Bildnachweis: ESO
Eine neue Fotoserie des European Southern Observatory zeigt einen seltenen Einblick in die sehr frühen Stadien der Bildung schwerer Sterne. Dieses Mal im Leben eines Sterns ist es normalerweise durch dicke Gas- und Staubwolken nicht sichtbar, aber im Sternhaufen NGC 3603 sprengt der Sternwind heißer Sterne das verdeckte Material weg. Innerhalb dieses Clusters finden Astronomen massive Protosterne, die nur 100.000 Jahre alt sind. Dies ist eine wertvolle Entdeckung, da sie den Astronomen hilft zu verstehen, wie die frühen Stadien der Bildung schwerer Sterne beginnen - sei es durch die Schwerkraft, die Gas und Staub zusammenzieht, oder durch etwas Gewalttätigeres, wie kleinere Sterne, die zusammenstoßen.
Der ESO-Astronom Dieter Nürnberger hat aufgrund umfangreicher Beobachtungsbemühungen mit verschiedenen Teleskopen und Instrumenten einen ersten Einblick in die ersten Stadien der Entstehung schwerer Sterne erhalten.
Diese kritischen Phasen der Sternentwicklung sind normalerweise nicht sichtbar, da massive Protosterne tief in ihre natürlichen Staub- und Gaswolken eingebettet sind und undurchdringliche Hindernisse für Beobachtungen mit Ausnahme der längsten Wellenlängen darstellen. Insbesondere haben noch keine visuellen oder infraroten Beobachtungen aufkommende schwere Sterne auf frischer Tat „gefangen“, und daher ist bisher wenig über die damit verbundenen Prozesse bekannt.
Aufgrund des wolkenreißenden Effekts starker Sternwinde benachbarter heißer Sterne in einem jungen Sternhaufen im Zentrum des NGC 3603-Komplexes wurden mehrere Objekte in der Nähe einer riesigen Molekülwolke als echte massive Protosterne befunden 100.000 Jahre alt und immer noch wachsend.
Drei dieser Objekte mit der Bezeichnung IRS 9A-C könnten genauer untersucht werden. Sie sind sehr hell (IRS 9A ist ungefähr 100.000 Mal heller als die Sonne), massiv (mehr als 10 Mal die Masse der Sonne) und heiß (ungefähr 20.000 Grad). Sie sind von relativ kaltem Staub (ca. 0 ° C) umgeben, der wahrscheinlich teilweise in Scheiben um diese sehr jungen Objekte angeordnet ist.
Derzeit werden zwei mögliche Szenarien für die Bildung massereicher Sterne vorgeschlagen, und zwar durch Anreicherung großer Mengen zirkumstellaren Materials oder durch Kollision (Koaleszenz) von Protosternen mittlerer Massen. Die neuen Beobachtungen begünstigen die Akkretion, d. H. Den gleichen Prozess, der während der Bildung von Sternen kleinerer Massen aktiv ist.
Wie bilden sich massive Sterne?
Diese Frage ist leicht zu stellen, aber bisher sehr schwer zu beantworten. Tatsächlich sind die Prozesse, die zur Bildung schwerer Sterne führen [1], derzeit eines der umstrittensten Gebiete in der Sternastrophysik.
Während viele Details im Zusammenhang mit der Bildung und frühen Entwicklung von Sternen mit geringer Masse wie der Sonne inzwischen gut verstanden sind, bleibt das grundlegende Szenario, das zur Bildung von Sternen mit hoher Masse führt, immer noch ein Rätsel. Es ist nicht einmal bekannt, ob die gleichen charakteristischen Beobachtungskriterien, die zur Identifizierung und Unterscheidung der einzelnen Stadien junger Sterne mit geringer Masse (hauptsächlich Farben, die bei Wellenlängen im nahen und mittleren Infrarot gemessen werden) verwendet werden, auch bei massiven Sternen verwendet werden können.
Derzeit werden zwei mögliche Szenarien für die Bildung massereicher Sterne untersucht. Im ersten Fall bilden sich solche Sterne durch Anreicherung großer Mengen zirkumstellaren Materials; Der Infall auf den entstehenden Stern variiert mit der Zeit. Eine andere Möglichkeit ist die Bildung durch Kollision (Koaleszenz) von Protosternen mittlerer Massen, wodurch die Sternmasse in „Sprüngen“ erhöht wird.
