Resim kredisi: ESO
Avrupa Güney Gözlemevi tarafından çekilen yeni bir dizi fotoğraf, ağır yıldız oluşumunun ilk aşamalarına nadir bir bakış göstermektedir. Bir yıldızın yaşamındaki bu kez, kalın gaz ve toz bulutları nedeniyle genellikle görüşten gizlenir, ancak yıldız kümesi NGC 3603'te, sıcak yıldızlardan gelen yıldız rüzgarı, gizlenen malzemeyi patlatıyor. Bu kümenin içinde, gökbilimciler sadece 100.000 yaşında devasa protostarlar buluyorlar. Bu değerli bir keşiftir çünkü gökbilimcilerin ağır yıldız oluşumunun ilk aşamalarının nasıl başladığını anlamalarına yardımcı olur - yerçekimi gaz ve tozu çekerek mi yoksa daha küçük yıldızlar gibi çarpışan daha şiddetli bir şey mi?
ESO-gökbilimci Dieter N? Rnberger, farklı teleskoplar ve enstrümanlarla yapılan büyük bir gözlem çabasına dayanarak, ağır yıldızların oluşumundaki ilk aşamaların ilk bakışını elde etti.
Yıldız evriminin bu kritik aşamaları normalde görüşten gizlenir, çünkü masif protostarlar doğal toz ve gaz bulutlarına derinlemesine gömülüdür, en uzun dalga boyları hariç gözlemlerin engellenemez engelleri. Özellikle, hiçbir görsel veya kızılötesi gözlem henüz eylemde yeni ortaya çıkan ağır yıldızları “yakalamamıştır” ve bu nedenle ilgili süreçler hakkında şimdiye kadar çok az şey bilinmektedir.
NGC 3603 kompleksinin merkezindeki genç bir yıldız kümesindeki bitişik, sıcak yıldızlardan gelen kuvvetli yıldız rüzgarlarının bulut dalgalanma etkisinden yararlanan dev bir moleküler bulutun yakınında bulunan çeşitli nesnelerin sadece iyi niyetli büyük protostarlar olduğu bulundu. 100.000 yaşında ve hala büyüyor.
IRS 9A-C olarak adlandırılan bu nesnelerden üçü daha ayrıntılı olarak incelenebilir. Çok aydınlıktır (IRS 9A, Güneş'ten yaklaşık 100.000 kat daha parlaktır), masif (Güneş kütlesinin 10 katından fazla) ve sıcaktır (yaklaşık 20.000 derece). Muhtemelen bu çok genç nesnelerin etrafındaki disklerde düzenlenmiş bağıl soğuk tozla (yaklaşık 0 ° C) çevrilidir.
Şu anda, büyük miktarlarda dairesel malzemelerin toplanması veya ara kitlelerin protostarlarının çarpışması (birleşme) ile büyük yıldızların oluşumu için iki olası senaryo önerilmektedir. Yeni gözlemler birikmeyi, yani daha küçük kütlelerin yıldızlarının oluşumu sırasında aktif olan aynı süreci destekler.
Devasa yıldızlar nasıl oluşur?
Bu sorunun sorulması kolaydır, ancak şu ana kadar cevaplanması çok zordur. Aslında, ağır yıldızların oluşumuna yol açan süreçler [1] şu anda yıldız astrofiziğin en tartışmalı alanlarından biridir.
Güneş gibi düşük kütleli yıldızların oluşumu ve erken evrimi ile ilgili birçok detay şimdi iyi anlaşılmış olsa da, yüksek kütleli yıldızların oluşumuna yol açan temel senaryo hala bir sır olarak kalmaktadır. Genç düşük kütleli yıldızların bireysel aşamalarını (esas olarak yakın ve orta kızılötesi dalga boylarında ölçülen renkler) tanımlamak ve ayırt etmek için kullanılan aynı karakteristik gözlem kriterlerinin büyük yıldızlar durumunda da kullanıp kullanamayacağı bile bilinmemektedir.
Devasa yıldızların oluşumu için iki olası senaryo şu anda incelenmektedir. Birincisinde, bu tür yıldızlar büyük miktarlarda dairesel malzemelerin birikmesiyle oluşur; yeni ortaya çıkan yıldıza akma zamana göre değişir. Başka bir olasılık, ara kütlelerin protostarlarının çarpışması (birleşme) ile oluşması ve “sıçramalarda” yıldız kütlesinin artmasıdır.
