Afbeelding tegoed: ESO
Een nieuwe serie foto's gemaakt door de European Southern Observatory laat een zeldzame blik zien in de zeer vroege stadia van zware stervorming. Deze keer in het leven van een ster wordt het meestal aan het zicht onttrokken door dikke wolken gas en stof, maar in sterrenhoop NGC 3603 blaast de sterrenwind van hete sterren het verduisterende materiaal weg. Binnen deze cluster vinden astronomen enorme protosterren die slechts 100.000 jaar oud zijn. Dit is een waardevolle ontdekking omdat het astronomen helpt te begrijpen hoe de vroege stadia van zware stervorming beginnen - is het door de zwaartekracht die gas en stof samenbrengt, of iets gewelddadigers, zoals kleinere sterren die tegen elkaar botsen.
Gebaseerd op een enorme observatie-inspanning met verschillende telescopen en instrumenten, heeft ESO-astronoom Dieter N? Rnberger een eerste glimp opgevangen van de allereerste stadia in de vorming van zware sterren.
Deze kritieke fasen van stellaire evolutie zijn normaal gesproken aan het zicht onttrokken, omdat enorme protosterren diep ingebed zijn in hun inheemse stof- en gaswolken, ondoordringbare barrières voor waarnemingen op de langste golflengten. In het bijzonder zijn er nog geen visuele of infraroodwaarnemingen die ontluikende zware sterren op heterdaad hebben 'gevangen' en tot dusver is er weinig bekend over de gerelateerde processen.
Profiterend van het wolkverscheurende effect van sterke sterrenwinden van aangrenzende, hete sterren in een jonge sterrencluster in het centrum van het NGC 3603-complex, bleken verschillende objecten in de buurt van een gigantische moleculaire wolk bonafide massieve protosterren te zijn, slechts ongeveer 100.000 jaar oud en groeit nog steeds.
Drie van deze objecten, aangeduid als IRS 9A-C, zouden nader kunnen worden bestudeerd. Ze zijn zeer lichtgevend (IRS 9A is ongeveer 100.000 keer intrinsiek helderder dan de zon), massief (meer dan 10 keer de massa van de zon) en heet (ongeveer 20.000 graden). Ze zijn omgeven door relatief koud stof (ongeveer 0 ° C), waarschijnlijk gedeeltelijk in schijven rond deze zeer jonge objecten.
Momenteel worden twee mogelijke scenario's voor de vorming van massieve sterren voorgesteld: door aangroei van grote hoeveelheden circumstellair materiaal of door botsing (coalescentie) van protosterren van tussenmassa's. De nieuwe waarnemingen bevorderen de aanwas, d.w.z. hetzelfde proces dat actief is tijdens de vorming van sterren met kleinere massa's.
Hoe ontstaan massieve sterren?
Deze vraag is gemakkelijk te stellen, maar tot nu toe erg moeilijk te beantwoorden. In feite zijn de processen die leiden tot de vorming van zware sterren [1] momenteel een van de meest omstreden gebieden in stellaire astrofysica.
Hoewel veel details met betrekking tot de vorming en vroege evolutie van sterren met een lage massa zoals de zon nu goed worden begrepen, blijft het basisscenario dat leidt tot de vorming van sterren met een hoge massa nog steeds een mysterie. Het is zelfs niet bekend of dezelfde kenmerkende waarnemingscriteria die worden gebruikt om de individuele stadia van jonge sterren met een lage massa te identificeren en te onderscheiden (voornamelijk kleuren gemeten bij nabije en midden-infrarode golflengten) ook kunnen worden gebruikt in het geval van zware sterren.
Momenteel worden twee mogelijke scenario's voor de vorming van zware sterren bestudeerd. In de eerste worden zulke sterren gevormd door aanwas van grote hoeveelheden circumstellair materiaal; de inval op de ontluikende ster varieert met de tijd. Een andere mogelijkheid is de vorming door botsing (coalescentie) van protosterren van tussenmassa's, waardoor de stellaire massa in "sprongen" toeneemt.
