Kredit gambar: ESO
Serangkaian foto baru yang diambil oleh European Southern Observatory menunjukkan pandangan langka ke tahap awal pembentukan bintang berat. Kali ini dalam kehidupan bintang biasanya tidak terlihat karena awan gas dan debu yang tebal, tetapi di gugusan bintang NGC 3603, angin bintang dari bintang-bintang panas menerbangkan material yang mengaburkan. Di dalam gugusan ini, para astronom menemukan protes besar yang baru berusia 100.000 tahun. Ini adalah penemuan yang berharga karena membantu para astronom memahami bagaimana tahap awal pembentukan bintang yang berat dimulai - apakah itu melalui gravitasi yang mengumpulkan gas dan debu, atau sesuatu yang lebih keras, seperti bintang-bintang yang lebih kecil bertabrakan bersama.
Berdasarkan upaya pengamatan yang luas dengan teleskop dan instrumen yang berbeda, astronom ESO Dieter Nrnberger telah memperoleh pandangan sekilas dari tahap pertama dalam pembentukan bintang-bintang berat.
Fase kritis evolusi bintang ini biasanya tersembunyi dari pandangan, karena protostars besar tertanam dalam awan asli mereka dari debu dan gas, hambatan yang tidak bisa ditembus untuk pengamatan sama sekali kecuali panjang gelombang terpanjang. Secara khusus, belum ada pengamatan visual atau inframerah yang "menangkap" bintang-bintang berat yang baru lahir dalam tindakan tersebut dan oleh karena itu sedikit yang diketahui sejauh ini tentang proses terkait.
Mengambil untung dari efek cloud-ripping dari angin bintang yang kuat dari bintang-bintang yang berdekatan dan panas di sebuah gugusan bintang muda di pusat kompleks NGC 3603, beberapa objek yang terletak di dekat awan molekul raksasa ditemukan sebagai prototipe besar yang bonafide, hanya sekitar 100.000 tahun dan masih terus berkembang.
Tiga dari benda-benda ini, yang ditunjuk IRS 9A-C, dapat dipelajari secara lebih rinci. Mereka sangat bercahaya (IRS 9A sekitar 100.000 kali secara intrinsik lebih terang dari Matahari), masif (lebih dari 10 kali massa Matahari) dan panas (sekitar 20.000 derajat). Mereka dikelilingi oleh debu yang relatif dingin (sekitar 0? C), mungkin sebagian tersusun dalam disk di sekitar benda yang sangat muda ini.
Dua skenario yang mungkin untuk pembentukan bintang masif saat ini diusulkan, dengan pertambahan sejumlah besar bahan circumstellar atau dengan tabrakan (penggabungan) protostars massa menengah. Pengamatan baru mendukung pertambahan, yaitu proses yang sama yang aktif selama pembentukan bintang-bintang dengan massa yang lebih kecil.
Bagaimana bentuk bintang masif?
Pertanyaan ini mudah diajukan, tetapi sejauh ini sangat sulit dijawab. Bahkan, proses yang mengarah pada pembentukan bintang-bintang berat [1] saat ini adalah salah satu daerah yang paling diperebutkan dalam astrofisika bintang.
Sementara banyak detail terkait dengan pembentukan dan evolusi awal bintang bermassa rendah seperti Matahari sekarang dipahami dengan baik, skenario dasar yang mengarah pada pembentukan bintang bermassa tinggi masih tetap menjadi misteri. Bahkan tidak diketahui apakah kriteria pengamatan yang sama digunakan untuk mengidentifikasi dan membedakan tahap individu bintang bermassa rendah muda (terutama warna yang diukur pada panjang gelombang inframerah dekat dan menengah) juga dapat digunakan dalam kasus bintang masif.
Dua skenario yang mungkin untuk pembentukan bintang masif saat ini sedang dipelajari. Pada awalnya, bintang-bintang seperti itu terbentuk dengan pertambahan sejumlah besar bahan circumstellar; infall ke bintang yang baru lahir bervariasi dengan waktu. Kemungkinan lain adalah pembentukan oleh tabrakan (perpaduan) dari protostars massa menengah, yang meningkatkan massa bintang dalam "lompatan".
