Credito d'immagine: ESO
Una nuova serie di fotografie scattate dall'Osservatorio europeo meridionale mostra uno sguardo raro sulle primissime fasi della formazione di stelle pesanti. Questa volta nella vita di una stella è solitamente oscurato dalla vista a causa di spesse nuvole di gas e polvere, ma nel gruppo di stelle NGC 3603, il vento stellare delle stelle calde sta spazzando via il materiale oscuro. All'interno di questo ammasso, gli astronomi stanno trovando enormi protostar che hanno solo 100.000 anni. Questa è una scoperta preziosa perché aiuta gli astronomi a capire come iniziano le prime fasi della formazione di stelle pesanti - è attraverso la gravità che riunisce gas e polvere, o qualcosa di più violento, come le stelle più piccole che si scontrano insieme.
Basato su un vasto sforzo osservativo con diversi telescopi e strumenti, l'astronomo ESO Dieter Nbergerberger ha ottenuto una prima occhiata ai primissimi stadi nella formazione di stelle pesanti.
Queste fasi critiche dell'evoluzione stellare sono normalmente nascoste alla vista, perché enormi protostar sono profondamente radicati nelle loro nuvole native di polvere e gas, barriere impenetrabili alle osservazioni a parte le lunghezze d'onda più lunghe. In particolare, nessuna osservazione visiva o infrarossa ha ancora "catturato" stelle pesanti nascenti nell'atto e finora si sa poco sui processi correlati.
Approfittando dell'effetto di strappo della nuvola di forti venti stellari da adiacenti stelle calde in un giovane ammasso stellare al centro del complesso NGC 3603, diversi oggetti situati vicino a una gigantesca nuvola molecolare sono stati trovati per essere massicci protostari in buona fede, solo circa 100.000 anni e ancora in crescita.
Tre di questi oggetti, designati IRS 9A-C, potrebbero essere studiati in modo più dettagliato. Sono molto luminosi (IRS 9A è circa 100.000 volte intrinsecamente più luminoso del Sole), massiccio (più di 10 volte la massa del Sole) e caldo (circa 20.000 gradi). Sono circondati da relativa polvere fredda (circa 0 ° C), probabilmente parzialmente sistemata in dischi attorno a questi oggetti molto giovani.
Sono attualmente proposti due possibili scenari per la formazione di stelle massicce, per accrescimento di grandi quantità di materiale circumstellare o per collisione (coalescenza) di protostari di masse intermedie. Le nuove osservazioni favoriscono l'accrescimento, cioè lo stesso processo che è attivo durante la formazione di stelle di masse più piccole.
Come si formano le stelle massicce?
Questa domanda è facile da porre, ma finora molto difficile da rispondere. In effetti, i processi che portano alla formazione di stelle pesanti [1] sono attualmente una delle aree più contestate nell'astrofisica stellare.
Mentre molti dettagli relativi alla formazione e alla prima evoluzione di stelle a bassa massa come il Sole sono ora ben compresi, lo scenario di base che porta alla formazione di stelle a grande massa rimane ancora un mistero. Non è nemmeno noto se gli stessi criteri osservativi caratterizzanti utilizzati per identificare e distinguere i singoli stadi delle giovani stelle a bassa massa (principalmente i colori misurati alle lunghezze d'onda del vicino e medio infrarosso) possano essere utilizzati anche nel caso di stelle massicce.
Sono attualmente allo studio due possibili scenari per la formazione di stelle massicce. Nel primo, tali stelle si formano per accrescimento di grandi quantità di materiale circumstellare; la caduta sulla stella nascente varia nel tempo. Un'altra possibilità è la formazione per collisione (coalescenza) di protostari di masse intermedie, aumentando la massa stellare nei "salti".
Entrambi gli scenari impongono forti limiti alla massa finale della giovane stella. Da un lato, il processo di accrescimento deve in qualche modo superare la pressione di radiazione esterna che si accumula, in seguito all'accensione dei primi processi nucleari (ad es., Deuterio / combustione dell'idrogeno) all'interno della stella, una volta che la temperatura è salita al di sopra del valore critico vicino a 10 milioni di gradi.
D'altra parte, la crescita per collisioni può essere efficace solo in un denso ambiente a grappoli di stelle in cui è garantita una probabilità ragionevolmente elevata di incontri ravvicinati e collisioni di stelle.
Quale di queste due possibilità è quindi la più probabile?
Le stelle massicce nascono in solitudine
Ci sono tre buoni motivi per cui sappiamo così poco delle prime fasi delle stelle di massa:
Innanzitutto, i siti di formazione di tali stelle sono in genere molto più distanti (molte migliaia di anni luce) rispetto ai siti di formazione stellare a bassa massa. Ciò significa che è molto più difficile osservare i dettagli in quelle aree (mancanza di risoluzione angolare).
Successivamente, in tutti gli stadi, anche i primi (gli astronomi qui si riferiscono a "protostar"), le stelle ad alta massa si evolvono molto più velocemente delle stelle a bassa massa. È quindi più difficile "catturare" stelle massicce nelle fasi critiche della formazione precoce.
