Tín dụng hình ảnh: ESO
Một loạt các bức ảnh mới được chụp bởi Đài thiên văn Nam châu Âu cho thấy một cái nhìn hiếm hoi về giai đoạn rất sớm của sự hình thành sao nặng. Lần này trong cuộc sống của một ngôi sao thường bị che khuất khỏi tầm nhìn vì những đám mây khí và bụi dày, nhưng trong cụm sao NGC 3603, gió sao từ các ngôi sao nóng đang thổi bay vật chất che khuất. Bên trong cụm sao này, các nhà thiên văn học đang tìm thấy những chiếc máy bay khổng lồ chỉ 100.000 năm tuổi. Đây là một khám phá có giá trị vì nó giúp các nhà thiên văn học hiểu được giai đoạn đầu của quá trình hình thành sao nặng - bắt đầu bằng lực hấp dẫn khí và bụi, hay thứ gì đó dữ dội hơn, như những ngôi sao nhỏ hơn va chạm vào nhau.
Dựa trên nỗ lực quan sát rộng lớn với các kính thiên văn và dụng cụ khác nhau, nhà thiên văn học ESO Dieter N? Rnberger đã có được cái nhìn đầu tiên về giai đoạn đầu tiên trong quá trình hình thành các ngôi sao nặng.
Những giai đoạn quan trọng của quá trình tiến hóa sao thường bị che khuất khỏi tầm nhìn, bởi vì các nguyên mẫu lớn được nhúng sâu trong các đám mây bụi và khí tự nhiên của chúng, các rào cản không thể xuyên thủng đối với các quan sát ở mọi bước trừ các bước sóng dài nhất. Đặc biệt, chưa có quan sát bằng hình ảnh hoặc hồng ngoại nào bắt được các ngôi sao hạng nặng mới sinh trong hành vi và do đó ít người biết đến các quy trình liên quan.
Thu lợi nhuận từ hiệu ứng xé toạc của những cơn gió sao mạnh mẽ từ các ngôi sao nóng, liền kề trong một cụm sao trẻ ở trung tâm của tổ hợp NGC 3603, một số vật thể nằm gần một đám mây phân tử khổng lồ được tìm thấy là các sao nguyên khối khổng lồ, chỉ khoảng 100.000 năm tuổi và vẫn đang phát triển.
Ba trong số các đối tượng này, được chỉ định IRS 9A-C, có thể được nghiên cứu chi tiết hơn. Chúng rất sáng (IRS 9A thực chất sáng hơn Mặt trời khoảng 100.000 lần so với Mặt trời), to lớn (gấp 10 lần khối lượng Mặt trời) và nóng (khoảng 20.000 độ). Chúng được bao quanh bởi bụi lạnh tương đối (khoảng 0? C), có lẽ được sắp xếp một phần trong các đĩa xung quanh những vật thể rất trẻ này.
Hai kịch bản có thể xảy ra cho sự hình thành của các ngôi sao lớn hiện đang được đề xuất, bằng cách bồi đắp một lượng lớn vật liệu hoàn cảnh hoặc do va chạm (sự kết tụ) của các nguyên mẫu có khối lượng trung gian. Các quan sát mới ủng hộ sự bồi đắp, tức là quá trình tương tự đang hoạt động trong quá trình hình thành các ngôi sao có khối lượng nhỏ hơn.
Làm thế nào để các ngôi sao lớn hình thành?
Câu hỏi này rất dễ đặt ra, nhưng cho đến nay rất khó trả lời. Trên thực tế, các quá trình dẫn đến sự hình thành của các ngôi sao nặng [1] hiện là một trong những khu vực gây tranh cãi nhất trong vật lý thiên văn sao.
Trong khi nhiều chi tiết liên quan đến sự hình thành và tiến hóa sớm của các ngôi sao có khối lượng thấp như Mặt trời hiện đã được hiểu rõ, kịch bản cơ bản dẫn đến sự hình thành của các ngôi sao có khối lượng lớn vẫn còn là một bí ẩn. Người ta thậm chí còn không biết liệu các tiêu chí quan sát đặc trưng giống nhau được sử dụng để xác định và phân biệt các giai đoạn riêng lẻ của các ngôi sao có khối lượng thấp trẻ (chủ yếu là các màu được đo ở bước sóng gần và giữa hồng ngoại) cũng có thể được sử dụng trong trường hợp các sao lớn.
