Kredit gambar: ESO
Satu siri gambar baru yang diambil oleh Balai Cerap Eropah Selatan menunjukkan gambaran yang jarang berlaku pada peringkat awal pembentukan bintang berat. Kali ini dalam kehidupan bintang biasanya dikaburkan dari penglihatan kerana awan gas dan debu yang tebal, tetapi dalam gugus bintang NGC 3603, angin bintang dari bintang panas meletupkan bahan yang mengaburkan. Di dalam kelompok ini, para astronom menemui protostar besar yang baru berusia 100,000 tahun. Ini adalah penemuan yang berharga kerana ia membantu para astronom memahami bagaimana peringkat awal pembentukan bintang berat bermula - adakah melalui graviti menyatukan gas dan habuk, atau sesuatu yang lebih ganas, seperti bintang-bintang yang lebih kecil bertembung bersama.
Berdasarkan usaha pengamatan yang luas dengan teleskop dan instrumen yang berbeza, ESO-astronom Dieter N? Rnberger telah memperoleh gambaran pertama dari tahap pertama dalam pembentukan bintang-bintang berat.
Fasa-fasa kritikal evolusi bintang ini biasanya tersembunyi dari pandangan, kerana protostar besar tertanam dalam awan debu dan gas asalnya, penghalang yang tidak dapat ditembusi untuk pemerhatian sama sekali kecuali panjang gelombang terpanjang. Khususnya, belum ada pemerhatian visual atau inframerah yang "menangkap" bintang-bintang berat yang muncul dalam aksi tersebut dan oleh itu sedikit yang diketahui setakat ini mengenai proses yang berkaitan.
Mendapat keuntungan dari kesan awan yang kuat dari angin bintang yang kuat dari bintang bersebelahan dan panas dalam gugusan bintang muda di tengah kompleks NGC 3603, beberapa objek yang terletak berhampiran awan molekul gergasi didapati sebagai protostar besar, hanya kira-kira 100,000 tahun dan masih membesar.
Tiga objek ini, yang ditentukan IRS 9A-C, dapat dikaji dengan lebih terperinci. Mereka sangat bercahaya (IRS 9A kira-kira 100,000 kali secara intrinsik lebih terang daripada Matahari), besar (lebih daripada 10 kali jisim Matahari) dan panas (kira-kira 20,000 darjah). Mereka dikelilingi oleh debu sejuk relatif (kira-kira 0? C), mungkin sebahagiannya disusun dalam cakera di sekitar objek yang sangat muda ini.
Dua kemungkinan senario pembentukan bintang besar kini dicadangkan, dengan pertambahan sejumlah besar bahan keadaan atau dengan perlanggaran (penyatuan) protostar massa perantaraan. Pemerhatian baru memihak kepada penambahan, iaitu proses yang sama yang aktif semasa pembentukan bintang berjisim lebih kecil.
Bagaimana bintang besar terbentuk?
Soalan ini mudah diajukan, tetapi setakat ini sangat sukar untuk dijawab. Sebenarnya, proses yang membawa kepada pembentukan bintang berat pada masa ini merupakan salah satu kawasan yang paling banyak dipertandingkan dalam astrofizik bintang.
Walaupun banyak perincian yang berkaitan dengan pembentukan dan evolusi awal bintang berjisim rendah seperti Matahari kini dapat difahami dengan baik, senario asas yang membawa kepada pembentukan bintang berjisim tinggi masih menjadi misteri. Ia juga tidak diketahui sama ada kriteria pemerhatian yang sama yang digunakan untuk mengenal pasti dan membezakan tahap individu bintang berjisim rendah muda (terutamanya warna yang diukur pada panjang gelombang inframerah dekat dan pertengahan) juga boleh digunakan dalam hal bintang besar.
Dua kemungkinan senario pembentukan bintang besar kini sedang dikaji. Yang pertama, bintang seperti itu terbentuk dengan pertambahan sejumlah besar bahan keadaan; kemasukan ke bintang yang baru lahir berbeza mengikut masa. Kemungkinan lain adalah pembentukan dengan pelanggaran (penyatuan) protostar massa perantaraan, meningkatkan massa bintang dalam "lompatan".
