הצצה למפעל כוכב

אשראי תמונה: ESO

סדרת תמונות חדשה שצולמה על ידי המצפה הדרומי האירופי מציגה מבט נדיר לשלבים המוקדמים מאוד של היווצרות הכוכבים הכבדים. הפעם בחייו של כוכב מוסתרים לרוב מעיניו בגלל ענני גז ואבק עבים, אך באשכול הכוכבים NGC 3603 הרוח הכוכבית מכוכבים חמים מפוצצת את החומר המעיר. בתוך האשכול הזה אסטרונומים מוצאים פרוטוסטרים מסיביים בני 100,000 שנה בלבד. זוהי תגלית חשובה מכיוון שהיא מסייעת לאסטרונומים להבין כיצד מתחילים השלבים המוקדמים של היווצרות כוכבים כבדים - האם זה דרך כוח הכובד שמאחד גז ואבק, או משהו אלים יותר, כמו כוכבים קטנים יותר המתנגשים זה בזה.

בהתבסס על מאמץ תצפיתי עצום עם טלסקופים ומכשירים שונים, אסטרונום ESO דיטר ננברגר השיג הצצה ראשונה לשלבים הראשונים מאוד ביצירת כוכבים כבדים.

שלבים קריטיים אלה של אבולוציה מהממים מוסתרים בדרך כלל מהנוף, מכיוון שפרוטוסטרים מאסיביים מוטבעים עמוק בענני האבק והגז הטבעיים שלהם, חסמים בלתי חדירים לתצפיות, אלא באורכי הגל הארוכים ביותר. בפרט, אף תצפיות חזותיות או אינפרא אדום עדיין לא "תפסו" כוכבים כבדים המתהווים במעשה ולכן מעט ידוע עד כה על התהליכים הקשורים זה לזה.

מרוויחים מההשפעה הקורעת של עננים של רוחות כוכבים חזקות מכוכבים חמים סמוכים, באשכול כוכבים צעיר במרכז מתחם NGC 3603, מספר עצמים שנמצאו בסמוך לענן מולקולרי ענק התגלו כפרוטוסטרים מסיביים להפליא, רק בערך בן 100,000 שנה ועדיין צומח.

ניתן היה ללמוד ביתר פירוט של שלושה מהאובייקטים הללו, המכונים IRS 9A-C. הם זוהרים מאוד (מס הכנסה 9A בהיר באופן מהותי יותר מהשמש), מסיבי (יותר מפי 10 ממסת השמש) וחם (כ 20,000 מעלות). הם מוקפים באבק קר יחסית (בערך 0? C), ככל הנראה מסודרים בחלקם בדיסקים סביב חפצים צעירים מאוד אלה.

מוצעים כעת שני תרחישים אפשריים להיווצרות כוכבים מאסיביים, על ידי הצטברות של כמויות גדולות של חומר עיגולי או על ידי התנגשות (גמישות) של פרוטוסטרים של המוני ביניים. התצפיות החדשות מעדיפות השגחה, כלומר אותו תהליך שפועל במהלך היווצרות כוכבים של המונים קטנים יותר.

איך נוצרים כוכבים מאסיביים?
קל להעלות על שאלה זו, אך עד כה קשה מאוד לענות עליה. למעשה, התהליכים המובילים להיווצרותם של כוכבים כבדים [1] הם כיום האזורים הכי מעורערים באסטרופיזיקה כוכבים.

בעוד שפרטים רבים הקשורים להיווצרותם והתפתחותם המוקדמת של כוכבים בעלי מסה נמוכה כמו השמש מבינים כעת היטב, התרחיש הבסיסי המוביל להיווצרותם של כוכבים בעלי מסה גבוהה עדיין נותר בגדר תעלומה. לא ידוע אפילו אם ניתן להשתמש באותם קריטריונים תצפיתיים המשמשים לזיהוי והבחנה בין השלבים האינדיבידואליים של כוכבים צעירים בעלי מסה נמוכה (בעיקר צבעים הנמדדים באורכי גל קרוב ואמצע האינפרא אדום), ניתן להשתמש גם במקרה של כוכבים מאסיביים.

בימים אלה נחקרים שני תרחישים אפשריים להיווצרות כוכבים מאסיביים. בראשון, כוכבים כאלה נוצרים על ידי הסכמה של כמויות גדולות של חומר סביבתי; הכניסה לכוכב המתהווה משתנה עם הזמן. אפשרות נוספת היא היווצרות על ידי התנגשות (התגבשות) של פרוטוסטרים של מסות ביניים, הגדלת המסה הכוכבית ב"קפיצות ".