Beide Szenarien schränken die endgültige Masse des jungen Sterns stark ein. Auf der einen Seite muss der Akkretionsprozess den nach außen gerichteten Strahlungsdruck überwinden, der sich nach dem Zünden der ersten Kernprozesse (z. B. Verbrennung von Deuterium / Wasserstoff) im Inneren des Sterns aufbaut, sobald die Temperatur über den kritischen Wert nahe 10 gestiegen ist Millionen Grad.
Andererseits kann das Wachstum durch Kollisionen nur in einer dichten Sternhaufenumgebung effektiv sein, in der eine angemessen hohe Wahrscheinlichkeit für enge Begegnungen und Kollisionen von Sternen garantiert ist.
Welche dieser beiden Möglichkeiten ist dann die wahrscheinlichste?
Massive Sterne werden in Abgeschiedenheit geboren
Es gibt drei gute Gründe, warum wir so wenig über die frühesten Phasen massereicher Sterne wissen:
Erstens sind die Entstehungsorte solcher Sterne im Allgemeinen viel weiter entfernt (viele tausend Lichtjahre) als die Orte der Sternentstehung mit geringer Masse. Dies bedeutet, dass es viel schwieriger ist, Details in diesen Bereichen zu beobachten (mangelnde Winkelauflösung).
Als nächstes entwickeln sich Sterne mit hoher Masse in allen Stadien, auch in den frühesten (Astronomen beziehen sich hier auf „Protosterne“), viel schneller als Sterne mit niedriger Masse. In den kritischen Phasen der frühen Bildung ist es daher schwieriger, massive Sterne zu „fangen“.
Und was noch schlimmer ist, aufgrund dieser rasanten Entwicklung sind junge Protosterne mit hoher Masse normalerweise sehr tief in ihre Geburtswolken eingebettet und daher bei optischen Wellenlängen während der (kurzen) Phase nicht nachweisbar, bevor Kernreaktionen in ihrem Inneren beginnen. Es ist einfach nicht genug Zeit, um die Wolke zu zerstreuen - wenn sich der Vorhang schließlich öffnet und einen Blick auf den neuen Stern ermöglicht, ist er bereits nach diesen frühesten Stadien.
Gibt es einen Weg, um diese Probleme zu umgehen? "Ja", sagt Dieter N? Rnberger von ESO-Santiago, "man muss nur an der richtigen Stelle suchen und sich an Bob Dylan erinnern ...!". Das hat er getan.
"Die Antwort, mein Freund, weht vom Wind ..."
Stellen Sie sich vor, es wäre möglich, den größten Teil des undurchsichtigen Gases und Staubes um diese massereichen Protosterne herum wegzublasen! Selbst der stärkste Wunsch der Astronomen kann es nicht, aber es gibt glücklicherweise andere, die es besser können!
Einige massereiche Sterne bilden sich in der Nachbarschaft von Clustern heißer Sterne, d. H. Neben ihren älteren Brüdern. Solche bereits entwickelten heißen Sterne sind eine reiche Quelle energetischer Photonen und erzeugen starke Sternwinde aus Elementarteilchen (wie der „Sonnenwind“, aber um ein Vielfaches stärker), die auf die umgebenden interstellaren Gas- und Staubwolken einwirken. Dieser Prozess kann zu einer teilweisen Verdunstung und Zerstreuung dieser Wolken führen, wodurch „der Vorhang aufgehoben“ wird und wir direkt auf junge Sterne in dieser Region schauen können, auch vergleichsweise massive in einem relativ frühen Evolutionsstadium.
Die NGC 3603 Region
Solche Räumlichkeiten sind innerhalb des NGC 3603-Sternhaufens und der Sternentstehungsregion verfügbar, die sich in einer Entfernung von etwa 22.000 Lichtjahren im Carina-Spiralarm der Milchstraße befindet.
NGC 3603 ist eine der leuchtendsten, optisch sichtbaren "HII-Regionen" (d. H. Regionen mit ionisiertem Wasserstoff - ausgesprochen "Eitch-Two") in unserer Galaxie. In seiner Mitte befindet sich eine massive Ansammlung junger, heißer und massereicher Sterne (vom „OB-Typ“) - dies ist die höchste Dichte an entwickelten (aber noch relativ jungen) massereichen Sternen, die in der Milchstraße bekannt sind, vgl. ESO PR 16/99.