Her iki senaryo da genç yıldızın son kütlesine güçlü sınırlamalar getiriyor. Bir tarafta, sıcaklık 10 civarında kritik değerin üzerine çıktığında, yıldızın iç kısmındaki ilk nükleer işlemlerin (örn. Döteryum / hidrojen yakılması) tutuşturulmasından sonra biriken dış radyasyon basıncının bir şekilde aşılması gerekir. milyon derece.
Öte yandan, çarpışmalarla büyüme, ancak yakın karşılaşmalar ve yıldız çarpışmaları için oldukça yüksek bir olasılığın garanti edildiği yoğun bir yıldız kümesi ortamında etkili olabilir.
O zaman bu iki olasılıktan hangisi daha olasıdır?
Büyük yıldızlar inzivaya çekilir
Yüksek kütleli yıldızların ilk aşamaları hakkında çok az şey bilmemizin üç iyi nedeni vardır:
Birincisi, bu tür yıldızların oluşum bölgeleri genel olarak düşük kütleli yıldız oluşum alanlarından çok daha uzaktır (binlerce ışık yılı). Bu, bu alanlardaki ayrıntıları gözlemlemenin çok daha zor olduğu anlamına gelir (açısal çözünürlük eksikliği).
Daha sonra, tüm aşamalarda, en erken olanlar da (buradaki gökbilimciler “protostarlar” anlamına gelir), yüksek kütleli yıldızlar düşük kütleli yıldızlardan çok daha hızlı gelişir. Bu nedenle, erken oluşumun kritik aşamalarında büyük yıldızları “yakalamak” daha zordur.
Ve daha da kötüsü, bu hızlı gelişme nedeniyle, genç yüksek kütle protostarları genellikle doğum bulutlarına çok derinden gömülür ve bu nedenle nükleer reaksiyonlar içlerinde başlamadan önce (kısa) aşamada optik dalga boylarında tespit edilemez. Bulutun dağılması için yeterli zaman yoktur - perde sonunda kalktığında, yeni yıldızın görüntüsüne izin verdiğinde, zaten bu en eski aşamaları geçmiştir.
Bu problemlerin etrafında bir yol var mı? “Evet” diyor ESO-Santiago'dan Dieter N? Rnberger, “sadece doğru yere bakmak ve Bob Dylan'ı hatırlamak zorundasınız…!”. Yaptığı buydu.
“Cevap, dostum, rüzgar esiyor…”
Bu yüksek kütleli protostarların etrafındaki belirsiz gaz ve tozun çoğunu atmanın mümkün olacağını hayal edin! Gökbilimcilerin en güçlü arzusu bile bunu yapamaz, ama neyse ki daha iyi olanlar var!
Bazı yüksek kütleli yıldızlar, sıcak yıldız kümelerinin, yani yaşlı kardeşlerinin yanında oluşurlar. Bu tür zaten gelişmiş sıcak yıldızlar, enerjik fotonların zengin bir kaynağıdır ve çevreleyen yıldızlararası gaz ve toz bulutlarını etkileyen temel parçacıkların ("güneş rüzgarı" gibi, ancak birçok kez daha güçlü) güçlü yıldız rüzgarları üretir. Bu süreç bu bulutların kısmi buharlaşmasına ve dağılmasına yol açabilir, böylece “perdeyi kaldırır” ve o bölgedeki genç yıldızlara, nispeten nispeten evrimsel bir aşamada nispeten büyük yıldızlara bakmamıza izin verir.
NGC 3603 bölgesi
Bu tür tesisler, Samanyolu galaksisinin Carina spiral kolunda yaklaşık 22.000 ışıkyılı uzaklıkta yer alan NGC 3603 yıldız kümesi ve yıldız oluşturma bölgesinde mevcuttur.
NGC 3603, galaksimizdeki en parlak, optik olarak görülebilen “HII bölgelerinden” (yani iyonize hidrojen bölgeleri - “eitch-iki” olarak telaffuz edilir) biridir. Merkezinde genç, sıcak ve büyük yıldızların (“OB tipi”) büyük bir küme var - bu Samanyolu'nda bilinen evrim geçirmiş (ama yine de nispeten genç) yüksek kütleli yıldızların en yüksek yoğunluğu, bkz. ESO PR 16/99.