Kedua skenario memberlakukan batasan kuat pada massa akhir bintang muda. Di satu sisi, proses akresi entah bagaimana harus mengatasi tekanan radiasi luar yang menumpuk, mengikuti penyalaan proses nuklir pertama (misalnya, pembakaran deuterium / hidrogen) di interior bintang, setelah suhu naik di atas nilai kritis dekat 10 juta derajat.
Di sisi lain, pertumbuhan oleh tumbukan hanya dapat efektif dalam lingkungan gugus bintang yang padat di mana probabilitas yang cukup tinggi untuk pertemuan dekat dan tumbukan bintang dijamin.
Manakah dari dua kemungkinan ini yang lebih mungkin?
Bintang masif terlahir dalam pengasingan
Ada tiga alasan bagus yang hanya sedikit kita ketahui tentang fase paling awal dari bintang bermassa tinggi:
Pertama, situs-situs pembentukan bintang-bintang seperti itu pada umumnya jauh lebih jauh (ribuan tahun cahaya) daripada situs-situs pembentukan bintang bermassa rendah. Ini berarti bahwa jauh lebih sulit untuk mengamati detail di area tersebut (kurangnya resolusi sudut).
Selanjutnya, dalam semua tahap, juga yang paling awal (astronom di sini merujuk pada "protostars"), bintang bermassa tinggi berevolusi jauh lebih cepat daripada bintang bermassa rendah. Karena itu, lebih sulit untuk "menangkap" bintang-bintang masif dalam fase kritis pembentukan awal.
Dan, yang lebih buruk lagi, karena perkembangan yang cepat ini, protostar massa tinggi muda biasanya sangat tertanam dalam awan natal mereka dan karenanya tidak dapat terdeteksi pada panjang gelombang optik selama fase (pendek) sebelum reaksi nuklir dimulai di interior mereka. Tidak cukup waktu bagi awan untuk menyebar - ketika tirai akhirnya terangkat, memungkinkan pandangan bintang baru, itu sudah melewati tahap-tahap awal.
Apakah ada cara untuk mengatasi masalah ini? "Ya", kata Dieter N? Rnberger dari ESO-Santiago, "Anda hanya perlu melihat di tempat yang tepat dan mengingat Bob Dylan ...!". Inilah yang dia lakukan.
"Jawabannya, temanku, tertiup angin ..."
Bayangkan bahwa adalah mungkin untuk menerbangkan sebagian besar gas dan debu yang mengaburkan di sekitar massa tinggi itu! Bahkan keinginan terkuat para astronom tidak dapat melakukannya, tetapi untungnya ada orang lain yang lebih baik dalam hal itu!
Beberapa bintang bermassa tinggi terbentuk di sekitar gugusan bintang panas, yaitu di sebelah saudara-saudara mereka yang lebih tua. Bintang-bintang panas yang telah berevolusi seperti itu adalah sumber yang kaya akan foton yang energetik dan menghasilkan angin bintang yang kuat dari partikel-partikel unsur (seperti "angin matahari" tetapi berkali-kali lebih kuat) yang berdampak pada gas antarbintang dan awan debu di sekitarnya. Proses ini dapat menyebabkan penguapan parsial dan penyebaran awan-awan itu, dengan demikian "mengangkat tirai" dan membiarkan kita melihat langsung bintang-bintang muda di wilayah itu, yang juga relatif masif pada tahap evolusi yang relatif awal.
Wilayah NGC 3603
Tempat-tempat seperti itu tersedia di dalam gugus bintang NGC 3603 dan wilayah pembentuk bintang yang berjarak sekitar 22.000 tahun cahaya di lengan spiral Carina di galaksi Bima Sakti.
NGC 3603 adalah salah satu "daerah-HII" yang paling bercahaya dan terlihat secara optik (yaitu daerah hidrogen terionisasi - diucapkan "eitch-dua") di galaksi kita. Di pusatnya adalah sekelompok besar bintang muda, panas dan masif (dari "tipe-OB") - ini adalah kepadatan tertinggi dari bintang bermassa tinggi yang berevolusi (tetapi masih relatif muda) yang dikenal di Bima Sakti, lih. ESO PR 16/99.
