เครดิตรูปภาพ: ESO
ภาพถ่ายชุดใหม่ที่ถ่ายโดยหอดูดาวยุโรปใต้แสดงภาพที่หายากในระยะแรกของการก่อตัวดาวฤกษ์หนัก เวลานี้ในชีวิตของดาวมักจะถูกบดบังจากสายตาเนื่องจากเมฆก๊าซและฝุ่นหนา แต่ในกลุ่มดาว NGC 3603 ลมจากดวงดาวจากดาวฤกษ์ร้อนกำลังระเบิดวัสดุคลุมเครือ ภายในกระจุกดาวนี้นักดาราศาสตร์กำลังค้นหาโปรโตสตาร์ขนาดใหญ่ซึ่งมีอายุเพียง 100,000 ปีเท่านั้น นี่เป็นการค้นพบที่มีค่าเพราะช่วยให้นักดาราศาสตร์เข้าใจว่าการก่อตัวดาวฤกษ์หนักในระยะเริ่มต้นเกิดขึ้นได้อย่างไร - ผ่านแรงโน้มถ่วงที่ดึงก๊าซและฝุ่นละอองเข้าด้วยกันหรือมีความรุนแรงมากกว่า
ด้วยความพยายามในการสังเกตการณ์อย่างมากมายด้วยกล้องโทรทรรศน์และเครื่องมือที่แตกต่างกัน Dieter N? rnberger นักดาราศาสตร์ ESO ได้รับเหลือบแรกของระยะแรกในการก่อตัวของดาวฤกษ์หนัก
ขั้นตอนสำคัญของการวิวัฒนาการของดาวฤกษ์มักจะถูกซ่อนไว้จากมุมมองเนื่องจากโปรโตสตาร์ขนาดใหญ่ฝังอยู่ในเมฆฝุ่นและก๊าซในบ้านเกิดของพวกมันซึ่งเป็นอุปสรรคต่อการสังเกตการณ์ แต่ความยาวคลื่นที่ยาวที่สุด โดยเฉพาะอย่างยิ่งไม่มีการสังเกตด้วยสายตาหรืออินฟราเรดยังไม่ได้ "จับ" ดาวหนักที่เพิ่งเริ่มก่อตัวในการกระทำและดังนั้นจึงไม่ค่อยมีใครรู้จักเกี่ยวกับกระบวนการที่เกี่ยวข้อง
การทำกำไรจากผลกระทบจากการริปเมฆของลมดาวฤกษ์ที่แรงจากดาวฤกษ์ร้อนแรงในกระจุกดาวฤกษ์วัยเยาว์ที่ใจกลาง NGC 3603 คอมเพล็กซ์วัตถุหลายอย่างที่อยู่ใกล้กับเมฆโมเลกุลขนาดยักษ์พบว่าเป็นดาวฤกษ์ขนาดใหญ่โดยแท้จริง อายุ 100,000 ปีและยังคงเติบโต
วัตถุสามชนิดนี้ที่ถูกกำหนดโดย IRS 9A-C สามารถศึกษารายละเอียดเพิ่มเติมได้ พวกมันส่องสว่างมาก (IRS 9A สว่างกว่าดวงอาทิตย์ประมาณ 100,000 เท่า) มีมวลมาก (มากกว่า 10 เท่ามวลดวงอาทิตย์) และร้อน (ประมาณ 20,000 องศา) พวกมันถูกล้อมรอบด้วยฝุ่นเย็น ๆ (ประมาณ 0 องศาเซลเซียส) ซึ่งอาจจัดเรียงบางส่วนในดิสก์รอบ ๆ วัตถุเล็ก ๆ เหล่านี้
มีการนำเสนอสถานการณ์ที่เป็นไปได้สองอย่างสำหรับการก่อตัวของดาวฤกษ์ขนาดใหญ่โดยการเพิ่มจำนวนของวัสดุดาวฤกษ์จำนวนมากหรือโดยการชนกัน (การรวมกัน) ของโปรโตสตาร์ของมวลกลาง การสำรวจใหม่นั้นสนับสนุนการเพิ่มขึ้นนั่นคือกระบวนการเดียวกับที่เกิดขึ้นระหว่างการก่อตัวดาวฤกษ์ที่มีมวลน้อยกว่า