Beide scenario's leggen sterke beperkingen op aan de uiteindelijke massa van de jonge ster. Aan de ene kant moet het accretieproces op de een of andere manier de uitwendige stralingsdruk die wordt opgebouwd, overwinnen, na de ontsteking van de eerste nucleaire processen (bijv. Verbranding van deuterium / waterstof) in het interieur van de ster, zodra de temperatuur boven de kritische waarde nabij 10 is gestegen miljoen graden.
Aan de andere kant kan groei door botsingen alleen effectief zijn in een dichte sterrenhoopomgeving waarin een redelijk hoge kans op nabije ontmoetingen en botsingen van sterren is gegarandeerd.
Welke van deze twee mogelijkheden is dan de meest waarschijnlijke?
Massieve sterren worden in afzondering geboren
Er zijn drie goede redenen waarom we zo weinig weten over de eerste fasen van zware sterren:
Ten eerste zijn de formatieplaatsen van dergelijke sterren over het algemeen veel verder weg (vele duizenden lichtjaren) dan de plaatsen met een lage massa stervorming. Dit betekent dat het veel moeilijker is om details in die gebieden waar te nemen (gebrek aan hoekresolutie).
Vervolgens evolueren in alle stadia, ook de vroegste (astronomen verwijzen hier naar "protosterren"), massa's met een hoge massa veel sneller dan sterren met een lage massa. Het is daarom moeilijker om zware sterren te "vangen" in de kritieke fasen van vroege vorming.
En wat nog erger is, als gevolg van deze snelle ontwikkeling, zijn jonge hoog-massale protosterren meestal erg diep ingebed in hun geboortewolken en daarom niet detecteerbaar op optische golflengten tijdens de (korte) fase voordat nucleaire reacties in hun interieur beginnen. Er is simpelweg niet genoeg tijd voor de wolk om zich te verspreiden - wanneer het gordijn eindelijk oplicht en de nieuwe ster kan zien, is het al voorbij die eerste stadia.
Is er een oplossing voor deze problemen? "Ja", zegt Dieter N? Rnberger van ESO-Santiago, "je hoeft alleen maar op de juiste plaats te kijken en Bob Dylan te onthouden ...!". Dit is wat hij deed.
'Het antwoord, mijn vriend, waait door de wind ...'
Stel je voor dat het mogelijk zou zijn om het meeste van het verduisterende gas en stof weg te blazen rond die massale protosterren! Zelfs de sterkste wens van de astronomen kan het niet, maar gelukkig zijn er anderen die er beter in zijn!
Sommige sterren met een hoge massa vormen zich in de buurt van clusters van hete sterren, d.w.z. naast hun oudere broeders. Dergelijke reeds geëvolueerde hete sterren zijn een rijke bron van energetische fotonen en produceren krachtige sterrenwinden van elementaire deeltjes (zoals de "zonnewind" maar vele malen sterker) die een impact hebben op de omringende interstellaire gas- en stofwolken. Dit proces kan leiden tot gedeeltelijke verdamping en verspreiding van die wolken, waardoor 'het gordijn wordt opgeheven' en we rechtstreeks naar jonge sterren in dat gebied kunnen kijken, ook relatief zware sterren in een relatief vroeg evolutionair stadium.
De NGC 3603-regio
Dergelijke gebouwen zijn beschikbaar binnen de NGC 3603-sterrenhoop en het stervormingsgebied dat zich op een afstand van ongeveer 22.000 lichtjaar in de Carina-spiraalarm van het Melkwegstelsel bevindt.
NGC 3603 is een van de meest lichtgevende, optisch zichtbare "HII-gebieden" (d.w.z. gebieden van geïoniseerde waterstof - uitgesproken als "eitch-two") in ons sterrenstelsel. In het midden bevindt zich een enorme cluster van jonge, hete en massieve sterren (van het "OB-type") - dit is de hoogste dichtheid van geëvolueerde (maar nog relatief jonge) zware sterren die in de Melkweg bekend zijn, vgl. ESO PR 16/99.
