이미지 크레디트 : ESO
유럽 남방 천문대 (European Southern Observatory)가 촬영 한 새로운 사진 시리즈는 초기의 무거운 별 형성 단계를 거의 볼 수없는 모습을 보여줍니다. 이번에는 별의 삶에서 두꺼운 가스와 먼지 구름으로 인해 일반적으로 시야가 가려 지지만, 성단 NGC 3603에서는 더운 별의 별 풍이 가려진 물질을 날려 버리고 있습니다. 이 클러스터 내에서 천문학 자들은 10 만년 된 거대한 프로토 스타를 발견하고 있습니다. 이것은 천문학 자들이 무거운 별 형성의 초기 단계가 어떻게 시작되는지 이해하는 데 도움이되기 때문에 귀중한 발견입니다. 중력이 가스와 먼지를 끌어 당기거나 작은 별들이 서로 충돌하는 것과 같이 더 폭력적인 것입니다.
다양한 망원경과기구를 사용한 광대 한 관측 노력에 기초하여, ESO- 아스트로 노머 Dieter N? rnberger는 무거운 별 형성의 첫 단계를 처음 엿볼 수있었습니다.
이 거대한 별의 진화 단계는 일반적으로 시야에서 숨겨져 있습니다. 왜냐하면 거대한 프로토스 타는 원래의 먼지와 가스 구름에 깊숙이 내장되어 있기 때문에 가장 긴 파장을 제외하고는 관측 할 수없는 장애물입니다. 특히, 육안 또는 적외선 관찰은 아직이 행위에서 초기 무거운 별을“잡았”지 않았으므로 관련 과정에 대해서는 지금까지 알려진 바가 거의 없다.
NGC 3603 단지의 중심에있는 어린 별의 군집에서 인접한 뜨거운 별들의 강한 별 바람의 구름 추출 효과로 이익을 얻었고, 거대한 분자 구름 근처에 위치한 몇몇 물체는 단지 거대한 거대한 프로토스 타인 것으로 밝혀졌습니다. 100,000 년이되었지만 여전히 성장하고 있습니다.
IRS 9A-C로 지정된이 세 가지 대상을보다 자세히 연구 할 수 있습니다. 그것들은 매우 빛나고 (IRS 9A는 태양보다 본질적으로 10 만배 더 밝습니다), 거대하고 (태양 질량의 10 배 이상) 뜨겁습니다 (약 20,000도). 그것들은 상대적으로 차가운 먼지 (약 0 ℃)로 둘러싸여 있으며, 아마도이 아주 어린 물체 주위의 디스크에 부분적으로 배열되어있을 것입니다.
대량의 별 모양 물질의 축적 또는 중간 질량의 프로토 스타 충돌 (coalescence)에 의해 현재 거대한 별 형성에 대한 두 가지 가능한 시나리오가 제안되어있다. 새로운 관측은 accretion, 즉 더 작은 덩어리의 별을 형성하는 동안 활성화되는 동일한 과정을 선호합니다.
거대한 별은 어떻게 형성됩니까?
이 질문은 쉽게 제기 할 수 있지만 지금까지는 대답하기가 매우 어렵습니다. 실제로, 무거운 별의 형성으로 이어지는 과정 [1]은 현재 천체 천체 물리학에서 가장 많이 경쟁되는 지역 중 하나입니다.
태양과 같은 저 질량 별의 형성과 초기 진화와 관련된 많은 세부 사항이 이제 잘 이해되고 있지만, 고 질량 별의 형성으로 이어지는 기본 시나리오는 여전히 미스터리로 남아 있습니다. 어린 저 질량 별 (주로 근적외선 파장에서 측정 된 색상)의 개별 단계를 식별하고 구별하는 데 사용되는 동일한 특성화 관찰 기준이 거대한 별의 경우에도 사용될 수 있는지 여부조차 알려져 있지 않습니다.