ดาวมวลสูงก่อตัวอย่างไร
คำถามนี้ง่ายที่จะโพสต์ แต่จนถึงตอนนี้ยากที่จะตอบ ในความเป็นจริงกระบวนการที่นำไปสู่การก่อตัวของดาวฤกษ์หนัก [1] ปัจจุบันเป็นหนึ่งในพื้นที่ที่มีการโต้แย้งกันมากที่สุดในดาราศาสตร์ฟิสิกส์ดาวฤกษ์
แม้ว่ารายละเอียดมากมายที่เกี่ยวข้องกับการก่อตัวและการวิวัฒนาการในช่วงต้นของดาวมวลต่ำอย่างดวงอาทิตย์ก็เป็นที่เข้าใจกันดี แต่สถานการณ์พื้นฐานที่นำไปสู่การก่อตัวของดาวมวลสูงยังคงเป็นปริศนา ไม่มีใครรู้ว่าเกณฑ์การสังเกตลักษณะเดียวกันนี้ใช้เพื่อระบุและแยกแยะแต่ละขั้นตอนของดาวมวลต่ำวัยเยาว์ (ส่วนใหญ่เป็นสีที่วัดที่ความยาวคลื่นใกล้และกลางอินฟราเรด) สามารถใช้ในกรณีของดาวขนาดใหญ่ได้หรือไม่
มีการศึกษาสถานการณ์ที่เป็นไปได้สองอย่างสำหรับการก่อตัวของดาวฤกษ์ขนาดใหญ่ ในช่วงแรกดาวฤกษ์ดังกล่าวก่อตัวขึ้นโดยการเพิ่มมวลของวัตถุดวงดาวจำนวนมาก infall เข้าสู่ดาวตั้งไข่แตกต่างกันไปตามเวลา ความเป็นไปได้อีกประการหนึ่งคือการก่อตัวโดยการชนกัน (การรวมตัวกัน) ของโปรโตสตาร์ของมวลกลางเพิ่มมวลของดาวฤกษ์ใน "การกระโดด"
สถานการณ์ทั้งสองนั้นมีข้อ จำกัด อย่างมากต่อมวลสุดท้ายของดาวอายุน้อย ในอีกด้านหนึ่งกระบวนการเพิ่มจะต้องเอาชนะแรงดันรังสีภายนอกที่เกิดขึ้นหลังจากการเผาไหม้ของกระบวนการนิวเคลียร์ครั้งแรก (เช่นการเผาไหม้ดิวเทอเรียม / ไฮโดรเจน) ในการตกแต่งภายในของดาวเมื่ออุณหภูมิสูงกว่าค่าวิกฤตใกล้ 10 ล้านองศา
ในทางกลับกันการเติบโตของการชนจะมีประสิทธิภาพในสภาพแวดล้อมของกระจุกดาวที่หนาแน่นซึ่งมีความน่าจะเป็นที่สูงพอสมควรสำหรับการเผชิญหน้าอย่างใกล้ชิดและการชนกันของดาว
ความเป็นไปได้สองอย่างใดในอันที่จะเป็นไปได้
ดาวฤกษ์มวลมหาศาลเกิดมาอย่างสันโดษ
มีสามเหตุผลที่ดีที่เรารู้เพียงเล็กน้อยเกี่ยวกับระยะแรกของดาวมวลสูง:
ประการแรกสถานที่ก่อตัวของดาวฤกษ์ดังกล่าวนั้นอยู่ไกลกว่าปกติมาก (เป็นพัน ๆ ปีแสง) มากกว่าที่ตั้งของการก่อตัวดาวฤกษ์มวลต่ำ ซึ่งหมายความว่าเป็นการยากมากที่จะสังเกตรายละเอียดในพื้นที่เหล่านั้น (ขาดความละเอียดเชิงมุม)