Diese heißen Sterne haben einen erheblichen Einfluss auf das umgebende Gas und den Staub. Sie liefern eine große Menge energetischer Photonen, die das interstellare Gas in diesem Bereich ionisieren. Darüber hinaus treffen, komprimieren und / oder zerstreuen schnelle Sternwinde mit einer Geschwindigkeit von bis zu mehreren hundert km / s benachbarte dichte Wolken, die von Astronomen aufgrund ihres Gehalts an komplexen Molekülen als „molekulare Klumpen“ bezeichnet werden. Viele dieser „organischen“ Wolken (mit Kohlenstoffatomen).
IRS 9: eine „versteckte“ Assoziation entstehender massereicher Sterne
Einer dieser molekularen Klumpen mit der Bezeichnung „NGC 3603 MM 2“ befindet sich etwa 8,5 Lichtjahre südlich des NGC 3603-Clusters, vgl. PR Foto 16a / 03. Auf der dem Cluster zugewandten Seite dieses Klumpens befinden sich einige stark verdeckte Objekte, die zusammen als „NGC 3603 IRS 9“ bezeichnet werden. Die vorliegende, sehr detaillierte Untersuchung hat es ermöglicht, sie als eine Assoziation extrem junger, massereicher Sternobjekte zu charakterisieren.
Sie stellen die einzigen derzeit bekannten Beispiele für Gegenstücke mit hoher Masse zu Protosternen mit niedriger Masse dar, die bei Infrarotwellenlängen detektiert werden. Es war ein ziemlicher Aufwand [2], ihre Eigenschaften mit einem leistungsstarken Arsenal modernster Instrumente zu enträtseln, die bei verschiedenen Wellenlängen vom Infrarot- bis zum Millimeter-Spektralbereich arbeiten.
Multispektrale Beobachtungen von IRS 9
Zunächst wurde mit dem ISAAC-Multimode-Instrument am 8,2-m-VLT-ANTU-Teleskop eine Nahinfrarot-Bildgebung durchgeführt, vgl. PR Foto 16b / 03. Dies ermöglichte die Unterscheidung zwischen Sternen, die echte Clustermitglieder sind, und anderen, die zufällig in dieser Richtung gesehen werden („Feldsterne“). Es war möglich, das Ausmaß des NGC 3603-Clusters zu messen, das etwa 18 Lichtjahre oder 2,5-mal größer als zuvor angenommen war. Diese Beobachtungen dienten auch dazu zu zeigen, dass die räumlichen Verteilungen von Clustersternen mit niedriger und hoher Masse unterschiedlich sind, wobei letztere stärker auf das Zentrum des Clusterkerns konzentriert sind.
Millimeter-Beobachtungen wurden mit dem schwedischen ESO-Submillimeter-Teleskop (SEST) am La Silla-Observatorium durchgeführt. Eine groß angelegte Kartierung der Verteilung des CS-Moleküls zeigte die Struktur und Bewegungen des dichten Gases in der riesigen Molekülwolke, aus der die jungen Sterne in NGC 3603 stammen. Insgesamt wurden 13 Molekülklumpen nachgewiesen und deren Größen, Massen und Dichten bestimmt. Diese Beobachtungen zeigten auch, dass die intensive Strahlung und die starken Sternwinde der heißen Sterne im zentralen Cluster „einen Hohlraum“ in die Molekülwolke geschnitzt haben; Diese vergleichsweise leere und transparente Region misst jetzt etwa 8 Lichtjahre.
Die Bildgebung im mittleren Infrarot (bei Wellenlängen von 11,9 und 18 um) wurde aus ausgewählten Regionen in NGC 3603 mit dem am ESO 3,6-m-Teleskop montierten TIMMI 2-Instrument durchgeführt. Dies ist die erste Mittel-IR-Untersuchung mit Sub-Arcsec-Auflösung von NGC 3603 und dient insbesondere dazu, die Warmstaubverteilung in der Region zu zeigen. Die Umfrage gibt einen klaren Hinweis auf intensive, laufende Sternentstehungsprozesse. Es wurden viele verschiedene Arten von Objekten entdeckt, darunter extrem heiße Wolf-Rayet-Sterne und Protosterne. Insgesamt wurden 36 Mittel-IR-Punktquellen und 42 Knoten diffuse Emission identifiziert. In dem untersuchten Gebiet ist der Protostern IRS 9A bei beiden Wellenlängen die leuchtendste Punktquelle. Zwei weitere Quellen, die als IRS 9B und IRS 9C in unmittelbarer Nähe bezeichnet werden, sind auf den TIMMI 2-Bildern ebenfalls sehr hell, was einen weiteren Hinweis darauf liefert, dass dies der Ort einer eigenständigen Vereinigung von Protosternen ist.