거대한 별 형성에 대한 두 가지 가능한 시나리오가 현재 연구되고 있습니다. 첫 번째로, 그러한 별들은 많은 양의 주변 환경 물질의 축적에 의해 형성됩니다. 초기 스타로의 유입은 시간에 따라 다릅니다. 또 다른 가능성은 중간 덩어리의 프로토 스타 (protostar)의 충돌 (coalescence)에 의한 형성으로,“점프 (jumps)”에서 별 질량을 증가시킵니다.
두 시나리오 모두 젊은 스타의 최종 질량에 대한 강력한 제한을 부과합니다. 한편으로, 온도가 10에 근접한 임계 값 이상으로 상승하면, 별의 내부에서 첫 번째 핵 과정 (예를 들어, 중수소 / 수소 연소)의 발화 후 축적 과정은 어쨌든 축적되는 외부 복사압을 극복해야한다. 백만도.
다른 한편으로, 충돌에 의한 성장은 밀착 된 스타와의 충돌 가능성이 상당히 높은 조밀 한 스타 클러스터 환경에서만 효과적 일 수있다.
이 두 가지 가능성 중 어느 것이 더 가능성이 높은가?
거대한 별은 격리에서 태어납니다.
우리는 질량이 큰 별의 초기 단계에 대해 거의 알지 못하는 세 가지 이유가 있습니다.
첫째, 그러한 별들의 형성 장소는 일반적으로 저 질량 별 형성 장소보다 훨씬 더 멀다 (수천 광년). 이는 해당 영역의 세부 사항을 관찰하기가 훨씬 어렵다는 것을 의미합니다 (각 분해능 부족).
다음으로, 모든 단계에서, 가장 초기의 것 (여기에서 천문학 자들은 "프로 스타 스타"를 지칭함), 질량이 큰 별은 질량이 적은 별보다 훨씬 빠르게 진화합니다. 따라서 초기 형성의 중요한 단계에서 거대한 별을“잡는”것은 더 어렵습니다.
게다가,이 급속한 발전으로 인해 더 나쁜 것은, 어린 대량의 프로토스 타는 보통 산구에 매우 깊숙이 내장되어 있기 때문에 핵 반응이 내부에서 시작되기 전에 (단기) 단계 동안 광학 파장에서는 감지 할 수 없다는 것입니다. 구름이 흩날 릴 시간이 충분하지 않습니다. 커튼이 마침내 들어 올려 새로운 별을 볼 수있게되면 이미 그 초기 단계를 지났습니다.
이러한 문제를 해결할 방법이 있습니까? ESO- 산티아고의 Dieter N? rnberger는“예”라고 말합니다.“올바른 곳을보고 Bob Dylan을 기억해야합니다…!”. 이것이 그가 한 일입니다.
"친구, 대답은 바람에 불고있다…"
대량의 프로토 스타 주변에 가려진 가스와 먼지를 대부분 날려 버릴 수 있다고 상상해보십시오! 천문학 자들의 가장 큰 소망조차도 그것을 할 수는 없지만 운 좋게도 더 나은 다른 사람들이 있습니다!
일부 큰 질량의 별은 뜨거운 별 무리 근처에서, 즉 장로 형제 옆에 형성됩니다. 이미 진화 된 뜨거운 별은 풍부한 에너지 광자이며, 주변 성간 가스와 먼지 구름에 영향을 미치는 초저 입자 ( "태양 바람"과 같지만 몇 배 더 강한)의 강력한 별풍을 생성합니다. 이 과정은 구름의 부분적 증발과 분산으로 이어질 수 있으며, 따라서“커튼을 들어 올리고”우리가 그 지역의 어린 별들, 또한 비교적 초기 진화 단계에서 비교적 거대한 별들을 직접 볼 수있게합니다.
NGC 3603 지역
이러한 건물은 은하계의 카리나 나선 암에서 약 22,000 광년 거리에있는 NGC 3603 성단과 별 형성 지역 내에서 이용 가능합니다.
