Kujutise krediit: ESO
Euroopa Lõuna vaatluskeskuse tehtud uus fotoseeria näitab haruldast pilku raskete tähtede moodustumise väga varajastesse staadiumitesse. See aeg tähe elus on tavaliselt paksude gaasi- ja tolmupilvede tõttu silmist varjatud, kuid täheparves NGC 3603 lõhustab kuumade tähtede tähetuul varjava materjali. Selles kobaras leiavad astronoomid tohutuid protostaare, mis on vaid 100 000 aastat vanad. See on väärtuslik avastus, kuna see aitab astronoomidel mõista, kuidas raskete tähtede moodustumise varased etapid algavad - kas gravitatsiooni abil gaasi ja tolmu kokku tõmmates või midagi vägivaldsemat, näiteks väiksemad tähed, mis kokku põrkuvad.
Tuginedes ulatuslikele vaatlustele erinevate teleskoopide ja instrumentidega, on ESO-astronoom Dieter N? Rnberger saanud esimese ülevaate kõige esimestest etappidest raskete tähtede moodustamisel.
Need tähe evolutsiooni kriitilised faasid on tavaliselt vaate eest varjatud, sest massiivsed protostaarid on sügavalt põimunud oma loomulikesse tolmu- ja gaasipilvedesse, mis on läbitungimatud tõkked vaatlustele üldse, välja arvatud kõige pikemad lainepikkused. Täpsemalt, ükski visuaalne ega infrapunavaatlus ei ole veel sündinud raskeid tähti tähe alla "löönud" ja seetõttu on seni seotud protsessidest vähe teada.
NGC 3603 kompleksi keskel asuvas noores täheparves asuvate kõrvuti asetsevate kuumade tähtede tugevate tähetuulte pilverebimise efekti tõttu leiti, et mitmed hiiglasliku molekulaarpilve lähedal asuvad objektid on heausksed massilised protostaarid, ainult umbes 100 000 aastat vana ja kasvab endiselt.
Neist kolmest objektist, tähistatud IRS 9A-C, oli võimalik üksikasjalikumalt uurida. Need on väga helendavad (IRS 9A on Päikesest sisemiselt eredamalt umbes 100 000 korda heledam), massiivsed (üle 10 korra Päikese massist) ja kuumad (umbes 20 000 kraadi). Neid ümbritseb suhteline külm tolm (umbes 0 ° C), mis on tõenäoliselt osaliselt paigutatud kettidesse nende väga noorte objektide ümber.
Praegu pakutakse välja kaks võimalikku massiivsete tähtede moodustumise stsenaariumi - suurte koguste ümmarguste materjalide kogunemine või vahemasside protostaaride kokkupõrge (ühinemine). Uued tähelepanekud soosivad akrimineerimist, s.o sama protsessi, mis on aktiivne väiksemate massidega tähtede moodustamisel.
Kuidas massiivsed tähed moodustuvad?
Seda küsimust on lihtne esitada, kuid seni on sellele väga raske vastata. Tegelikult on protsessid, mis viivad raskete tähtede moodustumiseni [1], praegu täht-astrofüüsikas kõige enam vaidlustatud valdkondi.
Ehkki paljud väikese massiga tähtede moodustumise ja varajase evolutsiooniga seotud üksikasjad nagu Päike on nüüd hästi mõistetavad, jääb põhimasstsenaarium, mis viib suurema massiga tähtede moodustumiseni, endiselt saladuseks. Pole isegi teada, kas samu iseloomustavaid vaatluskriteeriume, mida kasutatakse noorte väikese massiga tähtede üksikute etappide tuvastamiseks ja eristamiseks (peamiselt värve mõõdetakse lähi- ja keskmise infrapuna lainepikkustel), saab kasutada ka massiivsete tähtede puhul.
Praegu uuritakse massiivsete tähtede moodustamise kahte võimalikku stsenaariumi. Esimeses moodustuvad sellised tähed suurte koguste ümmarguse materjali akretsioonil; langev tärkav täht varieerub ajas. Teiseks võimaluseks on vahemasside protostaaride moodustumine põrumisel (ühinemine), suurendades tähemassi hüpetes.