שני התרחישים מטילים מגבלות חזקות על המסה הסופית של הכוכב הצעיר. מצד אחד, על תהליך ההקרבה להתגבר איכשהו על לחץ הקרינה החיצוני המצטבר, בעקבות הצתת התהליכים הגרעיניים הראשונים (למשל שריפת Deuterium / מימן) בפנים הכוכב, ברגע שהטמפרטורה עלתה מעל הערך הקריטי ליד 10 מיליון מעלות.

מצד שני, צמיחה על ידי התנגשויות יכולה להיות יעילה רק בסביבת אשכול כוכבים צפופה בה מובטחת הסתברות גבוהה למדי למפגשים קרובים והתנגשויות כוכבים.

איזו משתי האפשרויות הללו היא הסבירה יותר?

כוכבים ענקיים נולדים בהתבודדות
ישנן שלוש סיבות טובות לכך שאנו יודעים כל כך מעט על השלבים המוקדמים ביותר של כוכבים בעלי מסה גבוהה:

ראשית, אתרי ההיווצרות של כוכבים כאלה רחוקים באופן כללי הרבה יותר (אלפי שנות אור) בהרבה מאתרי היווצרות כוכבים נמוכה. המשמעות היא שקשה הרבה יותר להתבונן בפרטים באותם אזורים (חוסר רזולוציה זוויתית).

בשלב הבא, בכל השלבים, גם המוקדמים ביותר (אסטרונומים כאן מתייחסים ל"פרוטוסטרים "), כוכבים בעלי מסות גבוהות מתפתחים הרבה יותר מהר מכוכבים בעלי מסה נמוכה. לפיכך קשה יותר "לתפוס" כוכבים מאסיביים בשלבים הקריטיים של היווצרות מוקדמת.

ומה שגרוע עוד יותר, עקב התפתחות מהירה זו, פרוטוסטרים צעירים בעלי מסה גבוהה בדרך כלל מוטבעים עמוק מאוד בענני הלידה שלהם ולכן אינם ניתנים לגילוי באורכי גל אופטי בשלב (הקצר) לפני שמתחילים תגובות גרעיניות בפנים שלהם. פשוט אין מספיק זמן להתפזר הענן - כאשר הווילון סוף סוף מתרומם ומאפשר נוף של הכוכב החדש, הוא כבר עבר את אותם שלבים מוקדמים.

האם יש דרך לעקוף את הבעיות האלה? "כן", אומר דיטר נ 'רנברגר מ- ESO-Santiago, "אתה רק צריך להסתכל במקום הנכון ולהיזכר בבוב דילן ...!". זה מה שהוא עשה.
"התשובה, ידידי, נושבת ברוח ..."

תאר לעצמך שאפשר יהיה לפוצץ את מרבית הגז והאבק המטשטשים סביב אותם פרוטוסטרים עתירי מסה! אפילו הרצון החזק ביותר של האסטרונומים אינו יכול לעשות זאת, אך למרבה המזל ישנם אחרים אשר טובים יותר בזה!

כמה כוכבים בעלי המונים גבוהים נוצרים בשכונת אשכולות כוכבים חמים, כלומר ליד אחיהם הגדולים. כוכבים חמים שכאלו התפתחו כבר הם מקור עשיר של פוטונים אנרגטיים ומייצרים רוחות כוכבים עוצמתיות של חלקיקים יסודיים (כמו "רוח השמש" אך חזקה פי כמה) המשפיעים על ענני הגז הבין-כוכבי סביבם. תהליך זה עשוי להוביל לאידוי ופיזור חלקי של אותם עננים, ובכך "להרים את הווילון" ולתת לנו להסתכל ישירות על כוכבים צעירים באזור זה, שגם הם מסיביים יחסית בשלב אבולוציוני מוקדם יחסית.

אזור NGC 3603
הנחות כאלה זמינות בתוך אשכול הכוכבים NGC 3603 ובאזור היוצר כוכבים שממוקם במרחק של כ 22,000 שנות אור בזרוע הספירלה של קארינה שבגלקסיית שביל החלב.

NGC 3603 הוא אחד מאזורי ה- HII הזוהרים ביותר, האופטיפיים ביותר (כלומר אזורים של מימן מיונן - המכונה "eitch-two") בגלקסיה שלנו. במרכזו מקבץ מסיבי של כוכבים צעירים, חמים ומסיביים (מסוג "OB") - זהו הצפיפות הגבוהה ביותר של כוכבים מפותחים (אך עדיין צעירים יחסית), המוכרים בדרך החלב, ראה ESO PR 16/99.