E, cosa ancora peggio, a causa di questo rapido sviluppo, i giovani protostari ad alta massa sono di solito molto profondamente radicati nelle loro nuvole natali e quindi non rilevabili alle lunghezze d'onda ottiche durante la (breve) fase prima che le reazioni nucleari inizino al loro interno. Semplicemente non c'è abbastanza tempo per disperdere la nuvola: quando il sipario si solleva finalmente, permettendo la vista della nuova stella, è già passato quei primi stadi.
C'è un modo per aggirare questi problemi? "Sì", dice Dieter Nürnberger dell'ESO-Santiago, "devi solo cercare nel posto giusto e ricordare Bob Dylan ...!". Questo è quello che ha fatto.
"La risposta, amico mio, sta soffiando dal vento ..."
Immagina che sarebbe possibile spazzare via la maggior parte del gas e della polvere oscuranti attorno a quei protostari ad alta massa! Anche il desiderio più forte degli astronomi non può farlo, ma fortunatamente ce ne sono altri che sono più bravi!
Alcune stelle di massa si formano nel quartiere di ammassi di stelle calde, cioè accanto ai loro fratelli maggiori. Tali stelle calde già evolute sono una ricca fonte di fotoni energetici e producono potenti venti stellari di particelle elementari (come il "vento solare" ma molte volte più forte) che incidono sul gas interstellare circostante e sulle nuvole di polvere. Questo processo può portare alla parziale evaporazione e dispersione di quelle nuvole, in tal modo "sollevando il sipario" e facendoci guardare direttamente le giovani stelle in quella regione, anche quelle relativamente massicce in uno stadio evolutivo relativamente precoce.
La regione NGC 3603
Tali locali sono disponibili all'interno del cluster stellare NGC 3603 e nella regione di formazione stellare che si trova a una distanza di circa 22.000 anni luce nel braccio a spirale Carina della galassia della Via Lattea.
NGC 3603 è una delle "regioni HII" più luminose e otticamente visibili (cioè regioni di idrogeno ionizzato - pronunciate "eitch-two") nella nostra galassia. Al suo centro c'è un enorme ammasso di stelle giovani, calde e imponenti (di "tipo OB") - questa è la più alta densità di stelle di massa elevata evolute (ma ancora relativamente giovani) conosciute nella Via Lattea, cfr. ESO PR 16/99.
Queste stelle calde hanno un impatto significativo sul gas e sulla polvere circostanti. Forniscono un'enorme quantità di fotoni energetici che ionizzano il gas interstellare in quest'area. Inoltre, i venti stellari veloci con velocità fino a diverse centinaia di km / sec incidono, comprimono e / o disperdono le nuvole dense adiacenti, indicate dagli astronomi come "grumi molecolari" a causa del loro contenuto di molecole complesse, molte di queste "organiche" (con atomi di carbonio).
IRS 9: un'associazione "nascosta" di stelle nascenti di massa
Uno di questi gruppi molecolari, denominato "NGC 3603 MM 2" si trova a circa 8,5 anni luce a sud del cluster NGC 3603, cfr. Foto PR 16a / 03. Sul lato a grappolo di questo gruppo ci sono alcuni oggetti altamente oscurati, noti collettivamente come "NGC 3603 IRS 9". La presente indagine molto dettagliata ha permesso di caratterizzarli come un'associazione di oggetti stellari estremamente giovani e di grande massa.
Rappresentano gli unici esempi attualmente conosciuti di controparti ad alta massa a protostari a bassa massa che vengono rilevati a lunghezze d'onda infrarosse. Ci è voluto uno sforzo [2] per svelare le loro proprietà con un potente arsenale di strumenti all'avanguardia che lavorano a diverse lunghezze d'onda, dall'infrarosso alla regione spettrale millimetrica.
Osservazioni multispettrali di IRS 9
Per cominciare, l'imaging nel vicino infrarosso è stato eseguito con lo strumento multimodale ISAAC sul telescopio VLT ANTU da 8,2 m, cfr. Foto PR 16b / 03. Ciò ha permesso di distinguere tra le stelle che sono membri del cluster in buona fede e altre che si vedono in questa direzione ("stelle di campo"). È stato possibile misurare l'estensione del cluster NGC 3603, che è risultato essere circa 18 anni luce o 2,5 volte più grande di quanto ipotizzato in precedenza. Queste osservazioni servivano anche a dimostrare che le distribuzioni spaziali delle stelle a grappolo a bassa e alta massa sono diverse, essendo quest'ultima più concentrata verso il centro del nucleo a grappolo.