Bintang-bintang panas ini memiliki dampak signifikan pada gas dan debu di sekitarnya. Mereka memberikan sejumlah besar foton energetik yang mengionisasi gas antarbintang di area ini. Selain itu, angin bintang yang cepat dengan kecepatan hingga beberapa ratus km / detik berdampak pada, memampatkan dan / atau membubarkan awan tebal yang berdekatan, disebut oleh para astronom sebagai "rumpun molekul" karena kandungan molekul kompleks, banyak di antaranya "organik" (dengan atom karbon).
IRS 9: asosiasi "tersembunyi" bintang-bintang masif yang baru lahir
Salah satu rumpun molekuler ini, yang ditunjuk "NGC 3603 MM 2" terletak sekitar 8,5 tahun cahaya di selatan cluster NGC 3603, lih. Foto PR 16a / 03. Terletak di sisi kluster yang menghadap ke rumpun ini adalah beberapa objek yang sangat tertutup, dikenal secara kolektif sebagai "NGC 3603 IRS 9". Penyelidikan saat ini, sangat rinci telah memungkinkan untuk mengkarakterisasi mereka sebagai asosiasi benda-benda bintang yang sangat muda dan bermassa tinggi.
Mereka mewakili satu-satunya contoh yang diketahui saat ini dari rekan bermassa tinggi untuk protostars bermassa rendah yang terdeteksi pada panjang gelombang inframerah. Butuh upaya yang cukup besar [2] untuk mengungkap properti mereka dengan gudang yang kuat dari instrumen canggih yang bekerja pada panjang gelombang yang berbeda, dari inframerah ke wilayah spektral milimeter.
Pengamatan multi-spektral IRS 9
Untuk mulai dengan, pencitraan inframerah-dekat dilakukan dengan instrumen multi-mode ISAAC di teleskop ANTU VLT 8,2-m, lih. Foto PR 16b / 03. Hal ini memungkinkan untuk membedakan antara bintang-bintang yang merupakan anggota kluster yang bonafid dan yang lainnya yang terlihat dalam arah ini (“bintang lapangan”). Dimungkinkan untuk mengukur sejauh mana NGC 3603 cluster yang ditemukan sekitar 18 tahun cahaya, atau 2,5 kali lebih besar dari yang diperkirakan sebelumnya. Pengamatan ini juga menunjukkan bahwa distribusi spasial bintang gugus rendah dan massa tinggi berbeda, yang terakhir lebih terkonsentrasi ke pusat inti gugus.
Pengamatan milimeter dilakukan dengan menggunakan Swedish-ESO Submillimeter Telescpe (SEST) di La Silla Observatory. Pemetaan skala besar dari distribusi CS-molekul menunjukkan struktur dan gerakan gas padat di awan molekul raksasa, dari mana bintang-bintang muda di NGC 3603 berasal. Sebanyak 13 rumpun molekuler terdeteksi dan ukuran, massa, dan kepadatannya ditentukan. Pengamatan ini juga menunjukkan bahwa radiasi yang intens dan angin bintang yang kuat dari bintang-bintang panas di cluster pusat telah "mengukir rongga" di awan molekul; wilayah yang relatif kosong dan transparan ini sekarang berukuran sekitar 8 tahun cahaya.
Pencitraan inframerah-menengah (pada panjang gelombang 11,9 dan 18? M) dibuat dari daerah-daerah tertentu di NGC 3603 dengan instrumen TIMMI 2 yang dipasang pada teleskop ESO 3,6-m. Ini merupakan resolusi sub-arcsec resolusi pertengahan-IR pertama NGC 3603 dan berfungsi khususnya untuk menunjukkan distribusi debu hangat di wilayah tersebut. Survei ini memberikan indikasi yang jelas tentang proses pembentukan bintang yang intens dan berkelanjutan. Banyak jenis objek yang terdeteksi, termasuk bintang dan protostar Wolf-Rayet yang sangat panas; semuanya 36 sumber titik IR-tengah dan 42 knot emisi difus diidentifikasi. Di daerah yang disurvei, protobintang IRS 9A ditemukan menjadi sumber titik paling bercahaya pada kedua panjang gelombang; dua sumber lain, yang ditunjuk IRS 9B dan IRS 9C di sekitarnya juga sangat cerah pada gambar TIMMI 2, memberikan indikasi lebih lanjut bahwa ini adalah situs dari asosiasi protostars dalam haknya sendiri.
