حقوق الصورة: ESO
تُظهر سلسلة جديدة من الصور التي تم التقاطها بواسطة المرصد الجنوبي الأوروبي نظرة نادرة في المراحل المبكرة جدًا من تكوين النجوم الثقيلة. هذه المرة في حياة النجم عادة ما تكون محجوبة عن الأنظار بسبب الغيوم الكثيفة للغاز والغبار ، ولكن في المجموعة النجمية NGC 3603 ، تهب الرياح النجمية من النجوم الساخنة بعيدًا عن المواد المحجوبة. داخل هذه المجموعة ، يجد الفلكيون بروتوستار ضخمة يبلغ عمرها 100000 عام فقط. هذا اكتشاف قيم لأنه يساعد علماء الفلك على فهم كيف تبدأ المراحل المبكرة من تكوين النجوم الثقيلة - هل من خلال الجاذبية التي تجمع الغاز والغبار معًا ، أو شيء أكثر عنفًا ، مثل اصطدام النجوم الصغيرة ببعضها البعض.
استنادًا إلى جهد الملاحظة الهائل باستخدام التلسكوبات والأدوات المختلفة ، حصل عالم الفلك ESO Dieter N؟ rnberger على لمحة أولية عن المراحل الأولى في تكوين النجوم الثقيلة.
عادةً ما تكون هذه المراحل الحرجة من التطور النجمي مخفية عن الرؤية ، لأن البروتوستار الضخمة مغمورة بعمق في غيومها الأصلية من الغبار والغاز ، وهي حواجز لا يمكن اختراقها للرصد على الإطلاق باستثناء الأطوال الموجية الأطول. على وجه الخصوص ، لم تُرصد بعد أي ملاحظات بصرية أو الأشعة تحت الحمراء النجوم الثقيلة الوليدة في الفعل ، وبالتالي لا يُعرف سوى القليل عن العمليات ذات الصلة.
استفادًا من تأثير تمزيق السحابة للرياح النجمية القوية من النجوم الساخنة المجاورة في مجموعة نجرية شابة في مركز مجمع NGC 3603 ، تم العثور على العديد من الأشياء التي تقع بالقرب من سحابة جزيئية عملاقة لتكون بروتوستار ضخمة ، 100000 سنة وما زالت تنمو.
يمكن دراسة ثلاثة من هذه الأشياء ، المعينة IRS 9A-C ، بمزيد من التفصيل. فهي مضيئة للغاية (IRS 9A أكثر سطوعًا من الشمس بحوالي 100000 مرة) ، وكتلة (أكثر من 10 أضعاف كتلة الشمس) وحارة (حوالي 20000 درجة). وهي محاطة بغبار بارد نسبي (حوالي 0 درجة مئوية) ، ربما تكون مرتبة جزئيًا في أقراص حول هذه الأشياء الصغيرة جدًا.
يُقترح حاليًا سيناريوهان محتملان لتكوين النجوم الضخمة ، عن طريق تراكم كميات كبيرة من المواد المحيطة بالنجوم أو عن طريق تصادم (اندماج) البروستار من الكتل المتوسطة. الملاحظات الجديدة تفضل التزايد ، أي نفس العملية التي تنشط أثناء تكوين النجوم من كتل أصغر.
كيف تتكون النجوم الضخمة؟
من السهل طرح هذا السؤال ، ولكن من الصعب جدًا الإجابة عنه حتى الآن. في الواقع ، تعد العمليات التي تؤدي إلى تكوين النجوم الثقيلة [1] حاليًا واحدة من أكثر المناطق المتنازع عليها في الفيزياء الفلكية النجمي.
في حين أن العديد من التفاصيل المتعلقة بتشكيل النجوم ذات الكتلة المنخفضة وتطورها المبكر مثل الشمس أصبحت الآن مفهومة جيدًا ، إلا أن السيناريو الأساسي الذي يؤدي إلى تكوين النجوم ذات الكتلة العالية لا يزال غامضًا. ليس من المعروف حتى ما إذا كان يمكن استخدام نفس معايير المراقبة المميزة المستخدمة لتحديد وتمييز المراحل الفردية للنجوم الصغيرة ذات الكتلة المنخفضة (بشكل رئيسي الألوان المقاسة بأطوال موجية قريبة ومتوسطة تحت الحمراء) في حالة النجوم الضخمة.
تجري دراسة سيناريوهين محتملين لتكوين النجوم الضخمة. في المقام الأول ، تتشكل مثل هذه النجوم من خلال تراكم كميات كبيرة من المواد المحيطة. يختلف التلصيق بالنجم الوليد مع مرور الوقت. الاحتمال الآخر هو تشكيل تصادم (اندماج) البروستار من الكتل المتوسطة ، وزيادة الكتلة النجمية في "القفزات".