Hai kịch bản có thể cho sự hình thành của các ngôi sao lớn hiện đang được nghiên cứu. Đầu tiên, những ngôi sao như vậy hình thành bằng cách bồi đắp một lượng lớn vật liệu hoàn cảnh; infall lên ngôi sao non trẻ thay đổi theo thời gian. Một khả năng khác là sự hình thành do sự va chạm (sự kết hợp) của các nguyên mẫu của các khối trung gian, làm tăng khối sao trong các bước nhảy.
Cả hai kịch bản đều áp đặt những hạn chế mạnh mẽ đối với khối lượng cuối cùng của ngôi sao trẻ. Một mặt, quá trình bồi tụ phải bằng cách nào đó vượt qua áp suất bức xạ bên ngoài tích tụ, sau khi đốt cháy các quá trình hạt nhân đầu tiên (ví dụ, đốt cháy deuterium / hydro) trong phần bên trong của ngôi sao, khi nhiệt độ đã tăng lên trên giá trị tới hạn gần 10 triệu độ.
Mặt khác, tăng trưởng do va chạm chỉ có thể có hiệu quả trong môi trường cụm sao dày đặc, trong đó xác suất hợp lý cao cho các cuộc chạm trán và va chạm của các ngôi sao được đảm bảo.
Cái nào trong hai khả năng này là cái có nhiều khả năng?
Những ngôi sao khổng lồ được sinh ra trong sự ẩn dật
Có ba lý do chính đáng mà chúng ta biết rất ít về các giai đoạn sớm nhất của các ngôi sao có khối lượng lớn:
Đầu tiên, các vị trí hình thành của các ngôi sao như vậy nói chung ở rất xa (nhiều nghìn năm ánh sáng) so với các vị trí hình thành sao có khối lượng thấp. Điều này có nghĩa là khó quan sát chi tiết hơn trong các khu vực đó (thiếu độ phân giải góc).
Tiếp theo, trong tất cả các giai đoạn, cũng là những giai đoạn sớm nhất (các nhà thiên văn học ở đây đề cập đến các protostars của Hồi giáo), các ngôi sao có khối lượng lớn tiến hóa nhanh hơn nhiều so với các ngôi sao có khối lượng thấp. Do đó, khó khăn hơn để bắt được những ngôi sao khổng lồ trong các giai đoạn quan trọng của sự hình thành sớm.
Và, điều tồi tệ hơn nữa, do sự phát triển nhanh chóng này, các nguyên mẫu có khối lượng lớn trẻ thường được nhúng rất sâu vào các đám mây tự nhiên của chúng và do đó không thể phát hiện được ở bước sóng quang trong giai đoạn (ngắn) trước khi phản ứng hạt nhân bắt đầu bên trong chúng. Đơn giản là không có đủ thời gian để đám mây phân tán - khi bức màn cuối cùng cũng nhấc lên, cho phép nhìn thấy ngôi sao mới, nó đã vượt qua những giai đoạn sớm nhất.
Có cách nào xung quanh những vấn đề này? Ngay bây giờ, hãy nói rằng Dieter N? Rnberger của ESO-Santiago, bạn chỉ cần nhìn đúng chỗ và nhớ Bob Dylan Hiểu! Đây là những gì anh ấy đã làm.
Câu trả lời, bạn ơi, đang thổi gió
Hãy tưởng tượng rằng nó sẽ có thể thổi bay hầu hết khí và bụi che khuất xung quanh những chiếc máy bay có khối lượng lớn đó! Ngay cả mong muốn mạnh mẽ nhất của các nhà thiên văn học cũng không thể làm được, nhưng may mắn thay, có những người khác giỏi hơn về điều đó!
Một số ngôi sao có khối lượng lớn hình thành trong khu vực các cụm sao nóng, tức là, bên cạnh anh em lớn tuổi của họ. Những ngôi sao nóng đã phát triển như vậy là một nguồn photon năng lượng phong phú và tạo ra những cơn gió sao mạnh mẽ của các hạt cơ bản (như gió mặt trời, nhưng mạnh hơn nhiều lần) tác động lên các đám mây khí và bụi liên sao xung quanh. Quá trình này có thể dẫn đến sự bốc hơi và phân tán một phần của những đám mây đó, do đó, Đức nâng màn rèm và để chúng ta nhìn thẳng vào các ngôi sao trẻ trong khu vực đó, cũng tương đối lớn ở giai đoạn tiến hóa tương đối sớm.
Vùng NGC 3603
Những cơ sở như vậy có sẵn trong cụm sao NGC 3603 và khu vực hình thành sao nằm ở khoảng cách khoảng 22.000 năm ánh sáng trong nhánh xoắn ốc Carina của thiên hà Milky Way.