לכוכבים החמים האלה יש השפעה משמעותית על הגז והאבק שמסביב. הם מספקים כמות אדירה של פוטונים אנרגטיים המייננים את הגז הבין-כוכבי באזור זה. יתרה מזאת, רוחות כוכבים מהירות המהירות של כמה מאות קמ"ש משפיעות על, דוחסים ו / או מפזרים עננים צפופים סמוכים, המכונים על ידי אסטרונומים "גושים מולקולריים" בגלל התוכן שלהם במולקולות מורכבות, רבים מה"אורגניים "האלה (עם אטומי פחמן).

מס הכנסה 9: אגודה "נסתרת" של כוכבים מאסיביים המתהווים
אחד הגושים המולקולריים הללו, המכונה "NGC 3603 MM 2" ממוקם כ 8.5 שנות אור דרומית לאשכול NGC 3603, ראה יחסי ציבור 16a / 03. ממוקמים בצד הפונה לאשכול של גוש זה ישנם כמה חפצים מעורפלים מאוד, הידועים בכינוי "NGC 3603 IRS 9". החקירה הנוכחית, המפורטת מאוד, אפשרה לאפיין אותם כאסוציאציה של חפצים מהממים צעירים במיוחד, בעלי מסה גבוהה.

הם מייצגים את הדוגמאות היחידות הידועות כרגע למקבילים בעלי מסה גבוהה לפרוטוסטרים בעלי מסה נמוכה אשר מתגלים באורכי גל אינפרא אדום. נדרש מאמץ לא קטן [2] כדי לפתוח את תכונותיהם באמצעות ארסנל רב עוצמה של מכשירים עדכניים הפועלים באורכי גל שונים, מהאינפרא אדום ועד לאזור הספקטרלי המילימטר.

תצפיות רב-ספקטרליות של מס הכנסה 9
ראשית, דימות כמעט אינפרא אדום בוצעו בעזרת מכשיר ISAAC הרב-מצבי בטלסקופ VLT ANTU, 8.2 מ ', ראה. צילום יחסי ציבור 16b / 03. זה מאפשר להבחין בין כוכבים שהם חברי צביר בנאמנות לבין אחרים שנראים במקרה בכיוון זה ("כוכבי שדה"). ניתן היה למדוד את היקף אשכול NGC 3603 שנמצא כבערך 18 שנות אור, או פי 2.5 גדול יותר ממה שהניח קודם. תצפיות אלה שימשו גם להראות שההתפלגות המרחבית של כוכבי אשכול נמוך וגבוהה הם שונים, כאשר האחרונים מרוכזים יותר לעבר מרכז ליבת האשכול.

תצפיות מילימטר נעשו באמצעות טלסקפה המשנה-מילולית השוודית-ESO (SEST) במצפה הכוכב לה סילה. מיפוי בקנה מידה גדול של התפלגות מולקולת ה- CS הראה את המבנה והתנועות של הגז הצפוף בענן המולקולרי הענק, שממנו מקורם של הכוכבים הצעירים ב- NGC 3603. בסך הכל אותרו 13 גושים מולקולריים ונקבעו גודלם, המוניהם וצפיפותם. תצפיות אלה הראו גם כי הקרינה העזה ורוחות הכוכבים החזקות מהכוכבים החמים באשכול המרכזי "חצבו חלל" בענן המולקולרי; האזור הריק והשקוף יחסית הזה מודד כעת כשמונה שנות אור.

הדמיה באמצע אינפרא אדום (באורכי גל 11.9 ו -18? מ ') נוצרה מאזורים נבחרים ב- NGC 3603 כאשר מכשיר TIMMI 2 הותקן על הטלסקופ ESO 3.6 מ'. זה מהווה את הרזולוציה הראשונה של תת-ארקסק במהלך סקר ה- IR של NGC 3603 ומשמש במיוחד להראות את התפלגות האבק החם באזור. הסקר נותן אינדיקציה ברורה לתהליכי היווצרות כוכבים אינטנסיביים ומתמשכים. סוגים רבים של חפצים התגלו, כולל כוכבי וול-רייאט חמים במיוחד ופרוטוסטרים; זוהו בסך הכל 36 מקורות נקודת אמצע-IR ו- 42 קשר של פליטה דיפוזית. באזור שנסקר נמצא כי פרוטוסטאר IRS 9A הוא מקור הנקודה הזוהר ביותר בשני אורכי הגל; שני מקורות נוספים, המכונים IRS 9B ו- IRS 9C בסביבה הקרובה, גם הם בהירים מאוד בתמונות TIMMI 2, ומספקים אינדיקציה נוספת לכך שזהו האתר של איגוד פרוטוסטרים בפני עצמו.