يفرض كلا السيناريوهين قيودًا قوية على الكتلة النهائية للنجم الشاب. من ناحية ، يجب أن تتغلب عملية التراكم بطريقة ما على ضغط الإشعاع الخارجي الذي يتراكم ، بعد اشتعال العمليات النووية الأولى (على سبيل المثال ، حرق الديوتريوم / الهيدروجين) في داخل النجم ، بمجرد ارتفاع درجة الحرارة فوق القيمة الحرجة بالقرب من 10 مليون درجة.
من ناحية أخرى ، لا يمكن للنمو عن طريق التصادمات أن يكون فعالًا إلا في بيئة عنقودية نجمية كثيفة ، حيث يتم ضمان احتمالية عالية بشكل معقول للقاءات وتصادم النجوم.
أي من هذين التمكينين هو الأكثر احتمالاً؟
تولد النجوم الضخمة في عزلة
هناك ثلاثة أسباب وجيهة تجعلنا لا نعرف سوى القليل عن المراحل الأولى للنجوم عالية الكتلة:
أولاً ، إن مواقع تكوين مثل هذه النجوم تكون بشكل عام أبعد بكثير (عدة آلاف من السنوات الضوئية) من مواقع تكوين النجوم ذات الكتلة المنخفضة. وهذا يعني أنه من الأصعب بكثير ملاحظة التفاصيل في تلك المجالات (نقص الدقة الزاوية).
بعد ذلك ، في جميع المراحل ، وكذلك المراحل الأولى (يشير علماء الفلك هنا إلى "البروستوستار") ، تتطور النجوم ذات الكتلة العالية بشكل أسرع بكثير من النجوم ذات الكتلة المنخفضة. لذلك من الأصعب "الإمساك" بالنجوم الضخمة في المراحل الحرجة من التكوين المبكر.
وما هو أسوأ من ذلك ، بسبب هذا التطور السريع ، عادة ما تكون البروتوستار الشابة عالية الكتلة مغمورة بعمق في غيوم الولادة ، وبالتالي لا يمكن اكتشافها في الأطوال الموجية البصرية خلال المرحلة (القصيرة) قبل بدء التفاعلات النووية في داخلها. ببساطة ليس هناك وقت كافٍ لتفريق السحابة - عندما ترفع الستارة أخيرًا ، مما يسمح بإطلالة على النجم الجديد ، فقد تجاوز بالفعل تلك المراحل الأولى.
هل هناك طريقة للتغلب على هذه المشاكل؟ يقول ديتر نونبرغر من ESO - سانتياغو: "نعم ، عليك فقط أن تنظر في المكان الصحيح وتتذكر بوب ديلان ...!". وهذا هو ما فعله.
"الإجابة ، يا صديقي ، تهب من الريح ..."
تخيل أنه سيكون من الممكن تفجير معظم الغازات الغامضة والغبار حول تلك البروتوستار عالية الكتلة! حتى أقوى رغبة من علماء الفلك لا تستطيع القيام بذلك ، ولكن لحسن الحظ هناك آخرون أفضل في ذلك!
تتكون بعض النجوم عالية الكتلة في حي مجموعات من النجوم الساخنة ، أي بجوار إخوانهم الأكبر سنا. مثل هذه النجوم الساخنة التي تم تطويرها بالفعل هي مصدر غني بالفوتونات النشطة وتنتج رياحًا نجميًا قوية من الجسيمات الأولية (مثل "الرياح الشمسية" ولكن أقوى عدة مرات) والتي تؤثر على الغاز بين النجوم وسحب الغبار. قد تؤدي هذه العملية إلى التبخر الجزئي وتشتت تلك السحب ، وبالتالي "رفع الستارة" والسماح لنا بالنظر مباشرة إلى النجوم الفتية في تلك المنطقة ، وكذلك النجوم الضخمة نسبيًا في مرحلة تطورية مبكرة نسبيًا.
منطقة NGC 3603
تتوفر مثل هذه المباني داخل الكتلة النجمية NGC 3603 ومنطقة تشكيل النجوم التي تقع على مسافة حوالي 22000 سنة ضوئية في الذراع الحلزوني Carina لمجرة درب التبانة.
يعد NGC 3603 واحدًا من أكثر "مناطق HII" سطوعًا ومرئيًا بصريًا (أي مناطق الهيدروجين المتأين - وضوحا "eitch-two") في مجرتنا. يوجد في مركزها مجموعة ضخمة من النجوم الشابة والحارة والضخمة (من "النوع OB") - وهي أعلى كثافة للنجوم عالية الكتلة المتطورة (ولكنها لا تزال صغيرة نسبيًا) والمعروفة في درب التبانة ، راجع. ESO PR 16/99.