Bu sıcak yıldızların çevredeki gaz ve toz üzerinde önemli bir etkisi vardır. Bu bölgedeki yıldızlararası gazı iyonize eden çok miktarda enerjik foton sağlarlar. Ayrıca, gökbilimciler tarafından karmaşık moleküllerin içeriği nedeniyle "moleküler kümeler" olarak adlandırılan bitişik yoğun bulutlar üzerinde yüzlerce km / sn'ye varan hızlarda hızlı yıldız rüzgarları, bu “organik” (karbon atomlu).
IRS 9: Yeni doğan dev yıldızların “gizli” birliği
“NGC 3603 MM 2” olarak adlandırılan bu moleküler kümelerden biri, NGC 3603 kümesinin yaklaşık 8.5 ışıkyılı güneyinde yer almaktadır, bkz. PR Fotoğraf 16a / 03. Bu kümenin kümeye bakan tarafında, toplu olarak “NGC 3603 IRS 9” olarak bilinen, oldukça belirsiz bazı nesneler bulunur. Mevcut, çok ayrıntılı araştırma, onları son derece genç, yüksek kütleli yıldız nesnelerin bir birleşimi olarak nitelemeye izin verdi.
Kızılötesi dalga boylarında tespit edilen düşük kütleli protostarlara karşı yüksek kütle muadillerinin bilinen tek örneğini temsil ederler. Kızılötesinden milimetre spektral bölgesine kadar farklı dalga boylarında çalışan, son teknoloji ürünü enstrümanların güçlü bir cephaneliğiyle özelliklerini çözmek oldukça çabaladı [2].
IRS 9'un çok spektrumlu gözlemleri
Başlangıç olarak, 8.2 m'lik VLT ANTU teleskopunda ISAAC çok modlu cihazla kızılötesine yakın görüntüleme yapıldı, bkz. PR Fotoğraf 16b / 03. Bu, iyi niyetli küme üyeleri olan yıldızlar ile bu yönde görülen diğer yıldızlar (“alan yıldızları”) arasında ayrım yapılmasına izin verdi. Yaklaşık 18 ışık yılı veya daha önce varsayıldığından 2,5 kat daha büyük olduğu bulunan NGC 3603 kümesinin kapsamını ölçmek mümkün oldu. Bu gözlemler aynı zamanda düşük ve yüksek kütleli küme yıldızlarının uzamsal dağılımlarının farklı olduğunu, ikincisinin küme çekirdeğinin merkezine doğru daha yoğunlaştığını göstermektedir.
Milimetre gözlemleri La Silla Gözlemevi'ndeki İsveç-ESO Submimetre Teleskopu (SEST) aracılığıyla yapıldı. CS-molekülünün dağılımının büyük ölçekli haritalandırılması, NGC 3603'teki genç yıldızların kaynaklandığı dev moleküler buluttaki yoğun gazın yapısını ve hareketlerini gösterdi. Toplam 13 moleküler küme tespit edildi ve boyutları, kütleleri ve yoğunlukları belirlendi. Bu gözlemler ayrıca merkezi kümedeki sıcak yıldızlardan gelen yoğun radyasyon ve güçlü yıldız rüzgarlarının moleküler bulutta “oyuk” oluşturduğunu gösterdi; bu nispeten boş ve şeffaf bölge şimdi yaklaşık 8 ışıkyılı uzunluğunda.
Orta kızılötesi görüntüleme (11.9 ve 18 um dalga boylarında), ESO 3.6-m teleskopuna monte edilmiş TIMMI 2 cihazı ile NGC 3603'te seçilen bölgelerden yapılmıştır. Bu NGC 3603'ün ilk ark altı çözünürlük orta IR anketini oluşturur ve özellikle bölgedeki ılık toz dağılımını göstermeye yarar. Anket, yoğun, devam eden yıldız oluşum süreçlerinin açık bir göstergesidir. Son derece sıcak Wolf-Rayet yıldızları ve protostarlar dahil olmak üzere birçok farklı nesne türü tespit edildi; toplam 36 orta IR noktası kaynağı ve 42 knot dağınık emisyon tanımlanmıştır. İncelenen alanda, protostar IRS 9A'nın her iki dalga boyunda en parlak nokta kaynağı olduğu bulunmuştur; yakın çevrede IRS 9B ve IRS 9C olarak adlandırılan diğer iki kaynak da TIMMI 2 görüntüleri üzerinde çok parlaktır ve bu da kendi başına bir protostar ilişkisinin yeri olduğuna dair daha fazla işaret sağlar.