NGC 3603은 우리 은하에서 가장 밝고 광학적으로 볼 수있는“HII- 영역”(즉, 이온화 된 수소 영역 –“에치 투”) 중 하나입니다. 그 중심에는 젊고 뜨겁고 거대한 별 ( "OB- 타입")이 모여 있습니다. 이것은 은하수로 알려진 진화 된 (그러나 상대적으로 젊지 만) 높은 질량의 별의 밀도입니다 (cf. ESO PR 16/99.
이 뜨거운 별들은 주변 가스와 먼지에 상당한 영향을 미칩니다. 그들은이 지역에서 성간 가스를 이온화하는 엄청난 양의 에너지 광자를 제공합니다. 더욱이, 천문학 자들은 복잡한 분자의 함량으로 인해“분자 덩어리”라고 불리는 인접한 빽빽한 구름에 수백 km / sec의 충격, 압축 및 / 또는 분산 속도를 가진 빠른 항성풍, 이러한 많은“유기” (탄소 원자로).
IRS 9 : 초기 거대한 별들의“숨겨진”협회
"NGC 3603 MM 2"로 표시된 이러한 분자 덩어리 중 하나는 NGC 3603 클러스터에서 남쪽으로 약 8.5 광년 떨어진 곳에 위치하고 있습니다. PR 사진 16a / 03. 이 덩어리의 클러스터쪽에 위치한 것은“NGC 3603 IRS 9”라고 통칭되는 매우 모호한 물체입니다. 현재, 매우 상세한 조사는 그것들을 극도로 젊고 질량이 큰 항성 물체의 연관으로 특징 지었다.
이들은 적외선 파장에서 검출되는 저 질량 프로토 스타에 대한 고 질량 대응 물의 현재 알려진 예를 나타낸다. 적외선에서 밀리미터 스펙트럼 영역에 이르기까지 다양한 파장에서 작동하는 최첨단 기기로 속성을 밝히려면 상당한 노력이 필요했습니다 [2].
IRS 9의 다중 스펙트럼 관찰
우선, 근적외선 이미징은 8.2m VLT ANTU 망원경에서 ISAAC 다중 모드 계측기로 수행되었다. PR 사진 16b / 03. 이것은 선의 클러스터 구성원 인 별들과이 방향으로 보이는 다른 별들 ( "필드 별들")을 구별 할 수있게 해주었다. 약 18 광년, 또는 이전에 가정 된 것보다 2.5 배 더 큰 것으로 밝혀진 NGC 3603 클러스터의 범위를 측정 할 수 있었다. 이러한 관측은 또한 저 질량 및 고 질량 클러스터 별의 공간 분포가 다르며, 후자는 클러스터 코어의 중심으로 더 집중되어 있음을 보여주었습니다.
La Silla Observatory에서 Swedish-ESO Submillimeter Telescpe (SEST)를 사용하여 밀리미터를 관찰했습니다. CS- 분자 분포의 대규모 맵핑은 NGC 3603의 어린 별이 시작되는 거대한 분자 구름에서 조밀 한 가스의 구조와 움직임을 보여 주었다. 총 13 개의 분자 덩어리가 검출되었고 그 크기, 질량 및 밀도가 결정되었다. 이 관측은 또한 중앙 클러스터의 뜨거운 별들로부터의 강한 복사와 강한 별 풍이 분자 구름에“캐비티를 새겼다”는 것을 보여 주었다. 이 비어 있고 투명한이 지역은 이제 약 8 광년을 측정합니다.
ESO 3.6-m 망원경에 TIMMI 2 기기가 장착 된 NGC 3603의 선택된 영역으로 중 적외선 이미징 (파장 11.9 및 18 μm)이 만들어졌습니다. 이는 NGC 3603에 대한 최초의 서브-아크 섹 해상도 IR 중반 측량을 구성하며 특히이 지역의 따뜻한 먼지 분포를 보여줍니다. 이 조사는 강렬하고 지속적인 별 형성 과정을 명확하게 보여줍니다. 매우 뜨거운 Wolf-Rayet 별과 프로토 스타를 포함하여 많은 다른 유형의 물체가 감지되었습니다. 36 개의 IR 중점 소스와 42 노트의 확산 방출이 확인되었다. 조사 된 영역에서, 프로토 스타 IRS 9A는 두 파장에서 가장 빛나는 포인트 소스 인 것으로 밝혀졌습니다. 바로 근처에 IRS 9B 및 IRS 9C로 지정된 두 개의 다른 소스도 TIMMI 2 이미지에서 매우 밝아서 이것이 자체적으로 프로토 스타 협회 사이트임을 나타냅니다.