Koleksi gambar berkualitas tinggi dari area IRS 9 yang ditunjukkan dalam PR Photo 16b / 03 sangat cocok untuk menyelidiki sifat dan status evolusi dari objek yang sangat tertutup yang terletak di sana, IRS 9A-C. Mereka terletak di sisi inti awan molekul besar NGC 3603 MM 2 yang menghadap gugusan pusat bintang muda (PR Foto 16a / 03) dan tampaknya baru-baru ini "dibebaskan" dari sebagian besar gas natal dan lingkungan debu mereka dengan kuat angin bintang dan radiasi energik dari bintang-bintang gugus massa tinggi di dekatnya.
Data gabungan mengarah pada kesimpulan yang jelas: IRS 9A-C mewakili anggota paling terang dari asosiasi protostars yang jarang, masih tertanam dalam amplop circumstellar, tetapi di wilayah inti awan molekul murni, yang sekarang sebagian besar "bebas dari tiupan" dari gas dan debu. Kecerahan intrinsik dari bintang-bintang yang baru lahir ini mengesankan: 100.000, 1000 dan 1000 kali lipat dari Matahari untuk IRS 9A, IRS 9B, dan IRS 9C.
Kecerahan dan warna infra merahnya memberikan informasi tentang sifat fisik protostars ini. Mereka sangat muda dalam hal astronomi, mungkin berusia kurang dari 100.000 tahun. Mereka sudah cukup besar, meskipun, lebih dari 10 kali lebih berat dari Matahari, dan mereka masih terus tumbuh - dibandingkan dengan model teoritis yang paling dapat diandalkan menunjukkan bahwa mereka mengumpulkan bahan dari amplop mereka pada tingkat yang relatif tinggi hingga 1 massa Bumi per hari, yaitu massa Matahari dalam 1000 tahun.
Pengamatan menunjukkan bahwa ketiga protostar dikelilingi oleh debu yang relatif dingin (suhu sekitar 250 - 270 K, atau -20? C hingga 0? C). Temperatur mereka sendiri cukup tinggi, dari urutan 20.000 - 22.000 derajat.
Apa yang dikatakan oleh para demonstran besar itu kepada kita?
Dieter N? Rnberger senang: “Kami sekarang memiliki argumen yang meyakinkan untuk menganggap IRS 9A-C sebagai sejenis Rosetta Stones untuk pemahaman kami tentang fase awal pembentukan bintang masif. Saya tahu tidak ada kandidat protostella massa tinggi lainnya yang telah terungkap pada tahap evolusi awal - kita harus bersyukur atas angin bintang yang mengangkat tirai di daerah itu! Pengamatan inframerah-dekat dan menengah baru memberi kita pandangan pertama ke fase evolusi bintang yang sangat menarik ini. "
Pengamatan menunjukkan bahwa kriteria (mis., Warna inframerah) telah ditetapkan untuk identifikasi bintang bermassa rendah yang sangat muda (atau proto-) ternyata juga berlaku untuk bintang bermassa tinggi. Selain itu, dengan nilai kecerahan (luminositas) dan suhu yang dapat diandalkan, IRS 9A-C dapat berfungsi sebagai kasus uji yang penting dan cerdas untuk model pembentukan bintang bermassa tinggi yang saat ini dibahas, khususnya model akresi versus model koagulasi.
Data saat ini sangat konsisten dengan model pertambahan dan tidak ada objek luminositas menengah / massa ditemukan di lingkungan langsung IRS 9A-C. Dengan demikian, untuk asosiasi IRS 9 setidaknya, skenario pertambahan disukai terhadap skenario tabrakan.
Sumber Asli: Siaran Berita ESO