NGC 3603 là một trong những vùng HII sáng nhất, có thể nhìn thấy rõ nhất về mặt quang học (tức là các vùng của hydro bị ion hóa - phát âm là Eitch-hai) trong thiên hà của chúng ta. Ở trung tâm của nó là một cụm sao khổng lồ, nóng và lớn (thuộc loại OB OB) - đây là mật độ cao nhất của các ngôi sao có khối lượng lớn tiến hóa (nhưng vẫn còn khá trẻ) được biết đến trong Dải Ngân hà, cf ESO PR 16/99.
Những ngôi sao nóng này có tác động đáng kể đến khí và bụi xung quanh. Chúng cung cấp một lượng lớn các photon năng lượng làm ion hóa khí liên sao trong khu vực này. Ngoài ra, gió sao nhanh với tốc độ lên tới hàng trăm km / giây tác động lên, nén và / hoặc phân tán các đám mây dày đặc liền kề, được các nhà thiên văn học gọi là phân tử nhóm Clump vì hàm lượng phân tử phức tạp của chúng, nhiều trong số chúng (với các nguyên tử carbon).
IRS 9: một hiệp hội ẩn giấu các ngôi sao lớn
Một trong những cụm phân tử này, được chỉ định là NG NG 3603 MM 2, nằm cách cụm NGC 3603 khoảng 8,5 năm ánh sáng, x. Ảnh PR 16a / 03. Nằm ở phía đối diện của cụm này là một số vật thể bị che khuất rất cao, được gọi chung là NG NG 3603 IRS 9 tựa. Hiện tại, cuộc điều tra rất chi tiết đã cho phép mô tả chúng như một hiệp hội của các vật thể sao cực kỳ trẻ, có khối lượng lớn.
Chúng đại diện cho các ví dụ duy nhất được biết hiện tại của các đối tác khối lượng lớn với các nguyên mẫu có khối lượng thấp được phát hiện ở bước sóng hồng ngoại. Phải mất khá nhiều nỗ lực để làm sáng tỏ các tính chất của chúng bằng một kho vũ khí mạnh mẽ của các thiết bị hiện đại hoạt động ở các bước sóng khác nhau, từ vùng hồng ngoại đến vùng phổ milimet.
Quan sát đa phổ của IRS 9
Để bắt đầu, hình ảnh cận hồng ngoại đã được thực hiện với thiết bị đa chế độ ISAAC tại kính viễn vọng VLT ANTU 8.2 m, x. Ảnh PR 16b / 03. Điều này cho phép phân biệt giữa các ngôi sao là thành viên của cụm sao và những người khác có thể nhìn thấy theo hướng này (ngôi sao của lĩnh vực Ngôi sao). Có thể đo phạm vi của cụm NGC 3603 được tìm thấy là khoảng 18 năm ánh sáng, hoặc lớn hơn 2,5 lần so với giả định trước đây. Những quan sát này cũng phục vụ cho thấy rằng sự phân bố không gian của các sao cụm có khối lượng thấp và cao là khác nhau, phần sau tập trung nhiều hơn vào trung tâm của lõi cụm.
Các quan sát milimet đã được thực hiện bằng phương tiện của Kính thiên văn Sub-milimet Thụy Điển-ESO (SEST) tại Đài thiên văn La Silla. Ánh xạ quy mô lớn về sự phân bố của phân tử CS cho thấy cấu trúc và chuyển động của khí dày đặc trong đám mây phân tử khổng lồ, từ đó các ngôi sao trẻ trong NGC 3603 bắt nguồn. Tổng cộng có 13 khối phân tử đã được phát hiện và kích thước, khối lượng và mật độ của chúng đã được xác định. Những quan sát này cũng cho thấy rằng bức xạ cực mạnh và gió sao mạnh từ các ngôi sao nóng trong cụm sao trung tâm đã khắc hình một hốc đá trong đám mây phân tử; khu vực tương đối trống rỗng và trong suốt này hiện có diện tích khoảng 8 năm ánh sáng.
Hình ảnh hồng ngoại giữa (ở bước sóng 11,9 và 18? M) được tạo từ các vùng được chọn trong NGC 3603 với thiết bị TIMMI 2 gắn trên kính viễn vọng ESO 3.6 m. Điều này tạo thành khảo sát giữa độ phân giải arcsec giữa arcsec đầu tiên của NGC 3603 và đặc biệt phục vụ cho thấy sự phân bố bụi ấm trong khu vực. Cuộc khảo sát đưa ra một dấu hiệu rõ ràng về các quá trình hình thành sao đang diễn ra mạnh mẽ. Nhiều loại vật thể khác nhau đã được phát hiện, bao gồm các ngôi sao và nguyên mẫu Wolf-Rayet cực kỳ nóng; hoàn toàn 36 nguồn điểm giữa IR và 42 hải lý phát xạ khuếch tán đã được xác định. Trong khu vực được khảo sát, IRS 9A của protostar được tìm thấy là nguồn điểm sáng nhất ở cả hai bước sóng; hai nguồn khác, IRS 9B và IRS 9C được chỉ định ở khu vực lân cận cũng rất sáng trên hình ảnh TIMMI 2, cung cấp thêm dấu hiệu cho thấy đây là địa điểm của một hiệp hội của các nguyên mẫu.