Kedua-dua senario tersebut memberi batasan kuat pada jisim terakhir bintang muda itu. Di satu sisi, proses penambahan mesti entah bagaimana mengatasi tekanan radiasi luar yang menumpuk, berikutan pencucuhan proses nuklear pertama (misalnya, pembakaran deuterium / hidrogen) di bahagian dalam bintang, setelah suhu meningkat di atas nilai kritikal dekat 10 juta darjah.
Sebaliknya, pertumbuhan dengan perlanggaran hanya dapat berlaku dalam lingkungan gugus bintang yang padat di mana kemungkinan terjadinya pertembungan dan pelanggaran bintang yang cukup tinggi.
Di antara kedua kemungkinan yang manakah yang kemungkinan besar?
Bintang besar dilahirkan dalam keadaan terpencil
Terdapat tiga sebab baik yang kita ketahui sedikit mengenai fasa awal bintang berjisim tinggi:
Pertama, tapak pembentukan bintang-bintang seperti itu pada umumnya jauh lebih jauh (beribu-ribu tahun cahaya) daripada tempat-tempat pembentukan bintang berjisim rendah. Ini bermakna bahawa jauh lebih sukar untuk memerhatikan perincian di kawasan tersebut (kekurangan resolusi sudut).
Selanjutnya, dalam semua peringkat, juga yang paling awal (ahli astronomi di sini merujuk kepada "protostar"), bintang berjisim tinggi berkembang jauh lebih pantas daripada bintang berjisim rendah. Oleh itu, lebih sukar untuk "menangkap" bintang besar dalam fasa kritikal pembentukan awal.
Dan, yang lebih buruk lagi, kerana perkembangan pesat ini, protostar berjisim tinggi muda biasanya sangat tertanam di awan kelahirannya dan oleh itu tidak dapat dikesan pada panjang gelombang optik semasa fasa (pendek) sebelum tindak balas nuklear bermula di pedalaman mereka. Tidak ada cukup waktu untuk awan bersurai - ketika tirai akhirnya terangkat, memungkinkan pemandangan bintang baru, ia sudah melewati tahap awal.
Adakah terdapat jalan mengatasi masalah ini? "Ya", kata Dieter N? Rnberger dari ESO-Santiago, "anda hanya perlu melihat di tempat yang tepat dan mengingati Bob Dylan ...!". Inilah yang dia buat.
"Jawapannya, kawan saya, ditiup angin ..."
Bayangkan bahawa mungkin meletupkan sebahagian besar gas dan habuk yang kabur di sekitar protostar berjisim tinggi itu! Walaupun keinginan paling kuat dari para astronom tidak dapat melakukannya, tetapi ada untungnya ada yang lebih pandai!
Beberapa bintang berjisim tinggi terbentuk di kawasan sekumpulan bintang panas, di sebelah saudara-saudara mereka yang lebih tua. Bintang panas yang sudah berkembang seperti itu adalah sumber foton yang bertenaga dan menghasilkan angin bintang yang kuat dari zarah unsur (seperti "angin suria" tetapi berkali-kali lebih kuat) yang memberi kesan pada gas antara bintang dan awan debu di sekitarnya. Proses ini boleh menyebabkan penyejatan separa dan penyebaran awan tersebut, sehingga "mengangkat tirai" dan membiarkan kita melihat langsung bintang-bintang muda di wilayah itu, juga relatif besar pada tahap evolusi yang agak awal.
Wilayah NGC 3603
Premis seperti ini terdapat di dalam gugus bintang NGC 3603 dan wilayah pembentuk bintang yang terletak pada jarak sekitar 22.000 tahun cahaya di lengan lingkaran Carina galaksi Bima Sakti.
NGC 3603 adalah salah satu "kawasan HII" yang paling bercahaya dan kelihatan secara optik (iaitu kawasan hidrogen terionisasi - diucapkan "eitch-two") di galaksi kita. Di tengahnya terdapat sekumpulan besar bintang muda, panas dan besar (dari "jenis OB") - ini adalah ketumpatan tertinggi bintang berjisim tinggi yang berkembang (tetapi masih relatif muda) yang dikenali di Bima Sakti, lih. ESO PR 16/99.