Mõlemad stsenaariumid seavad noore tähe lõppmassile tugevad piirangud. Ühest küljest peab akretsiooniprotsess kuidagi ületama välise kiirgusrõhu, mis koguneb pärast esimeste tuumaprotsesside (nt deuteeriumi / vesiniku põletamine) süttimist tähe sisemuses, kui temperatuur on tõusnud kriitilisest väärtusest 10 lähedale miljon kraadi.
Teisest küljest võib kokkupõrgete abil toimuv kasv olla efektiivne ainult tihedas täheparves, kus on tagatud mõistlikult suur tõenäosus tähtede lähedasteks kohtumisteks ja kokkupõrgeteks.
Milline neist kahest võimalusest on siis tõenäolisem?
Massiivsed tähed sünnivad eraldatuses
On kolm head põhjust, mida me nii vähe teame suure massiga tähtede kõige varasematest faasidest:
Esiteks on selliste tähtede moodustumiskohad üldiselt palju kaugemad (tuhandeid valgusaastaid) kui väikese massiga tähtede moodustumise kohad. See tähendab, et nendes piirkondades on detaile palju keerulisem jälgida (nurkliire puudub).
Järgmisena arenevad suure massiga tähed kõigis etappides, ka varasemates (astronoomid tähistavad neid kui "protostaare") palju kiiremini kui madala massiga tähed. Seetõttu on varase kujunemise kriitilistes etappides keerulisem massiivseid tähti tabada.
Ja mis veelgi hullem, selle kiire arengu tõttu on noored suure massiga protostaarid tavaliselt väga sügavalt oma sünnipilvedesse kinnistunud ja seetõttu pole nad (lühikese) faasi ajal optiliste lainepikkuste korral tuvastatavad, enne kui nende sisemuses hakkavad toimuma tuumareaktsioonid. Pilve hajutamiseks pole lihtsalt piisavalt aega - kui kardin lõpuks tõuseb, võimaldades vaadet uuele tähele, on see juba varasemast etapist möödas.
Kas nende probleemidega saab ümber minna? "Jah", ütles Dieter N? Rnberger (ESO-Santiago), "peate lihtsalt vaatama õiges kohas ja mäletama Bob Dylani ...!". Seda ta ka tegi.
"Vastus, mu sõber, puhub tuule käes ..."
Kujutage ette, et nende suure massiga protostaaride ümber oleks võimalik kustutada suurem osa varjavat gaasi ja tolmu! Isegi astronoomide tugevaim soov seda ei suuda, kuid õnneks on ka teisi, kellel on parem!
Mõned suure massiga tähed moodustuvad kuumade tähtede klastrite naabruses, s.o nende vanemate vendade kõrval. Sellised juba kujunenud kuumad tähed on rikas energeetiliste footonite allikas ja tekitavad elementaarsete osakeste võimsaid tähetuuleid (nagu näiteks "päikesetuul", kuid mitu korda tugevam), mis mõjutavad ümbritsevaid tähtedevahelisi gaasi- ja tolmupilvi. See protsess võib viia nende pilvede osalise aurustumiseni ja hajutamiseni, tõstes sellega kardina ja lastes meil vaadata selle piirkonna noori tähti, samuti suhteliselt massiivseid tähti suhteliselt varases evolutsiooni etapis.
NGC 3603 piirkond
Sellised ruumid on saadaval NGC 3603 täheparves ja tähte moodustavas piirkonnas, mis asub Linnutee galaktika Carina spiraalharu umbes 22 000 valgusaasta kaugusel.
NGC 3603 on üks meie galaktikas kõige heledamaid, optiliselt nähtavaid HII-piirkondi (s.o ioniseeritud vesiniku piirkondi - hääldatakse „eitch-kaks“). Selle keskmes on noorte, kuumade ja massiivsete (OB-tüüpi) tähtede massiline kobar - see on Linnuteel tuntud arenenud (kuid siiski suhteliselt noorte) suuremassitähtede suurim tihedus, vrd. ESO PR 16/99.
