画像クレジット：ESO
欧州南天天文台が撮影した一連の新しい写真は、重い星形成のごく初期の段階をまれに見ています。星の生命のこの時期は、ガスと塵の厚い雲のために通常視界から遮られますが、星団NGC 3603では、熱い星からの恒星風が遮る物質を吹き飛ばしています。このクラスターの中で、天文学者たちはたった10万年前の巨大なプロトスターを見つけています。これは天文学者が重い星の形成の初期段階がどのように始まるかを理解するのに役立つため、貴重な発見です。重力がガスとダスト、または小さな星が衝突するようなより激しい何かを引き寄せることによるものです。
さまざまな望遠鏡や機器を使用した膨大な観測努力に基づいて、ESO天文学者のディーターノルベルガーは、重い星の形成における最初の段階の最初の垣間見ました。
星の進化のこれらの重要な段階は、通常、ビューから隠されています。これは、大規模なプロトスターが、塵とガスの固有の雲に深く埋め込まれているためです。特に、目視または赤外線での観測では、まだ新星の重い星を「捕らえた」ことはなく、したがって、関連するプロセスについてはほとんど知られていません。
NGC 3603複合体の中心にある若い恒星クラスターの隣接する熱い星からの強い恒星風の雲を引き裂く効果から利益を得て、巨大な分子雲の近くにあるいくつかのオブジェクトは、正真正銘の大規模なプロトスターであることが判明しました。 100,000歳、まだ成長しています。
IRS 9A-Cと指定されたこれらのオブジェクトのうち3つは、より詳細に調査できます。それらは非常に明るく（IRS 9Aは本質的に太陽よりも約100,000倍明るい）、大規模（太陽の質量の10倍以上）、そして高温（約20,000度）です。それらは比較的冷たいほこり（約0°C）に囲まれており、おそらくこれらの非常に若い天体の周りに部分的に円盤状に配置されています。
大量の星を形成するための2つの可能なシナリオが、現在提案されています。大量の星周物質の降着、または中間質量の原始星の衝突（合体）によるものです。新しい観測は、降着、すなわち、より小さな質量の星の形成中にアクティブである同じプロセスを支持します。
どのようにして巨大な星が形成されますか？
この質問は簡単に提起できますが、今のところ答えることは非常に困難です。実際、重い星の形成につながるプロセス[1]は現在、恒星天体物理学で最も争われている分野の1つです。
太陽のような低質量星の形成と初期進化に関する多くの詳細は現在よく理解されていますが、高質量星の形成につながる基本的なシナリオはまだ謎のままです。若い低質量星（主に近赤外および中赤外波長で測定される色）の個々の段階を識別および区別するために使用される同じ特徴的な観測基準が、大規模な星の場合にも使用できるかどうかさえ不明です。
大規模な星の形成について考えられる2つのシナリオが現在研究されています。最初に、そのような星は大量の星状物質の付着によって形成されます。発生期の星への落下は時間とともに変化します。別の可能性は、中間質量の原始星の衝突（合体）による形成で、「ジャンプ」の恒星質量が増加します。
どちらのシナリオでも、若い星の最終質量には強い制限があります。一方では、降着プロセスは、温度が10付近の臨界値を超えて上昇すると、恒星内部での最初の核プロセス（重水素/水素の燃焼など）の点火に続いて、蓄積する外向きの放射圧を何らかの形で克服する必要があります百万度。
一方、衝突による成長は、密集した星団環境でのみ効果的であり、星が接近して衝突する確率がかなり高いことが保証されています。
これら2つの可能性のどちらがより可能性が高いですか。
巨大な星が隔離されて生まれる
高質量星の初期の段階についてほとんど知らない理由は3つあります。
まず、そのような星の形成サイトは、一般に低質量の星形成サイトよりもはるかに遠い（数千光年）。つまり、これらの領域の詳細を観察することははるかに困難です（角度分解能の欠如）。