هذه النجوم الساخنة لها تأثير كبير على الغاز والغبار المحيط بها. إنها توفر كمية هائلة من الفوتونات النشطة التي تأين الغاز بين النجوم في هذه المنطقة. علاوة على ذلك ، فإن الرياح النجمية السريعة بسرعات تصل إلى عدة مئات من الكيلومترات / ثانية تؤثر على السحب الكثيفة المتجاورة وتضغط عليها و / أو تفرقها ، ويشار إليها الفلكيون باسم "كتل جزيئية" بسبب محتواها من الجزيئات المعقدة ، والعديد من هذه "العضوية" (مع ذرات الكربون).
IRS 9: جمعية "خفية" من النجوم الضخمة الناشئة
تقع إحدى هذه المجموعات الجزيئية المسماة "NGC 3603 MM 2" على بعد 8.5 سنة ضوئية جنوب كتلة NGC 3603 ، راجع. صورة رقم PR 16a / 03. توجد على الجانب المواجه للكتلة من هذه المجموعة بعض الأشياء المحجوبة للغاية ، والمعروفة مجتمعة باسم "NGC 3603 IRS 9". وقد سمح هذا التحقيق المفصل للغاية بتوصيفها على أنها رابطة لأشياء نجميّة شابة للغاية وذات كتلة كبيرة.
وهي تمثل الأمثلة الوحيدة المعروفة حاليًا لنظيراتها عالية الكتلة للبروستار منخفضة الكتلة التي يتم اكتشافها في أطوال موجات الأشعة تحت الحمراء. استغرق الأمر جهدًا كبيرًا [2] للكشف عن خصائصها بترسانة قوية من الأدوات الحديثة التي تعمل بأطوال موجية مختلفة ، من الأشعة تحت الحمراء إلى المنطقة الطيفية المليمترية.
ملاحظات متعددة الأطياف من IRS 9
بادئ ذي بدء ، تم إجراء التصوير شبه بالأشعة تحت الحمراء باستخدام أداة ISAAC متعددة الأوضاع عند تلسكوب VLT ANTU مقاس 8.2 م ، راجع. صورة رقم PR 16b / 03. وقد سمح ذلك بالتمييز بين النجوم التي هي أعضاء في كتلة نية حسنة والنجوم الأخرى التي تصادف رؤيتها في هذا الاتجاه ("النجوم الميدانية"). كان من الممكن قياس مدى كتلة NGC 3603 التي تم العثور عليها حوالي 18 سنة ضوئية ، أو 2.5 مرة أكبر مما كان مفترضًا من قبل. وقد ساعدت هذه الملاحظات أيضًا على إظهار أن التوزيعات المكانية للنجوم العنقودية منخفضة الكتلة وعالية الكتلة مختلفة ، حيث تتركز الأخيرة بشكل أكبر نحو مركز قلب الكتلة.
تم إجراء ملاحظات الملليمتر بواسطة التلسكوب السويدي ESO التلسكبي (SEST) في مرصد لا سيلا. أظهر رسم الخرائط على نطاق واسع لتوزيع جزيء CS بنية وحركات الغاز الكثيف في السحابة الجزيئية العملاقة ، التي تنشأ منها النجوم الشابة في NGC 3603. تم الكشف عن 13 كتلة جزيئية وتم تحديد أحجامها وكتلتها وكثافتها. وأظهرت هذه الملاحظات أيضًا أن الإشعاع الشديد والرياح النجمية القوية من النجوم الساخنة في الكتلة المركزية قد "نحتت تجويفًا" في السحابة الجزيئية. تبلغ مساحة هذه المنطقة الفارغة والشفافية نسبيًا الآن حوالي 8 سنوات ضوئية.
تم إجراء التصوير بالأشعة تحت الحمراء المتوسطة (بأطوال موجية 11.9 و 18؟ م) لمناطق مختارة في NGC 3603 مع تركيب جهاز TIMMI 2 على تلسكوب ESO 3.6 م. ويشكل هذا أول مسح منتصف الأشعة تحت الحمراء لنظام Arcsec الفرعي لـ NGC 3603 ويعمل بشكل خاص على إظهار توزيع الغبار الدافئ في المنطقة. يعطي المسح مؤشرا واضحا على عمليات تشكيل النجوم المكثفة والمستمرة. تم الكشف عن العديد من الأنواع المختلفة من الأجسام ، بما في ذلك النجوم وولف رايت شديدة الحرارة والبروستار. تم تحديد 36 مصدرًا متوسطًا لنقاط الأشعة تحت الحمراء و 42 عقدة من الانبعاث المنتشر. في المنطقة التي تم مسحها ، وجد أن البروستار IRS 9A هو المصدر الأكثر إضاءة في كل من أطوال الموجات. هناك مصدران آخران ، وهما IRS 9B و IRS 9C في المنطقة المجاورة مباشرةً ، وهما ساطعتان للغاية على صور TIMMI 2 ، مما يوفر مزيدًا من الدلائل على أن هذا هو موقع رابطة البروتوستار في حد ذاته.