אוסף התמונות האיכותיות של אזור IRS 9 המוצג בתמונות PR 16b / 03, מתאים היטב לחקור את טיבן ומעמדן האבולוציוני של העצמים המוסווים ביותר שנמצאים שם, IRS 9A-C. הם ממוקמים בצד ליבת הענן המולקולרית המאסיבית NGC 3603 MM 2 הפונה לאשכול הכוכבים הצעירים המרכזי (צילום תמונה 16a / 03) וככל הנראה רק "שוחררו" לאחרונה מרוב סביבת הגז והאבק שלהם דרך חזקה. רוחות כוכבים וקרינה אנרגטית מכוכבי האשכול בסביבה גבוהה המונית.

הנתונים המשולבים מובילים למסקנה ברורה: מס הכנסה 9A-C מייצג את החברים המבריקים ביותר באגודה דלילה של פרוטוסטרים, שעדיין משובצים במעטפות מעגליות, אך באזור של גרעין הענן המולקולרי הבתולי, כיום "ללא פיצוץ" מגז. ואבק. הבהירות המהותית של הכוכבים המתהווים הללו מרשימה: פי 100,000, 1000 ו 1000 מזה של השמש עבור IRS 9A, IRS 9B ו- IRS 9C, בהתאמה.

בהירותם וצבעי האינפרא אדום שלהם מספקים מידע על המאפיינים הפיזיים של פרוטוסטרים אלה. הם צעירים מאוד במונחים אסטרונומיים, כנראה פחות ממאה אלף שנה. עם זאת, הם כבר מסיביים למדי, כבד פי עשרה מהשמש, והם עדיין צומחים - בהשוואה לדגמים התיאורטיים האמינים ביותר כיום עולה כי הם מצמידים חומר מהמעטפות שלהם בשיעור הגבוה יחסית של מסת אדמה אחת. ליום, כלומר המסה של השמש בעוד 1000 שנה.

התצפיות מצביעות על כך שכל שלושת הפרוטוסטרים מוקפים באבק קר יחסית (טמפרטורה סביב 250 - 270 K, או -20 ° C עד 0 ° C). הטמפרטורות שלהם גבוהות למדי, בסדר גודל של 20,000 - 22,000 מעלות.

מה אומרים לנו הפרוטוסטרים המסיביים?
דיטר נ? רנברגר מרוצה: "יש לנו כעת טיעונים משכנעים לשקול את מס הכנסה 9A-C כסוג של אבני רוזטה להבנתנו את השלבים המוקדמים ביותר של היווצרות כוכבים מאסיביים. אינני יודע שום מועמדים פרוטוסטליים בעלי המונים גדולים שנחשפו בשלב כה אבולוציוני מוקדם - עלינו להיות אסירי תודה על רוחות הכוכבים המרימות את הווילון באזור זה! התצפיות החדשות כמעט-באמצע-אינפרא-אדום נותנות לנו מבט ראשון על השלב המעניין ביותר הזה של האבולוציה הכוכבית. "

התצפיות מראות כי קריטריונים (למשל, צבעי אינפרא אדום) שכבר נקבעו לזיהוי של כוכבים צעירים מאוד (או פרוטו) בעלי מסה נמוכה הם ככל הנראה גם עבור כוכבים בעלי מסה גבוהה. יתר על כן, עם ערכים אמינים של בהירותם (בהירותם) וטמפרטורתם, IRS 9A-C עשוי לשמש מקרי בדיקה מכריעים ומבחינים עבור הדגמים המדוברים כיום של היווצרות כוכבים גדולים במוני, בפרט של מודלי ההקרדה לעומת מודלים של קרישה.

הנתונים הנוכחיים תואמים היטב את מודלי ההשקעה ולא נמצאו שום אובייקטים של בהירות / מסה ביניים בשכונה המיידית של IRS 9A-C. לפיכך, עבור איגוד IRS 9 לפחות, תרחיש ההשבחה מועדף על פני תרחיש ההתנגשות.

המקור המקורי: פרסום חדשות ESO