil parțial dispuse în discuri în jurul acestor obiecte foarte tinere.
În prezent sunt propuse două scenarii posibile pentru formarea stelelor masive, prin acreția unor cantități mari de material circumstanțial sau prin coliziunea (coalescența) protostarilor maselor intermediare. Noile observații favorizează acreția, adică același proces care este activ în timpul formării stelelor de mase mai mici.
Cum se formează stele masive?
Această întrebare este ușor de formulat, dar până acum foarte dificil de răspuns. De fapt, procesele care duc la formarea stelelor grele [1] este în prezent una dintre cele mai contestate zone în astrofizica stelară.
În timp ce multe detalii legate de formarea și evoluția timpurie a stelelor cu masă joasă precum Soarele sunt acum bine înțelese, scenariul de bază care duce la formarea stelelor cu masă înaltă rămâne în continuare un mister. Nu se cunoaște nici măcar dacă aceleași criterii caracteristice de observație utilizate pentru identificarea și distingerea etapelor individuale ale stelelor tinere cu masă joasă (în principal culorile măsurate la lungimi de undă aproape infraroșii și mijlocii) pot fi de asemenea utilizate în cazul stelelor masive.
În prezent sunt studiate două scenarii posibile pentru formarea stelelor masive. În prima, astfel de stele se formează prin acreția de cantități mari de material circumstanțial; infall pe stea naștere variază în timp. O altă posibilitate este formarea prin coliziune (coalescență) a protostarilor de mase intermediare, creșterea masei stelare în „salturi”.
Ambele scenarii impun limite puternice asupra masei finale a tinerei vedete. Pe de o parte, procesul de acumulare trebuie să depășească oarecum presiunea de radiație exterioară care se acumulează, ca urmare a aprinderii primelor procese nucleare (de exemplu, arderea de deuteriu / hidrogen) în interiorul stelei, odată ce temperatura a crescut peste valoarea critică aproape de 10 milioane de grade.
Pe de altă parte, creșterea prin coliziuni nu poate fi eficientă decât într-un mediu dens de cluster cu stele în care este garantată o probabilitate destul de ridicată pentru întâlniri apropiate și coliziuni de stele.
Care dintre aceste două posibilități este atunci cea mai probabilă?
Stelele masive se nasc în izolare
Există trei motive bune pentru care știm atât de puțin despre primele faze ale stelelor cu masă mare:
În primul rând, locurile de formare ale unor astfel de stele sunt, în general, mult mai îndepărtate (multe mii de ani-lumină) decât locurile de formare a stelelor cu masă scăzută. Aceasta înseamnă că este mult mai dificil să observați detalii în acele zone (lipsa rezoluției unghiulare).
În continuare, în toate etapele, de asemenea cele mai vechi (astronomi se referă aici la „protostari”), stelele de masă înaltă evoluează mult mai rapid decât stelele cu masă joasă. Prin urmare, este mai dificil să „prinzi” stele masive în fazele critice ale formării timpurii.
Și, ceea ce este și mai rău, datorită acestei dezvoltări rapide, protostarii tineri de masă mare sunt, de obicei, foarte înrudiți în norii lor nativi și, prin urmare, nu sunt detectabili la lungimi de undă optice în faza (scurtă) înainte de începerea reacțiilor nucleare în interiorul lor. Pur și simplu nu există suficient timp pentru ca norul să se împrăștie - când perdeaua se ridică în cele din urmă, permițând o vedere a noii stele, este deja trecut de cele mai timpurii etape.
Există o cale de rezolvare a acestor probleme? „Da”, spune Dieter N? Rberberger din ESO-Santiago, „trebuie doar să te uiți la locul potrivit și să-ți amintești de Bob Dylan…!”. Aceasta a făcut el.
„Răspunsul, prietenul meu, sufla de vânt ...”
Imaginează-ți că ar fi posibil să arunci cea mai mare parte a gazului și prafului obscur din jurul acestor protostare cu masă mare! Nici cea mai puternică dorință a astronomilor nu o poate face, dar sunt, din fericire, alții care sunt mai buni la asta!