ถัดไปในทุกขั้นตอนยังเป็นสิ่งที่เร็วที่สุด (นักดาราศาสตร์ที่นี่เรียกว่า "โปรโตสตาร์") ดาวมวลสูงจะวิวัฒนาการเร็วกว่าดาวมวลต่ำมาก ดังนั้นจึงเป็นการยากกว่าที่จะ "จับ" ดาวมวลสูงในช่วงวิกฤตของการก่อตัวในช่วงต้น
และสิ่งที่แย่กว่านั้นคือเนื่องจากการพัฒนาอย่างรวดเร็วนี้โปรโตสตาร์ขนาดเล็กจำนวนมากมักจะฝังลึกอยู่ในเมฆนาทอลดังนั้นจึงไม่สามารถตรวจจับได้ที่ความยาวคลื่นแสงในช่วง (สั้น) ก่อนที่ปฏิกิริยานิวเคลียร์จะเริ่มขึ้นภายใน มีเวลาไม่เพียงพอที่เมฆจะแยกย้ายกันไป - เมื่อม่านยกขึ้นในที่สุดทำให้มองเห็นดาวดวงใหม่มันผ่านช่วงแรก ๆ ไปแล้ว
มีวิธีแก้ไขปัญหาเหล่านี้หรือไม่? “ ใช่แล้ว” Dieter N? rnberger จาก ESO-Santiago กล่าว“ คุณเพียงแค่ต้องมองในที่ที่ถูกต้องและจดจำ Bob Dylan …!” นี่คือสิ่งที่เขาทำ
“ คำตอบเพื่อนของฉันกำลังถูกลมพัด ... ”
ลองนึกภาพว่ามันจะเป็นไปได้ที่จะระเบิดก๊าซและฝุ่นที่คลุมเครือรอบ ๆ ดาวมวลสูงเหล่านั้น! แม้แต่ความปรารถนาอันแรงกล้าที่สุดของนักดาราศาสตร์ก็ไม่สามารถทำได้ แต่ก็มีบางคนที่โชคดีกว่า!
ดาวมวลสูงบางแห่งก่อตัวขึ้นในบริเวณใกล้เคียงกับกระจุกดาวร้อนเช่นถัดจากพี่น้องผู้อาวุโส ดาวฤกษ์ร้อนที่พัฒนาแล้วนี้เป็นแหล่งกำเนิดโฟตอนพลังงานสูงและผลิตลมดาวฤกษ์อันทรงพลังของอนุภาคมูลฐาน (เช่น“ ลมสุริยะ” แต่แรงกว่าหลายเท่า) ซึ่งส่งผลกระทบต่อก๊าซระหว่างดวงดาวและเมฆฝุ่น กระบวนการนี้อาจนำไปสู่การระเหยบางส่วนและการกระจายตัวของก้อนเมฆเหล่านั้นดังนั้น“ ยกม่าน” และให้เราดูที่ดาวฤกษ์อายุน้อยในภูมิภาคนั้นโดยตรงและเปรียบเทียบกับดาวเคราะห์ขนาดใหญ่ในช่วงวิวัฒนาการที่ค่อนข้างเร็ว
ภูมิภาค NGC 3603
สถานที่ดังกล่าวมีอยู่ในกระจุกดาว NGC 3603 และพื้นที่ก่อตัวดาวซึ่งตั้งอยู่ในระยะทางประมาณ 22,000 ปีแสงในแขนกังหันคารินาของกาแลคซีทางช้างเผือก
NGC 3603 เป็นหนึ่งใน "ภูมิภาค HII" ที่ส่องสว่างที่สุดที่มองเห็นได้ (เช่นภูมิภาคของไฮโดรเจนที่แตกตัวเป็นไอออนซึ่งเรียกว่า "eitch-สอง") ในกาแลคซีของเรา ที่ใจกลางมีกลุ่มดาวฤกษ์อายุน้อยจำนวนมากที่ร้อนและมวลมหาศาล (จาก“ ประเภท OB”) - นี่คือความหนาแน่นสูงที่สุดของการวิวัฒนาการ (แต่ยังค่อนข้างอายุน้อย) ดาวมวลสูงที่รู้จักในทางช้างเผือก ESO PR 16/99