Deze hete sterren hebben een aanzienlijke impact op het omringende gas en stof. Ze leveren een enorme hoeveelheid energetische fotonen die het interstellaire gas in dit gebied ioniseren. Bovendien stoten snelle sterrenwinden met snelheden tot enkele honderden km / sec in op aangrenzende dichte wolken, comprimeren en / of verspreiden ze, door astronomen aangeduid als 'moleculaire klonten' vanwege hun gehalte aan complexe moleculen, veel van deze 'organische' (met koolstofatomen).
IRS 9: een "verborgen" associatie van ontluikende massieve sterren
Een van deze moleculaire klonten, aangeduid als "NGC 3603 MM 2", bevindt zich ongeveer 8,5 lichtjaar ten zuiden van de NGC 3603-cluster, vgl. PR Foto 16a / 03. Aan de clusterzijde van deze klomp bevinden zich enkele zeer verduisterde objecten, gezamenlijk bekend als "NGC 3603 IRS 9". Het huidige, zeer gedetailleerde onderzoek heeft het mogelijk gemaakt ze te karakteriseren als een associatie van extreem jonge, massieve sterrenobjecten.
Ze vertegenwoordigen de enige momenteel bekende voorbeelden van tegenhangers met een hoge massa voor protosterren met een lage massa die worden gedetecteerd bij infraroodgolflengten. Het kostte veel moeite [2] om hun eigenschappen te ontrafelen met een krachtig arsenaal aan ultramoderne instrumenten die op verschillende golflengten werken, van het infrarood tot het spectrale millimetergebied.
Multi-spectrale waarnemingen van IRS 9
Om te beginnen werd nabij-infraroodbeeldvorming uitgevoerd met het ISAAC multi-mode instrument bij de 8,2 m VLT ANTU-telescoop, cf. PR Foto 16b / 03. Hierdoor kon onderscheid worden gemaakt tussen sterren die bonafide clusterleden zijn en andere die toevallig in deze richting worden gezien ("veldsterren"). Het was mogelijk om de omvang van de NGC 3603-cluster te meten, die ongeveer 18 lichtjaar bleek te zijn, of 2,5 keer groter dan eerder werd aangenomen. Deze waarnemingen lieten ook zien dat de ruimtelijke verdelingen van laag- en hoogmassa-clustersterren verschillend zijn, waarbij de laatste meer geconcentreerd zijn naar het centrum van de clusterkern.
Millimeterwaarnemingen werden gedaan met behulp van de Zweeds-ESO Submillimeter Telescpe (SEST) in het La Silla-observatorium. Grootschalige mapping van de distributie van het CS-molecuul toonde de structuur en bewegingen van het dichte gas in de gigantische moleculaire wolk, waaruit de jonge sterren in NGC 3603 afkomstig zijn. Er werden in totaal 13 moleculaire klonten gedetecteerd en hun afmetingen, massa's en dichtheden werden bepaald. Deze waarnemingen toonden ook aan dat de intense straling en de sterke sterrenwinden van de hete sterren in de centrale cluster 'een holte hebben uitgehouwen' in de moleculaire wolk; dit relatief lege en transparante gebied meet nu ongeveer 8 lichtjaar in doorsnede.
Midden-infraroodbeeldvorming (bij golflengten 11,9 en 18 urn) werd gemaakt van geselecteerde regio's in NGC 3603 met het TIMMI 2-instrument gemonteerd op de ESO 3,6-meter telescoop. Dit vormt het eerste mid-IR-onderzoek met sub-arcsec-resolutie van NGC 3603 en dient met name om de verdeling van warm stof in de regio te tonen. Het onderzoek geeft een duidelijke indicatie van intense, doorlopende stervormingsprocessen. Er werden veel verschillende soorten objecten gedetecteerd, waaronder extreem hete Wolf-Rayet-sterren en protosterren; in totaal werden 36 mid-IR puntbronnen en 42 knopen diffuse emissie geïdentificeerd. In het onderzochte gebied blijkt de protostar IRS 9A de meest lichtgevende puntbron te zijn bij beide golflengten; twee andere bronnen, aangeduid met IRS 9B en IRS 9C in de directe omgeving, zijn ook erg helder op de TIMMI 2-beelden, wat een verdere indicatie geeft dat dit de site is van een vereniging van protosterren op zich.