Bintang panas ini mempunyai kesan yang besar terhadap gas dan habuk di sekitarnya. Mereka mengeluarkan sejumlah besar foton bertenaga yang mengionkan gas antara bintang di kawasan ini. Lebih-lebih lagi, angin bintang cepat dengan kelajuan hingga beratus-ratus km / saat mempengaruhi, memampatkan dan / atau menyebarkan awan padat bersebelahan, yang disebut oleh ahli astronomi sebagai "gumpalan molekul" kerana kandungan molekul kompleks mereka, kebanyakan "organik" ini (dengan atom karbon).
IRS 9: persatuan "tersembunyi" bintang besar yang baru lahir
Salah satu gumpalan molekul ini, yang disebut "NGC 3603 MM 2" terletak kira-kira 8.5 tahun cahaya di selatan gugus NGC 3603, lih. Foto PR 16a / 03. Terletak di sisi gumpalan gumpalan ini terdapat beberapa objek yang sangat kabur, dikenal secara kolektif sebagai "NGC 3603 IRS 9". Penyiasatan yang sangat terperinci sekarang ini memungkinkan untuk mencirikannya sebagai gabungan objek bintang yang sangat muda dan berjisim tinggi.
Mereka mewakili satu-satunya contoh rakan sejenis massa tinggi hingga protostar massa rendah yang dikesan pada panjang gelombang inframerah. Diperlukan cukup upaya [2] untuk menguraikan harta benda mereka dengan gudang alat canggih yang kuat yang bekerja pada panjang gelombang yang berbeza, dari inframerah hingga wilayah spektrum milimeter.
Pemerhatian pelbagai spektrum IRS 9
Sebagai permulaan, pencitraan inframerah dekat dilakukan dengan instrumen multi-mod ISAAC di teleskop VLT ANTU 8.2-m, lih. Foto PR 16b / 03. Ini memungkinkan untuk membezakan antara bintang-bintang yang merupakan anggota kluster bona-fide dan bintang-bintang lain yang kebetulan dilihat ke arah ini ("bintang lapangan"). Adalah mungkin untuk mengukur sejauh mana gugus NGC 3603 yang didapati kira-kira sekitar 18 tahun cahaya, atau 2.5 kali lebih besar daripada yang diandaikan sebelumnya. Pemerhatian ini juga menunjukkan bahawa taburan spasial bintang kluster jisim rendah dan tinggi berbeza, yang terakhir lebih tertumpu ke pusat teras kluster.
Pemerhatian milimeter dibuat dengan menggunakan Sweden-ESO Submillimeter Telescpe (SEST) di Balai Cerap La Silla. Pemetaan skala besar penyebaran molekul CS menunjukkan struktur dan pergerakan gas padat di awan molekul raksasa, dari mana bintang muda di NGC 3603 berasal. Sebanyak 13 gumpalan molekul dikesan dan ukuran, jisim dan ketumpatannya ditentukan. Pemerhatian ini juga menunjukkan bahawa sinaran kuat dan angin bintang yang kuat dari bintang panas di gugus tengah telah "mengukir rongga" di awan molekul; kawasan yang agak kosong dan telus ini kini berukuran sekitar 8 tahun cahaya.
Pencitraan inframerah pertengahan (pada panjang gelombang 11.9 dan 18? M) dibuat dari kawasan terpilih di NGC 3603 dengan instrumen TIMMI 2 dipasang pada teleskop ESO 3.6-m. Ini merupakan tinjauan pertama sub-arcsec resolusi IR-NGC 3603 dan berfungsi khususnya untuk menunjukkan taburan habuk panas di rantau ini. Tinjauan ini memberikan petunjuk yang jelas mengenai proses pembentukan bintang yang intens dan berterusan. Banyak jenis objek dikesan, termasuk bintang dan protostar Wolf-Rayet yang sangat panas; keseluruhannya 36 sumber titik IR pertengahan dan 42 knot pelepasan tersebar dikenal pasti. Di kawasan yang ditinjau, protostar IRS 9A didapati sebagai sumber titik paling bercahaya pada kedua panjang gelombang; dua sumber lain, yang ditentukan IRS 9B dan IRS 9C di sekitarnya juga sangat terang pada gambar TIMMI 2, memberikan petunjuk lebih lanjut bahawa ini adalah laman web persatuan protostar dengan sendirinya.