ดาวร้อนเหล่านี้มีผลกระทบอย่างมากต่อก๊าซและฝุ่นโดยรอบ พวกมันให้โฟตอนพลังงานจำนวนมากที่ทำให้เกิดก๊าซไอดวงดาวในบริเวณนี้ ยิ่งไปกว่านั้นลมที่พัดอย่างรวดเร็วด้วยความเร็วสูงหลายร้อยกม. / วินาทีส่งผลกระทบต่อการบีบอัดและ / หรือกระจายเมฆหนาทึบที่อยู่ติดกันซึ่งเรียกโดยนักดาราศาสตร์ว่า "กลุ่มโมเลกุล" เนื่องจากเนื้อหาของโมเลกุลที่ซับซ้อนหลายแห่ง "อินทรีย์" (กับอะตอมของคาร์บอน)
IRS 9: การเชื่อมโยงที่“ ซ่อนเร้น” ของดาวมวลสูงที่พึ่งเกิดขึ้น
หนึ่งในกลุ่มโมเลกุลเหล่านี้ที่ระบุว่า“ NGC 3603 MM 2” ตั้งอยู่ประมาณ 8.5 ปีแสงทางใต้ของกระจุก NGC 3603 cf รูปภาพ PR 16a / 03 ตั้งอยู่ทางด้านคลัสเตอร์ของกลุ่มนี้เป็นวัตถุที่ถูกบดบังอย่างมากซึ่งรู้จักกันในชื่อ“ NGC 3603 IRS 9” ปัจจุบันการตรวจสอบอย่างละเอียดได้อนุญาตให้จำแนกลักษณะเหล่านี้เป็นความสัมพันธ์ของวัตถุดาวฤกษ์อายุน้อยมากและมีมวลมาก
พวกเขาเป็นตัวแทนของตัวอย่างที่รู้จักกันในปัจจุบันเท่านั้นของคู่ที่มีมวลสูงถึงโปรโตสตาร์มวลต่ำซึ่งตรวจพบได้ที่ความยาวคลื่นอินฟราเรด มันค่อนข้างใช้ความพยายาม [2] ในการคลี่คลายคุณสมบัติของพวกเขาด้วยคลังแสงอันทรงพลังของเครื่องมือล้ำสมัยที่ทำงานในช่วงความยาวคลื่นที่แตกต่างกันตั้งแต่อินฟราเรดไปจนถึงพื้นที่สเปกตรัมมิลลิเมตร
การสังเกตหลายสเปกตรัมของ IRS 9
เริ่มต้นด้วยการถ่ายภาพใกล้อินฟราเรดด้วยเครื่องมือ ISAAC หลายโหมดที่กล้องโทรทรรศน์ VLT ANTU 8.2 ม. cf ประชาสัมพันธ์รูปภาพ 16b / 03 เรื่องนี้ได้รับอนุญาตให้แยกแยะความแตกต่างระหว่างดวงดาวซึ่งเป็นสมาชิกกลุ่มโดยสุจริตและอื่น ๆ ที่ปรากฏขึ้นในทิศทางนี้ ("ดาวฤกษ์ฟิลด์") เป็นไปได้ที่จะวัดขนาดของกลุ่ม NGC 3603 ซึ่งพบว่ามีประมาณ 18 ปีแสงหรือใหญ่กว่าที่เคยคิดไว้ 2.5 เท่า การสำรวจเหล่านี้ยังแสดงให้เห็นว่าการกระจายตัวเชิงพื้นที่ของดาวกระจุกดาวมวลต่ำและมวลสูงนั้นมีความแตกต่างกันหลังนั้นกระจุกตัวอยู่ที่ใจกลางของแกนกลางกระจุกดาว