Unele stele cu masă înaltă se formează în vecinătatea grupurilor de stele fierbinți, adică, lângă frații lor mai mari. Astfel de stele fierbinți deja evoluate sunt o sursă bogată de fotoni energici și produc vânturi stelare puternice de particule elementare (precum „vântul solar”, dar de multe ori mai puternic), care au impact asupra gazelor interstelare și a norilor de praf din jur. Acest proces poate duce la evaporarea parțială și la dispersia acelor nori, astfel „ridicând perdeaua” și lăsându-ne să privim direct stelele tinere din acea regiune, de asemenea cele relativ masive la un stadiu evolutiv relativ timpuriu.
Regiunea NGC 3603
Astfel de spații sunt disponibile în clusterul stelar NGC 3603 și în regiunea formatoare de stele, care se află la o distanță de aproximativ 22.000 de ani-lumină în brațul spirală Carina al galaxiei Calea Lactee.
NGC 3603 este una dintre cele mai luminoase, vizibile optic „regiuni HII” (adică regiuni de hidrogen ionizat - pronunțate „e-două”) din galaxia noastră. În centrul său se află un grup masiv de stele tinere, fierbinți și masive (de tip „OB”) - aceasta este cea mai mare densitate de stele evoluate (dar încă relativ tinere) de masă înaltă cunoscute pe Calea Lactee, cf. PR PR 16/99.
Aceste stele fierbinți au un impact semnificativ asupra gazelor și prafului din jur. Ele furnizează o cantitate imensă de fotoni energetici care ionizează gazul interstelar din această zonă. Mai mult decât atât, vânturile stelare rapide cu viteze de până la câteva sute de km / sec impactează, comprimă și / sau dispersează nori densi adiacenți, menționate de astronomi drept „grupe moleculare” din cauza conținutului lor de molecule complexe, multe dintre aceste „organice”. (cu atomi de carbon).
IRS 9: o asociere „ascunsă” de stele masive născute
Una dintre aceste grupe moleculare, denumită „NGC 3603 MM 2” este situată la aproximativ 8,5 ani-lumină sud de clusterul NGC 3603, cf. PR PR 16a / 03. Situate în partea cu care se află clusterul acestui grup sunt câteva obiecte foarte obscure, cunoscute colectiv ca „NGC 3603 IRS 9”. Investigația actuală, foarte detaliată, a permis să le caracterizeze ca o asociere de obiecte stelare extrem de tinere, de masă mare.
Ele reprezintă singurele exemple cunoscute în prezent de omologi de masă mare pentru protostaruri cu masă mică, care sunt detectate la lungimi de undă în infraroșu. A fost nevoie de un efort [2] pentru a-și descoperi proprietățile cu un puternic arsenal de instrumente de ultimă generație care lucrează la diferite lungimi de undă, de la infraroșu la regiunea spectrală milimetrică.
Observații multispectrale ale IRS 9
Pentru început, imaginea în infraroșu aproape a fost realizată cu instrumentul ISAAC multi-mode la telescopul VLT ANTU de 8,2 m, cf. PR PR 16b / 03. Acest lucru a permis să distingă între stele care sunt membri ai clusterului de bună credință și altele care se văd în această direcție („stele de câmp”). S-a putut măsura amploarea clusterului NGC 3603 care s-a dovedit a fi aproximativ de 18 ani-lumină sau de 2,5 ori mai mare decât s-a presupus anterior. Aceste observații au servit, de asemenea, pentru a arăta că distribuțiile spațiale ale stelelor cluster cu masă mică și mare sunt diferite, acestea din urmă fiind mai concentrate spre centrul nucleului clusterului.
Observații milimetrice au fost făcute cu ajutorul telescopului submilimetric suedez-ESO (SEST) la Observatorul La Silla. Cartografierea pe scară largă a distribuției moleculei CS a arătat structura și mișcările gazului dens din norul molecular uriaș, de la care provin stelele tinere din NGC 3603. Au fost detectate un total de 13 grupe moleculare și au fost determinate dimensiunile, masele și densitățile acestora. Aceste observații au arătat, de asemenea, că radiațiile intense și vânturile puternice stelare din stelele fierbinți din clusterul central au „sculptat o cavitate” în norul molecular; această regiune relativ goală și transparentă măsoară acum aproximativ 8 ani-lumină.