Osservazioni millimetriche sono state fatte per mezzo del Submillimeter Telescpe svedese-ESO (SEST) presso l'Osservatorio di La Silla. La mappatura su larga scala della distribuzione della molecola CS ha mostrato la struttura e i movimenti del gas denso nella nuvola molecolare gigante, da cui provengono le giovani stelle in NGC 3603. Sono stati rilevati un totale di 13 gruppi molecolari e sono state determinate le loro dimensioni, masse e densità. Queste osservazioni hanno anche mostrato che le radiazioni intense e i forti venti stellari delle stelle calde nell'ammasso centrale hanno "scolpito una cavità" nella nuvola molecolare; questa regione relativamente vuota e trasparente ora misura circa 8 anni luce di diametro.
L'imaging a infrarossi medi (a lunghezze d'onda di 11,9 e 18? M) è stato realizzato su regioni selezionate in NGC 3603 con lo strumento TIMMI 2 montato sul telescopio ESO da 3,6 m. Ciò costituisce il primo rilevamento sub-arcsec con risoluzione mid-IR di NGC 3603 e serve in particolare a mostrare la distribuzione della polvere calda nella regione. Il sondaggio fornisce una chiara indicazione di intensi e in corso processi di formazione stellare. Sono stati rilevati molti diversi tipi di oggetti, tra cui stelle e protostari Wolf-Rayet estremamente calde; sono stati identificati complessivamente 36 punti di media IR e 42 nodi di emissione diffusa. Nell'area esaminata, il protostar IRS 9A risulta essere la sorgente del punto più luminosa ad entrambe le lunghezze d'onda; altre due fonti, designate IRS 9B e IRS 9C nelle immediate vicinanze, sono anche molto luminose sulle immagini TIMMI 2, fornendo ulteriore indicazione che questo è il sito di un'associazione di protostar a sé stante.
La raccolta di immagini di alta qualità dell'area IRS 9 mostrata nella foto 16b / 03 di PR è adatta per studiare la natura e lo stato evolutivo degli oggetti altamente oscurati che si trovano lì, IRS 9A-C. Si trovano sul lato del massiccio nucleo di nuvole molecolari NGC 3603 MM 2 che si affaccia sul gruppo centrale di giovani stelle (foto PR 16a / 03) e apparentemente solo di recente sono stati "liberati" dalla maggior parte del loro gas naturale e dall'ambiente di polvere da forti venti stellari e radiazioni energetiche dalle vicine stelle ad alta massa.
I dati combinati portano a una chiara conclusione: l'IRS 9A-C rappresenta i membri più brillanti di un'associazione sparsa di protostari, ancora incorporata in involucri circumstellari, ma in una regione del nucleo della nuvola molecolare incontaminata, ora in gran parte "senza soffiare" dal gas e polvere. La luminosità intrinseca di queste stelle nascenti è impressionante: 100.000, 1000 e 1000 volte quella del Sole per IRS 9A, IRS 9B e IRS 9C, rispettivamente.
La loro luminosità e i colori a infrarossi forniscono informazioni sulle proprietà fisiche di questi protostari. Sono molto giovani in termini astronomici, probabilmente meno di 100.000 anni. Sono già abbastanza massicci, tuttavia, oltre 10 volte più pesanti del Sole e stanno ancora crescendo - il confronto con i modelli teorici attualmente più affidabili suggerisce che essi accusano il materiale dai loro involucri al tasso relativamente elevato di fino a 1 massa terrestre al giorno, cioè la massa del sole in 1000 anni.
Le osservazioni indicano che tutte e tre le protostar sono circondate da polvere relativamente fredda (temperatura intorno a 250 - 270 K o da -20 ° C a 0 ° C). Le loro temperature sono piuttosto elevate, dell'ordine di 20.000 - 22.000 gradi.
Cosa ci dicono i massicci protostari?
Dieter Nürnberger è contento: “Ora abbiamo argomenti convincenti per considerare l'IRS 9A-C come una specie di Rosetta Stones per la nostra comprensione delle prime fasi della formazione di stelle massicce. Non conosco altri candidati protostellari di grande massa che sono stati rivelati in una fase evolutiva così precoce - dobbiamo essere grati per i venti stellari che sollevano le tende in quella zona! Le nuove osservazioni sull'infrarosso vicino e medio ci stanno dando una prima occhiata a questa fase estremamente interessante dell'evoluzione stellare. ”
Le osservazioni mostrano che i criteri (ad es. I colori a infrarossi) già stabiliti per l'identificazione di stelle molto giovani (o prototiche) a bassa massa apparentemente valgono anche per stelle di grande massa. Inoltre, con valori affidabili della loro luminosità (luminosità) e temperatura, l'IRS 9A-C può servire come casi di test cruciali e esigenti per i modelli attualmente discussi di formazione di stelle ad alta massa, in particolare dei modelli di accrescimento rispetto ai modelli di coagulazione.
I dati attuali sono ben coerenti con i modelli di accrescimento e non sono stati trovati oggetti di luminosità / massa intermedia nelle immediate vicinanze dell'IRS 9A-C. Pertanto, almeno per l'associazione IRS 9, lo scenario di accrescimento è preferito rispetto allo scenario di collisione.
Fonte originale: Comunicato stampa ESO