การสังเกตการณ์มิลลิเมตรทำได้โดยการ Telescpe (SEST) ของสวีเดน - ESO ที่หอดูดาวลาซิลลา การทำแผนที่ขนาดใหญ่ของการกระจายตัวของโมเลกุล CS แสดงให้เห็นโครงสร้างและการเคลื่อนที่ของก๊าซหนาแน่นในเมฆโมเลกุลขนาดยักษ์ซึ่งดาวฤกษ์อายุน้อยใน NGC 3603 กำเนิดขึ้น ตรวจพบกลุ่มโมเลกุล 13 กลุ่มและหาขนาดมวลและความหนาแน่น การสำรวจเหล่านี้ยังแสดงให้เห็นว่าการแผ่รังสีที่รุนแรงและลมแรงจากดวงดาวที่ร้อนแรงในกระจุกดาวกลางมี“ แกะสลักโพรง” ในเมฆโมเลกุล ภูมิภาคที่ค่อนข้างว่างและโปร่งใสในขณะนี้วัดได้ประมาณ 8 ปีแสง
การถ่ายภาพกลางอินฟราเรด (ที่ความยาวคลื่น 11.9 และ 18? m) ถูกสร้างขึ้นจากภูมิภาคที่เลือกใน NGC 3603 ด้วยเครื่องมือ TIMMI 2 ที่ติดตั้งบนกล้องโทรทรรศน์ ESO 3.6 ม. สิ่งนี้ถือเป็นการสำรวจความละเอียดต่ำกว่าค่ากลางของการสำรวจ NGC 3603 ครั้งแรกโดยเฉพาะอย่างยิ่งเพื่อแสดงการกระจายฝุ่นที่อบอุ่นในภูมิภาค การสำรวจแสดงให้เห็นอย่างชัดเจนถึงกระบวนการก่อตัวดาวฤกษ์ที่กำลังดำเนินอยู่ ตรวจพบวัตถุประเภทต่าง ๆ มากมายรวมถึงดาว Wolf-Rayet และดาว Protostars ที่ร้อนจัด แหล่งรวมจุดกลาง - IR 36 จุดและการกระจายการแพร่กระจาย 42 น็อตถูกระบุ ในการสำรวจพื้นที่พบว่าโปรโตสตาร์ IRS 9A นั้นเป็นแหล่งกำเนิดแสงที่ส่องสว่างที่สุดในช่วงคลื่นทั้งสอง สองแหล่งข้อมูลอื่น IRS 9B และ IRS 9C ที่กำหนดไว้ในบริเวณใกล้เคียงก็มีความสว่างมากในภาพ TIMMI 2 ซึ่งบ่งชี้เพิ่มเติมว่านี่เป็นที่ตั้งของสมาคมโปรโตสตาร์ในสิทธิของตนเอง
การรวบรวมภาพคุณภาพสูงของพื้นที่ IRS 9 ที่แสดงใน PR Photo 16b / 03 เหมาะอย่างยิ่งในการตรวจสอบธรรมชาติและสถานะวิวัฒนาการของวัตถุที่ถูกบดบังอย่างสูง IRS 9A-C พวกเขาตั้งอยู่ด้านข้างของแกนคลาวด์โมเลกุลขนาดใหญ่ NGC 3603 MM 2 ที่หันหน้าเข้าหากระจุกดาวกลางของดาวอายุน้อย (PR Photo 16a / 03) และเห็นได้ชัดว่าเพิ่ง“ ปลดปล่อย” จากก๊าซธรรมชาติและฝุ่นของนาทอลส่วนใหญ่ด้วยแรง ลมเป็นตัวเอกและรังสีที่ทรงพลังจากกระจุกดาวมวลสูงในบริเวณใกล้เคียง
ข้อมูลรวมที่นำไปสู่ข้อสรุปที่ชัดเจน: IRS 9A-C เป็นตัวแทนที่สว่างที่สุดของโปรโตสตาร์ที่กระจัดกระจาย แต่ยังคงฝังอยู่ในซองรอบดาวฤกษ์ แต่ในพื้นที่ของแกนเมฆโมเลกุลที่เก่าแก่ตอนนี้ส่วนใหญ่“ ปลอดระเบิด” จากก๊าซ และฝุ่นละออง ความสว่างที่แท้จริงของดาวตั้งไข่เหล่านี้น่าประทับใจ: 100,000, 1,000 และ 1,000 เท่าของดวงอาทิตย์สำหรับ IRS 9A, IRS 9B และ IRS 9C ตามลำดับ