Bộ sưu tập hình ảnh chất lượng cao của khu vực IRS 9 được hiển thị trong PR Photo 16b / 03 rất phù hợp để điều tra bản chất và trạng thái tiến hóa của các vật thể bị che khuất ở đó, IRS 9A-C. Chúng nằm ở phía bên của lõi đám mây phân tử khổng lồ NGC 3603 MM 2, đối mặt với cụm sao trung tâm (PR Photo 16a / 03) và dường như chỉ mới giải phóng được gần đây khỏi hầu hết môi trường bụi và khí tự nhiên của chúng. gió sao và bức xạ năng lượng từ các ngôi sao cụm lớn gần đó.
Dữ liệu kết hợp dẫn đến một kết luận rõ ràng: IRS 9A-C đại diện cho các thành viên sáng giá nhất của một hiệp hội bảo vệ thưa thớt, vẫn được nhúng trong các phong bì tình huống, nhưng trong một khu vực của lõi đám mây phân tử nguyên sơ, giờ đây phần lớn là thổi khí từ không khí và bụi. Độ sáng nội tại của những ngôi sao non trẻ này rất ấn tượng: lần lượt là 100.000, 1000 và 1000 lần so với Mặt trời đối với IRS 9A, IRS 9B và IRS 9C.
Độ sáng và màu hồng ngoại của chúng cung cấp thông tin về các tính chất vật lý của các nguyên mẫu này. Họ còn rất trẻ về mặt thiên văn, có lẽ chưa đến 100.000 tuổi. Chúng đã khá lớn, tuy nhiên, nặng hơn 10 lần so với Mặt trời và chúng vẫn đang phát triển - so với các mô hình lý thuyết đáng tin cậy nhất hiện nay cho thấy chúng tích tụ vật liệu từ các phong bì với tỷ lệ tương đối cao lên tới 1 Trái đất mỗi ngày, tức là khối lượng của Mặt trời trong 1000 năm.
Các quan sát chỉ ra rằng cả ba nguyên mẫu được bao quanh bởi bụi tương đối lạnh (nhiệt độ khoảng 250 - 270 K, hoặc -20? C đến 0? C). Nhiệt độ riêng của họ khá cao, ở mức 20.000 - 22.000 độ.
Những người bảo vệ khổng lồ nói với chúng ta điều gì?
Dieter N? Rnberger rất hài lòng: Hiện tại chúng tôi có những lập luận thuyết phục để coi IRS 9A-C là một loại Rosetta Stones cho sự hiểu biết của chúng tôi về các giai đoạn đầu tiên của sự hình thành của các ngôi sao lớn. Tôi biết không có ứng cử viên tiền vệ có khối lượng lớn nào khác được tiết lộ ở giai đoạn tiến hóa sớm như vậy - chúng ta phải biết ơn những cơn gió sao kéo lên trong khu vực đó! Các quan sát gần và trung hồng ngoại mới đang cho chúng ta cái nhìn đầu tiên về giai đoạn tiến hóa cực kỳ thú vị này.
Các quan sát cho thấy các tiêu chí (ví dụ, màu hồng ngoại) đã được thiết lập để xác định các ngôi sao có khối lượng rất nhỏ (hoặc proto-) rõ ràng cũng giữ cho các ngôi sao có khối lượng lớn. Ngoài ra, với các giá trị đáng tin cậy về độ sáng (độ chói) và nhiệt độ của chúng, IRS 9A-C có thể đóng vai trò là trường hợp thử nghiệm quan trọng và sáng suốt cho các mô hình hình thành sao khối lượng lớn đang được thảo luận, đặc biệt là mô hình bồi tụ so với mô hình đông máu.
Dữ liệu hiện tại rất phù hợp với các mô hình bồi tụ và không có đối tượng nào có độ sáng / khối lượng trung gian được tìm thấy trong vùng lân cận ngay lập tức của IRS 9A-C. Do đó, đối với hiệp hội IRS 9 ít nhất, kịch bản bồi tụ được ưu tiên chống lại kịch bản va chạm.
Nguồn gốc: ESO News Release