Need kuumad tähed mõjutavad märkimisväärselt ümbritsevat gaasi ja tolmu. Nad tarnivad tohutul hulgal energeetilisi footoneid, mis ioniseerivad selles piirkonnas tähtedevahelist gaasi. Pealegi, kiire tähetuul kiirusega kuni sadu km / sek mõjutab, tihendab ja / või hajutab külgnevaid tihedaid pilvi, mida astronoomid nimetasid "molekulaarseteks klombideks" keerukate molekulide sisalduse tõttu, millest paljud on "orgaanilised" (koos süsinikuaatomitega).
IRS 9: tärkavate massiivsete tähtede „varjatud” ühendus
Üks neist molekulaarsetest klompidest, tähisega “NGC 3603 MM 2”, asub NGC 3603 klastrist umbes 8,5 valgusaasta kaugusel lõunas, vt. PR Foto 16a / 03. Selle klombi klastripoolsel küljel asuvad mõned väga varjatud objektid, ühiselt tuntud kui “NGC 3603 IRS 9”. Käesolev väga üksikasjalik uurimine on võimaldanud neid iseloomustada kui eriti noorte, suure massiga täheobjektide kooslust.
Need esindavad ainukesi praegu tuntud näiteid suure massiga vastastest väikese massiga protostaaridele, mis tuvastatakse infrapuna lainepikkustel. Nende omaduste lahti mõtestamiseks moodsate moodsate instrumentide võimsa arsenali abil, mis töötavad erinevatel lainepikkustel, alates infrapunast kuni millimeetri spektripiirkonnani, kulus üsna palju vaeva.
IRS 9 mitmespektrilised vaatlused
Alustuseks tehti infrapunakujutis ISAAC-i mitmemoodilise seadmega 8,2-m VLT ANTU teleskoobis, vrd. PR Foto 16b / 03. See võimaldas eristada tähti, mis on heausksed klastri liikmed, ja teisi, mida on selles suunas näha („väldetähed”). Oli võimalik mõõta NGC 3603 klastri ulatust, mis leiti olevat umbes 18 valgusaastat ehk 2,5 korda suurem kui seni arvati. Need tähelepanekud näitasid ka, et väikese ja suure massiga kobaratähtede ruumiline jaotus on erinev, kuna viimased on koondunud rohkem kobara keskme poole.
Millimeetrilisi vaatlusi tehti Rootsi-ESO alammillimeetri teleskoobi (SEST) abil La Silla observatooriumis. CS-molekuli jaotuse suuremahuline kaardistamine näitas tiheda gaasi struktuuri ja liikumist hiiglaslikus molekulaarpilves, millest pärinevad NGC 3603 noored tähed. Kokku tuvastati 13 molekulaarset tükki ja määrati nende suurus, mass ja tihedus. Need tähelepanekud näitasid ka, et keskosas paiknevate kuumade tähtede intensiivne kiirgus ja tugevad tähetuuled on nikerdanud õõnsuse molekulaarpilve; See suhteliselt tühi ja läbipaistev piirkond mõõdab nüüd umbes 8 valgusaastat.
Keskmise infrapuna kujutis (lainepikkustel 11,9 ja 18 um) tehti valitud piirkondadest NGC 3603-s, kasutades instrumenti TIMMI 2, mis oli paigaldatud ESO 3,6-m teleskoobile. See on NGC 3603 esimene alamkaare eraldusvõimega IR-keskel tehtud uuring, mis näitab eelkõige sooja tolmu jaotust piirkonnas. Uuring näitab selgelt intensiivseid, jätkuvaid tähtede moodustumise protsesse. Tuvastati palju erinevaid objekte, sealhulgas eriti kuumad Wolf-Rayet 'tähed ja protostaarid; kokku tuvastati 36 IR-punkti keskpunkti allikat ja 42 sõlme hajuheidet. Vaadeldud piirkonnas leiti, et protostar IRS 9A on mõlema lainepikkuse kõige heledam punktallikas; kaks muud allikat, tähistatud vahetus läheduses IRS 9B ja IRS 9C, on ka TIMMI 2 piltidel väga heledad, osutades täiendavalt, et see on omaette protostaaride ühenduse ala.