ความสว่างและสีอินฟราเรดของพวกมันให้ข้อมูลเกี่ยวกับคุณสมบัติทางกายภาพของโปรโตสตาร์เหล่านี้ พวกเขายังเด็กมากในแง่ดาราศาสตร์อาจน้อยกว่า 100,000 ปี พวกมันค่อนข้างใหญ่กว่าดวงอาทิตย์มากกว่า 10 เท่าและพวกมันก็ยังคงเติบโต - เปรียบเทียบกับแบบจำลองทางทฤษฎีที่เชื่อถือได้มากที่สุดในปัจจุบันชี้ให้เห็นว่าพวกเขาสะสมวัสดุจากซองในอัตรามวลโลกที่สูงถึง 1 ต่อวันเช่นมวลของดวงอาทิตย์ใน 1,000 ปี
การสำรวจแสดงให้เห็นว่าโปรแตสตาร์ทั้งสามถูกล้อมรอบด้วยฝุ่นเย็น (เปรียบเทียบอุณหภูมิประมาณ 250 - 270 K หรือ -20 ° C ถึง 0 ° C) อุณหภูมิของพวกเขาเองนั้นค่อนข้างสูงโดยเรียงจาก 20,000 - 22,000 องศา
Protostars ขนาดใหญ่บอกอะไรเรา
Dieter N? rnberger ยินดีเป็นอย่างยิ่ง:“ ตอนนี้เรามีข้อโต้แย้งที่น่าเชื่อถือที่จะพิจารณา IRS 9A-C เป็นหิน Rosetta Stones ชนิดหนึ่งสำหรับการทำความเข้าใจขั้นตอนแรกสุดของการก่อตัวดาวขนาดใหญ่ ฉันรู้ว่าไม่มีผู้สมัคร protostellar จำนวนมากอื่น ๆ ที่ได้รับการเปิดเผยในช่วงวิวัฒนาการครั้งแรก - เราต้องขอบคุณลมแรงดวงดาวที่ยกม่านในพื้นที่นั้น! การสำรวจใกล้ - และกลางอินฟราเรดใหม่กำลังให้เราดูเป็นครั้งแรกในขั้นตอนที่น่าสนใจอย่างยิ่งของการวิวัฒนาการของดาวฤกษ์นี้”
การสำรวจแสดงให้เห็นว่าเกณฑ์ (เช่นสีอินฟราเรด) ได้จัดตั้งขึ้นแล้วเพื่อระบุดาวฤกษ์มวลต่ำที่อายุน้อยมาก (หรือโปรโต -) ซึ่งเห็นได้ชัดว่าเป็นดาวมวลสูง ยิ่งไปกว่านั้นด้วยค่าความน่าเชื่อถือของความสว่าง (ความส่องสว่าง) และอุณหภูมิ IRS 9A-C อาจทำหน้าที่เป็นกรณีทดสอบที่สำคัญและชาญฉลาดสำหรับแบบจำลองการก่อตัวของดาวมวลสูงที่กล่าวถึงในปัจจุบัน
ข้อมูลปัจจุบันมีความสอดคล้องกับแบบจำลองการเพิ่มขึ้นและไม่พบวัตถุของความส่องสว่าง / มวลกลางในบริเวณใกล้เคียง IRS 9A-C ดังนั้นสำหรับสมาคม IRS 9 เป็นอย่างน้อยสถานการณ์การเพิ่มขึ้นจะได้รับการสนับสนุนต่อสถานการณ์การชนกัน
แหล่งต้นฉบับ: ข่าว ESO