De verzameling van hoogwaardige beelden van het IRS 9-gebied getoond in PR Photo 16b / 03 is zeer geschikt om de aard en de evolutionaire status van de daar verduisterde objecten, IRS 9A-C, te onderzoeken. Ze bevinden zich aan de kant van de massieve moleculaire wolkkern NGC 3603 MM 2 die uitkijkt op de centrale cluster van jonge sterren (PR Foto 16a / 03) en werden blijkbaar pas onlangs "bevrijd" van het grootste deel van hun aardgas- en stofomgeving door sterke stellaire winden en energetische straling van de nabijgelegen zware sterrenhopen.
De gecombineerde gegevens leiden tot een duidelijke conclusie: IRS 9A-C vertegenwoordigen de slimste leden van een schaarse associatie van protosterren, nog steeds ingebed in circumstellaire enveloppen, maar in een gebied van de ongerepte moleculaire wolkkern, die nu grotendeels 'opgeblazen' is van gas en stof. De intrinsieke helderheid van deze ontluikende sterren is indrukwekkend: 100.000, 1000 en 1000 keer die van de zon voor respectievelijk IRS 9A, IRS 9B en IRS 9C.
Hun helderheid en infraroodkleuren geven informatie over de fysieke eigenschappen van deze protosterren. Ze zijn astronomisch erg jong, waarschijnlijk minder dan 100.000 jaar oud. Ze zijn echter al behoorlijk massief, meer dan 10 keer zwaarder dan de zon, en ze groeien nog steeds - vergelijking met de momenteel meest betrouwbare theoretische modellen suggereert dat ze materiaal uit hun enveloppen opnemen met een relatief hoge snelheid van maximaal 1 aardmassa per dag, dwz de massa van de zon in 1000 jaar.
De waarnemingen geven aan dat alle drie de protosterren omgeven zijn door relatief koud stof (temperatuur rond 250 - 270 K, of -20 ° C tot 0 ° C). Hun eigen temperaturen zijn vrij hoog, in de orde van 20.000 - 22.000 graden.
Wat vertellen de enorme protosterren ons?
Dieter N? Rnberger is verheugd: “We hebben nu overtuigende argumenten om IRS 9A-C te beschouwen als een soort Rosetta-stenen voor ons begrip van de vroegste fasen van de vorming van massieve sterren. Ik ken geen andere protostellaire kandidaten met een hoge massa die in zo'n vroege evolutionaire fase zijn onthuld - we moeten dankbaar zijn voor de gordijnheffende sterrenwinden in dat gebied! De nieuwe nabij- en midden-infraroodwaarnemingen geven ons een eerste blik in deze uiterst interessante fase van stellaire evolutie. ”
De waarnemingen tonen aan dat criteria (bijv. Infraroodkleuren) die al zijn vastgesteld voor de identificatie van zeer jonge (of proto-) lage-massa-sterren blijkbaar ook gelden voor hoge-massa-sterren. Bovendien, met betrouwbare waarden van hun helderheid (helderheid) en temperatuur, kan IRS 9A-C als cruciale en veeleisende testcases dienen voor de momenteel besproken modellen van stervorming met een hoge massa, in het bijzonder van accretiemodellen versus coagulatiemodellen.
De huidige gegevens komen goed overeen met de accretiemodellen en er werden geen objecten met een middelmatige helderheid / massa gevonden in de directe omgeving van IRS 9A-C. Dus, in ieder geval voor de IRS 9-associatie, heeft het aanwasscenario de voorkeur boven het aanrijdingsscenario.
Oorspronkelijke bron: ESO-persbericht