Imagistica cu infraroșu mediu (la lungimi de undă 11,9 și 18? M) a fost realizată din regiuni selectate în NGC 3603 cu instrumentul TIMMI 2 montat pe telescopul ESO 3,6 m. Aceasta constituie primul sondaj de rezoluție sub-arcsec de la mijlocul IR al NGC 3603 și servește în special pentru a arăta distribuția caldă a prafului în regiune. Sondajul oferă o indicație clară a proceselor intense de formare a stelelor în curs de desfășurare. Au fost detectate multe tipuri diferite de obiecte, inclusiv stele Wolf-Rayet și fierbinți extrem de fierbinți; au fost identificate în total 36 de surse de punct IR și 42 de noduri de emisie difuză. În zona studiată, protostarul IRS 9A este cel mai luminos punct de sursă la ambele lungimi de undă; alte două surse, denumite IRS 9B și IRS 9C în imediata vecinătate sunt, de asemenea, foarte luminoase pe imaginile TIMMI 2, oferind o indicație suplimentară că acesta este locul unei asociații de protostari în sine.
Colecția de imagini de înaltă calitate din zona IRS 9 prezentată în PR Photo 16b / 03 este potrivită pentru a investiga natura și starea evolutivă a obiectelor foarte obscure amplasate acolo, IRS 9A-C. Acestea sunt situate în partea nucleului masiv de cloud moleculare NGC 3603 MM 2, care se confruntă cu clusterul central al stelelor tinere (PR Foto 16a / 03) și, aparent, au fost „eliberate” recent de cea mai mare parte a mediului natal de gaz și praf de un mediu puternic. vânturi stelare și radiații energetice de la stelele de masă din apropiere.
Datele combinate duc la o concluzie clară: IRS 9A-C reprezintă membrii cei mai strălucitori ai unei asociații rare de protostari, încă încorporați în plicuri circumstanțiale, dar într-o regiune a miezului de nori moleculari curat, acum în mare parte „fără suflare” de gaze. și praf. Luminozitatea intrinsecă a acestor stele naștere este impresionantă: 100.000, 1000 și 1000 de ori mai mare decât a Soarelui pentru IRS 9A, IRS 9B și, respectiv, IRS 9C.
Luminozitatea și culorile lor infraroșii oferă informații despre proprietățile fizice ale acestor protostari. Sunt foarte tineri din punct de vedere astronomic, probabil mai mici de 100.000 de ani. Ele sunt deja destul de masive, deși, de peste 10 ori mai grele decât Soarele și sunt în continuă creștere - comparație cu modelele teoretice cele mai fiabile în prezent sugerează că acestea aduc material din plicurile lor cu o rată relativ mare de până la 1 masă a Pământului. pe zi, adică masa Soarelui în 1000 de ani.
Observațiile indică faptul că toate cele trei protostare sunt înconjurate de praf relativ rece (temperatura în jur de 250 - 270 K, sau -20 ° C până la 0 ° C). Temperaturile proprii sunt destul de ridicate, de ordinul 20.000 - 22.000 grade.
Ce ne spun protostarii masivi?
Dieter N? Rnberger este mulțumit: „Avem acum argumente convingătoare pentru a considera IRS 9A-C ca un fel de Pietre Rosetta pentru înțelegerea celor mai timpurii faze ale formării stelelor masive. Nu știu de alți candidați protostelari de masă mare care s-au dezvăluit într-o etapă atât de timpurie de evoluție - trebuie să fim recunoscători pentru vânturile stelare de ridicare a perdelelor din acea zonă! Noile observații cu infraroșu aproape și mijlociu ne oferă o primă privire asupra acestei faze extrem de interesante a evoluției stelare. "
Observațiile arată că criteriile (de exemplu, culorile infraroșii) deja stabilite pentru identificarea stelelor foarte mici (sau proto) de masă scăzută, se pare, de asemenea, pentru stelele cu masă înaltă. Mai mult, cu valori fiabile ale luminozității (luminozității) și temperaturii lor, IRS 9A-C poate servi ca cazuri de testare esențiale și discernente pentru modelele discutate în prezent de formare de stele cu masă mare, în special pentru modelele de accreție față de modelele de coagulare.
Datele prezente sunt în concordanță cu modelele de acumulare și nu au fost găsite obiecte de luminozitate / masă intermediare în vecinătatea imediată a IRS 9A-C. Astfel, pentru asocierea IRS 9 cel puțin, scenariul de acumulare este favorizat față de scenariul de coliziune.
Sursa originală: Comunicat de știri ESO