Koleksi gambar berkualiti tinggi kawasan IRS 9 yang ditunjukkan dalam Foto PR 16b / 03 sangat sesuai untuk menyelidiki sifat dan status evolusi objek yang sangat kabur yang terdapat di sana, IRS 9A-C. Mereka terletak di sisi teras awan molekul besar-besaran NGC 3603 MM 2 yang menghadap kelompok pusat bintang muda (Foto PR 16a / 03) dan nampaknya baru-baru ini "dibebaskan" dari sebahagian besar persekitaran gas dan debu kelahiran mereka dengan kuat angin kencang dan sinaran bertenaga dari bintang kluster berjisim tinggi yang berdekatan.
Data gabungan membawa kepada kesimpulan yang jelas: IRS 9A-C mewakili anggota paling terang dari sekumpulan protostar jarang, masih tertanam dalam sampul tertentu, tetapi di wilayah teras awan molekul murni, kini sebahagian besarnya "bebas ditiup" dari gas dan habuk. Kecerahan intrinsik bintang-bintang baru ini sangat mengagumkan: 100.000, 1000 dan 1000 kali cahaya Matahari masing-masing untuk IRS 9A, IRS 9B dan IRS 9C.
Kecerahan dan warna inframerah mereka memberikan maklumat mengenai sifat fizikal protostar ini. Mereka sangat muda dari segi astronomi, mungkin berumur kurang dari 100,000 tahun. Mereka sudah cukup besar, walaupun, lebih daripada 10 kali lebih berat daripada Matahari, dan mereka masih berkembang - perbandingan dengan model teori yang paling dipercayai pada masa ini menunjukkan bahawa mereka memperoleh bahan dari sampulnya dengan kadar yang relatif tinggi hingga 1 jisim Bumi sehari, iaitu, jisim Matahari dalam 1000 tahun.
Pemerhatian menunjukkan bahawa ketiga-tiga protostar dikelilingi oleh habuk yang relatif sejuk (suhu sekitar 250 - 270 K, atau -20? C hingga 0? C). Suhu mereka sendiri cukup tinggi, dari 20,000 - 22,000 darjah.
Apa yang diberitahu oleh para protostar besar?
Dieter N? Rnberger gembira: “Kami sekarang mempunyai argumen yang meyakinkan untuk mempertimbangkan IRS 9A-C sebagai sejenis Batu Rosetta untuk pemahaman kami mengenai fasa awal pembentukan bintang besar. Saya tidak tahu ada calon protostellar berjisim tinggi yang telah dinyatakan pada tahap evolusi awal - kita mesti bersyukur dengan angin bintang yang mengangkat tirai di kawasan itu! Pemerhatian jarak dekat dan inframerah baru memberi kita pandangan pertama ke fasa evolusi yang sangat menarik ini. "
Pemerhatian menunjukkan bahawa kriteria (misalnya, warna inframerah) yang telah ditetapkan untuk mengenal pasti bintang berjisim rendah yang sangat muda (atau proto-) nampaknya juga berlaku untuk bintang berjisim tinggi. Lebih-lebih lagi, dengan nilai yang boleh dipercayai mengenai kecerahan dan suhu mereka, IRS 9A-C dapat berfungsi sebagai kes ujian yang penting dan arif untuk model pembentukan bintang berjisim tinggi yang sedang dibincangkan, khususnya model penambahan berbanding model pembekuan.
Data yang ada sesuai dengan model pertambahan dan tidak ada objek cahaya / jisim pertengahan yang dijumpai di kawasan berdekatan IRS 9A-C. Oleh itu, sekurang-kurangnya untuk persatuan IRS 9, senario pertambahan disukai berbanding senario perlanggaran.
Sumber Asal: Siaran Berita ESO