PR Photo 16b / 03에 나와있는 IRS 9 영역의 고품질 이미지 모음은 IRS 9A-C에 위치한 고도로 애매한 물체의 특성과 진화 상태를 조사하는 데 적합합니다. 그들은 거대한 분자 구름 코어 NGC 3603 MM 2의 측면에 위치하고 있으며, 어린 별들의 중심 클러스터 (PR Photo 16a / 03)와 마주하고 있으며 최근에야 대부분의 산후 가스와 먼지 환경에서 강하게“해방”되었다 근처에있는 대량의 별에서 나오는 별의 바람과 활기찬 방사선.
결합 된 자료는 분명한 결론으로 이어진다 : IRS 9A-C는 아직 원형 주위 봉투에 내장되어 있지만, 현재는 가스에서 거의 날아 가지 않은 원시 분자 구름 코어의 영역에있는 희미한 프로토 스타 협회의 가장 밝은 구성원을 나타낸다. 먼지. IRS 9A, IRS 9B 및 IRS 9C에 대해이 초기 별의 고유 밝기는 각각 태양의 100,000, 1000 및 1000 배입니다.
그들의 밝기와 적외선 색상은 이러한 프로토 스타의 물리적 특성에 대한 정보를 제공합니다. 천문학적으로 매우 어리 며 아마도 10 만년도되지 않았습니다. 그것들은 이미 태양보다 10 배 이상 무겁고, 여전히 성장하고 있습니다. 현재 가장 믿을만한 이론적 모델과 비교할 때 봉투에서 재료를 최대 1 개의 지구 질량의 비교적 빠른 속도로 Accrete 하루, 즉 1000 년 동안 태양의 질량.
관찰 결과 3 개의 프로토 스타가 모두 비교적 차가운 먼지 (약 250 – 270K 또는 -20 ℃에서 0 ℃)로 둘러싸여 있음을 나타냅니다. 자신의 온도는 20,000 – 22,000도 정도로 상당히 높습니다.
거대한 프로토 스타들은 우리에게 무엇을 말합니까?
Dieter N? rnberger는 다음과 같이 기쁘게 생각합니다.“우리는 IRS 9A-C를 거대한 별 형성의 초기 단계에 대한 이해를 위해 Rosetta Stones로 간주한다는 설득력있는 주장을 가지고 있습니다. 나는 그러한 초기 진화 단계에서 밝혀진 다른 대량의 원 스텔라 후보자들을 알지 못합니다 – 우리는 그 지역의 막강한 별풍에 감사해야합니다! 새로운 근적외선과 중 적외선 관측은 우리에게이 흥미로운 항성 진화 단계를 처음으로 보여주고 있습니다.”
관측 결과에 따르면 아주 어린 (또는 프로토) 저 질량 별의 식별을 위해 이미 확립 된 기준 (예 : 적외선)이 높은 질량의 별에도 적용되는 것으로 나타났습니다. 또한, IRS 9A-C는 밝기 (휘도) 및 온도의 신뢰할 수있는 값을 통해 현재 논의 된 고 질량 별 형성 모델, 특히 가속 모델과 응고 모델의 중요하고 신중한 테스트 사례로 사용될 수 있습니다.
현재 데이터는 accretion 모델과 잘 일치하며 IRS 9A-C 바로 근처에서 중간 광도 / 질량의 개체가 발견되지 않았습니다. 따라서, 적어도 IRS 9 연관에 대해서는, 충돌 시나리오에 대하여 accretion 시나리오가 선호된다.
원본 출처 : ESO 뉴스 릴리스