Die in PR Photo 16b / 03 gezeigte Sammlung hochwertiger Bilder des IRS 9-Bereichs ist gut geeignet, um die Natur und den Evolutionsstatus der dort befindlichen stark verdeckten Objekte IRS 9A-C zu untersuchen. Sie befinden sich auf der Seite des massiven Molekülwolkenkerns NGC 3603 MM 2, der dem zentralen Cluster junger Sterne zugewandt ist (PR Photo 16a / 03), und wurden offenbar erst kürzlich durch starke Stoffe aus dem größten Teil ihrer Geburtsgas- und Staubumgebung „befreit“ Sternwinde und energetische Strahlung von den nahe gelegenen hochmassigen Clustersternen.
Die kombinierten Daten führen zu einer klaren Schlussfolgerung: IRS 9A-C repräsentiert die hellsten Mitglieder einer spärlichen Assoziation von Protosternen, die immer noch in zirkumstellare Hüllen eingebettet sind, sich jedoch in einer Region des unberührten Molekülwolkenkerns befinden, die jetzt weitgehend „gasfrei“ ist und Staub. Die intrinsische Helligkeit dieser entstehenden Sterne ist beeindruckend: 100.000-, 1000- und 1000-mal so hoch wie die der Sonne für IRS 9A, IRS 9B bzw. IRS 9C.
Ihre Helligkeit und Infrarotfarben geben Auskunft über die physikalischen Eigenschaften dieser Protosterne. Sie sind astronomisch sehr jung, wahrscheinlich weniger als 100.000 Jahre alt. Sie sind jedoch bereits ziemlich massiv, mehr als zehnmal schwerer als die Sonne und wachsen immer noch - ein Vergleich mit den derzeit zuverlässigsten theoretischen Modellen legt nahe, dass sie Material aus ihren Hüllen mit einer relativ hohen Rate von bis zu 1 Erdmasse anreichern pro Tag, dh die Masse der Sonne in 1000 Jahren.
Die Beobachtungen zeigen, dass alle drei Protosterne von vergleichsweise kaltem Staub umgeben sind (Temperatur um 250 - 270 K oder -20 ° C bis 0 ° C). Ihre eigenen Temperaturen sind ziemlich hoch und liegen in der Größenordnung von 20.000 bis 22.000 Grad.
Was sagen uns die massiven Protosterne?
Dieter N? Rnberger freut sich: „Wir haben jetzt überzeugende Argumente, IRS 9A-C als eine Art Rosetta-Steine für unser Verständnis der frühesten Phasen der Bildung massereicher Sterne zu betrachten. Ich kenne keine anderen hochmassigen Protostellarkandidaten, die in einem so frühen Evolutionsstadium aufgedeckt wurden - wir müssen dankbar sein für die vorhangstarken Sternwinde in diesem Bereich! Die neuen Beobachtungen im nahen und mittleren Infrarot geben uns einen ersten Einblick in diese äußerst interessante Phase der Sternentwicklung. “
Die Beobachtungen zeigen, dass Kriterien (z. B. Infrarotfarben), die bereits für die Identifizierung sehr junger (oder proto-) massearmer Sterne festgelegt wurden, anscheinend auch für massereiche Sterne gelten. Darüber hinaus kann IRS 9A-C mit zuverlässigen Werten für Helligkeit (Leuchtkraft) und Temperatur als entscheidender und kritischer Testfall für die derzeit diskutierten Modelle der Sternentstehung mit hoher Masse dienen, insbesondere für Akkretionsmodelle im Vergleich zu Gerinnungsmodellen.
Die vorliegenden Daten stimmen gut mit den Akkretionsmodellen überein, und in der unmittelbaren Nachbarschaft von IRS 9A-C wurden keine Objekte mit mittlerer Leuchtkraft / Masse gefunden. Somit wird zumindest für die IRS 9-Assoziation das Akkretionsszenario gegenüber dem Kollisionsszenario bevorzugt.
Originalquelle: ESO-Pressemitteilung