تعتبر مجموعة الصور عالية الجودة لمنطقة IRS 9 الموضحة في PR Photo 16b / 03 مناسبة تمامًا للتحقيق في طبيعة وحالة التطور للأجسام المحجوبة للغاية الموجودة هناك ، IRS 9A-C. وهي تقع على جانب النواة السحابية الجزيئية الضخمة NGC 3603 MM 2 التي تواجه الكتلة المركزية للنجوم الصغيرة (PR Photo 16a / 03) ويبدو أنها "تحررت" مؤخرًا فقط من معظم غازها الطبيعي وبيئتها الترابية بقوة الرياح النجمية والإشعاع النشط من النجوم العنقودية عالية الكتلة القريبة.
تؤدي البيانات المجمعة إلى استنتاج واضح: IRS 9A-C تمثل ألمع أعضاء رابطة متفرقة من البروتوستار ، لا تزال مضمنة في المغلفات النجمية ، ولكن في منطقة من النواة السحابية الجزيئية البكر ، الآن إلى حد كبير "خالية من النفخ" من الغاز والغبار. السطوع الداخلي لهذه النجوم الوليدة مثير للإعجاب: 100000 ، 1000 و 1000 مرة من الشمس لـ IRS 9A ، IRS 9B و IRS 9C ، على التوالي.
يعطي سطوعها وألوان الأشعة تحت الحمراء معلومات حول الخصائص الفيزيائية لهذه البروتوستار. هم صغار جدا من الناحية الفلكية ، ربما أقل من 100،000 سنة. إنها بالفعل ضخمة للغاية ، على الرغم من أنها أثقل بأكثر من 10 مرات من الشمس ، ولا تزال تنمو - مقارنة بالنماذج النظرية الأكثر موثوقية حاليًا تشير إلى أنها تراكم مواد من أظرفها بمعدل مرتفع نسبيًا يصل إلى كتلة أرضية واحدة في اليوم ، أي كتلة الشمس في 1000 عام.
تشير الملاحظات إلى أن جميع البروتوستار الثلاثة محاطة بغبار بارد نسبيًا (درجة الحرارة حوالي 250 - 270 كلفن ، أو -20 درجة مئوية إلى 0 درجة مئوية). درجات الحرارة الخاصة بهم مرتفعة للغاية ، من 20000 إلى 22000 درجة.
ماذا يخبرنا البروتوستار الضخم؟
يسر Dieter N؟ rnberger: "لدينا الآن حجج مقنعة للنظر في IRS 9A-C كنوع من أحجار Rosetta لفهمنا للمراحل المبكرة من تكوين النجوم الضخمة. لا أعرف أي مرشحين بروتستيلار آخرين ذوي كتلة عالية تم الكشف عنهم في مثل هذه المرحلة التطورية المبكرة - يجب أن نكون ممتنين للرياح النجمية التي ترفع الستار في تلك المنطقة! تعطينا الملاحظات القريبة والمتوسطة والمتوسطة الجديدة نظرة أولى على هذه المرحلة المثيرة للغاية من التطور النجمى. "
تُظهر الملاحظات أن المعايير (على سبيل المثال ، ألوان الأشعة تحت الحمراء) الموضوعة بالفعل لتحديد النجوم المنخفضة الكتلة الصغيرة جدًا (أو البدائية) على ما يبدو تنطبق أيضًا على النجوم عالية الكتلة. علاوة على ذلك ، مع القيم الموثوقة لسطوعها (لمعانها) ودرجة حرارتها ، قد يكون IRS 9A-C بمثابة حالات اختبار حاسمة ومميزة للنماذج التي تمت مناقشتها حاليًا لتكوين النجوم عالية الكتلة ، ولا سيما نماذج التراكم مقابل نماذج التخثر.
تتوافق البيانات الحالية بشكل جيد مع نماذج التراكم ولم يتم العثور على أجسام ذات لمعان / كتلة وسيطة في الجوار المباشر لـ IRS 9A-C. وبالتالي ، بالنسبة لجمعية IRS 9 على الأقل ، يُفضل سيناريو التراكم مقابل سيناريو التصادم.
المصدر الأصلي: ESO News Release