PR Photo 16b / 03-s näidatud IRS 9 piirkonna kvaliteetsete piltide kollektsioon sobib hästi seal asuvate tugevalt varjatud objektide IRS 9A-C olemuse ja evolutsioonilise seisundi uurimiseks. Need asuvad massiivse molekulaarse pilvesüdamiku NGC 3603 MM 2 küljel, mis on suunatud noorte tähtede keskklassi (PR Foto 16a / 03) ja on nähtavasti alles hiljuti suure tugevusega nende loomulikust gaasi- ja tolmukeskkonnast vabastatud tähetuuled ja lähedalasuvate suurtest massist koosnevate kobartähtede energeetiline kiirgus
Ühendatud andmete põhjal saab teha selge järelduse: IRS 9A-C tähistab protostaaride hõreda ühenduse säravamaid liikmeid, kes on endiselt manustatud ümmargustesse ümbrikesse, kuid põlise molekulaarse pilvesüdamiku piirkonnas, mis on nüüd suuresti gaasivaba. ja tolm. Nende tärkavate tähtede sisemine heledus on muljetavaldav: vastavalt IRS 9A, IRS 9B ja IRS 9C 100 000, 1000 ja 1000 korda suurem kui Päike.
Nende heledus ja infrapunavärvid annavad teavet nende protostaaride füüsikaliste omaduste kohta. Nad on astronoomilises mõttes väga noored, arvatavasti vähem kui 100 000 aastat vanad. Need on juba üsna massilised, ehkki Päikesest üle 10 korra raskemad ja kasvavad endiselt - võrreldes praegu kõige usaldusväärsemate teoreetiliste mudelitega võib öelda, et nad aktiveerivad ümbristest materjali suhteliselt suure kiirusega - kuni 1 Maa mass päevas, st Päikese mass 1000 aastal.
Vaatlused näitavad, et kõiki kolme protostaari ümbritseb suhteliselt külm tolm (temperatuur umbes 250 - 270 K või -20 ° C kuni 0 ° C). Nende endi temperatuurid on üsna kõrged, suurusjärgus 20 000 - 22 000 kraadi.
Mida räägivad massilised protostaarid meile?
Dieter N? Rnberger on rahul: „Nüüd on meil veenvaid argumente pidada IRS 9A-C omamoodi Rosetta kiviks, et mõistaksime massiivsete tähtede moodustamise varasemaid faase. Ma ei tea ühtegi teist nii suure arengujärgu kandidaati, kes oleks nii varajases evolutsiooni staadiumis paljastatud - peame olema tänulikud selle piirkonna kardinate tõstmise tähetuulte eest! Uued lähi- ja keskmise infrapuna vaatlused annavad meile esimese ülevaate tähe evolutsiooni äärmiselt huvitavast faasist. ”
Vaatlused näitavad, et väga noorte (või proto-) väikese massiga tähtede identifitseerimiseks juba kehtestatud kriteeriumid (nt infrapunavärvid) kehtivad ilmselt ka suure massiga tähtede suhtes. Lisaks võib IRS 9A-C nende heleduse (heleduse) ja temperatuuri usaldusväärsete väärtuste korral olla praegu käsitletavate suure massiga tähtede moodustumise mudelite, eriti akromatsioonimudelite ja hüübimismudelite jaoks otsustava tähtsusega ja tähelepanuväärne test.
Need andmed on hästi kooskõlas akretsioonimudelitega ja IRS 9A-C vahetus läheduses ei leitud keskmise heleduse / massiga objekte. Seega eelistatakse vähemalt IRS 9-ga liitumise stsenaariumi kokkupõrke stsenaariumi korral.
Algne allikas: ESO pressiteade