PR Photo 16b / 03'te gösterilen IRS 9 alanının yüksek kaliteli görüntülerinin toplanması, orada bulunan yüksek düzeyde gizlenmiş nesnelerin doğasını ve evrimsel durumunu araştırmak için çok uygundur, IRS 9A-C. Bunlar, genç yıldızların merkezi kümesine (PR Photo 16a / 03) bakan büyük moleküler bulut çekirdeği NGC 3603 MM 2'nin yan tarafında bulunur ve görünüşe göre son zamanlarda doğum gaz ve toz ortamlarının çoğundan güçlü bir şekilde yakındaki yüksek kütleli küme yıldızlarından gelen yıldız rüzgarları ve enerjik radyasyon.
Birleştirilen veriler net bir sonuca varıyor: IRS 9A-C, hala daire içine alınmış zarflara gömülü, ancak artık büyük oranda gazdan “üflenmemiş” bir bölgede bulunan seyrek bir protostar ilişkisinin en parlak üyelerini temsil ediyor ve toz. Bu yeni doğan yıldızların içsel parlaklığı etkileyici: IRS 9A, IRS 9B ve IRS 9C için sırasıyla Güneş'in 100.000, 1000 ve 1000 katı.
Parlaklıkları ve kızılötesi renkleri bu protostarların fiziksel özellikleri hakkında bilgi verir. Astronomik açıdan çok genç, muhtemelen 100.000 yaşından küçükler. Zaten oldukça büyükler, Güneş'ten 10 kat daha ağırlar ve hala büyüyorlar - şu anda en güvenilir teorik modellerle karşılaştırıldığında, malzemeyi zarflarından 1 Dünya kütlesine kadar nispeten yüksek oranda katladıklarını gösteriyor Günde 1000 yıllık Güneş kütlesi.
Gözlemler, üç protostarın hepsinin nispeten soğuk tozla çevrili olduğunu göstermektedir (sıcaklık 250 - 270 K veya -20 ° C ila 0 ° C). Kendi sıcaklıkları oldukça yüksek, 20.000 - 22.000 derece arasında.
Büyük protostarlar bize ne anlatıyor?
Dieter N? Rnberger memnun: “Artık büyük yıldızların oluşumunun ilk aşamalarını anlamamız için IRS 9A-C'yi bir tür Rosetta Stone olarak düşünmek için ikna edici argümanlarımız var. Bu kadar erken bir evrim safhasında ortaya çıkan başka yüksek kütleli protostellar adayları bilmiyorum - o bölgedeki perde kaldırıcı yıldız rüzgarları için minnettar olmalıyız! Yeni yakın ve orta kızılötesi gözlemler, bize yıldız evriminin bu son derece ilginç aşamasına ilk bakışımızı veriyor. ”
Gözlemler, çok genç (veya proto-) düşük kütleli yıldızların tanımlanması için önceden belirlenmiş kriterlerin (örn. Kızılötesi renkler) görünüşte yüksek kütleli yıldızlar için de geçerli olduğunu göstermektedir. Ayrıca, IRS 9A-C, parlaklık (parlaklık) ve sıcaklık değerlerinin güvenilir değerleriyle, şu anda tartışılan yüksek kütleli yıldız oluşum modelleri, özellikle pıhtılaşma modellerine karşı toplanma modelleri için önemli ve ayırt edici test durumları olarak hizmet edebilir.
Mevcut veriler, toplanma modelleri ile iyi tutarlıdır ve IRS 9A-C'nin yakın çevresinde hiçbir ara parlaklık / kütle nesnesi bulunmamıştır. Dolayısıyla, en azından IRS 9 birliği için, çarpışma senaryosu çarpışma senaryosuna karşı tercih edilir.
Orijinal Kaynak: ESO Haber Bülteni