次に、すべての段階で、最も早い段階（天文学者は「プロトスター」を指します）でも、高質量の星は低質量の星よりもはるかに速く進化します。したがって、初期の形成の重要な段階で巨大な星を「捕らえる」ことはより困難です。
さらに悪いことに、この急速な発展により、若い高質量プロトスターは通常、出生雲に非常に深く埋め込まれているため、内部で核反応が始まる前の（短い）フェーズでは、光波長では検出できません。雲が分散するのに十分な時間がないだけです–カーテンが最後に上がり、新しい星を見ることができるとき、それはすでにそれらの最も初期の段階を過ぎています。
これらの問題を回避する方法はありますか？ 「はい」とESO-サンティアゴのDieter N？rnberger氏は言います。「適切な場所を見て、ボブディランを覚えておけばいいのです...！」これは彼がやったことです。
「答え、私の友人は、風に吹かれています...」
これらの高質量プロトスターの周りの不明瞭なガスとダストのほとんどを吹き飛ばすことが可能だと想像してみてください！天文学者の最も強い願望でさえそれを行うことはできませんが、幸運にもそれを上手にできる人がいます！
いくつかの高質量星は、熱い星のクラスターの近く、すなわち、それらの長老の兄弟の隣に形成されます。そのようなすでに進化した熱い星は、エネルギー光子の豊富な供給源であり、周囲の星間ガスや塵の雲に影響を与える素粒子の強力な恒星風（「太陽風」のような、何倍も強い）を生成します。このプロセスは、これらの雲の部分的な蒸発と分散につながる可能性があり、それによって「カーテンを持ち上げ」、その領域の若い星、比較的比較的初期の進化段階にある比較的重い星を直接見ることができます。
NGC 3603リージョン
このような施設は、天の川銀河のカリーナスパイラルアームの約22,000光年の距離にあるNGC 3603の星団と星形成領域内で利用できます。
NGC 3603は、私たちの銀河の中で最も明るく、光学的に見える「HII領域」（つまり、イオン化された水素の領域-「eitch-two」と発音）の1つです。その中心には、（「OBタイプ」の）若くて熱くて重い星の大規模なクラスターがあります。これは、天の川で知られている進化した（ただし比較的若い）高質量星の最高密度です。 ESO PR 16/99。
これらの熱い星は、周囲のガスとダストに大きな影響を与えます。それらは、この領域の星間ガスをイオン化する大量のエネルギー光子を提供します。さらに、数百km / secまでの速度の高速恒星風は、隣接する密集した雲に影響を与え、圧縮および/または分散させます。これは、これらの「有機」の多くが複雑な分子を含むため、天文学者から「分子塊」と呼ばれています。 （炭素原子を含む）。
IRS 9：初期の大規模な星の「隠された」関連付け
「NGC 3603 MM 2」と呼ばれるこれらの分子凝集塊の1つは、NGC 3603クラスターの南約8.5光年に位置します。 PR写真16a / 03。この塊のクラスターに面する側に、「NGC 3603 IRS 9」と総称されるいくつかの非常に不明瞭なオブジェクトがあります。現在の非常に詳細な調査により、それらを非常に若い高質量恒星天体の関連として特徴付けることができました。
それらは、赤外線波長で検出される低質量プロトスターの高質量対応物の現在知られている唯一の例を表しています。赤外線からミリ波スペクトル領域までのさまざまな波長で動作する最先端の機器の強力な武器を使用して、その特性を解明するのにかなりの努力[2]が必要でした。
IRS 9のマルチスペクトル観測
まず、8.2 mのVLT ANTU望遠鏡でISAACマルチモード装置を使用して近赤外線イメージングを実行しました。 PR写真16b / 03。これにより、善意のクラスターメンバーである星と、たまたまこの方向に見られる星（「フィールド星」）を区別することができました。 NGC 3603クラスターの範囲を測定することが可能でした。これは、約18光年、または以前の想定より2.5倍大きいことが判明しました。これらの観察はまた、低質量と高質量のクラスター星の空間分布が異なり、後者はクラスターコアの中心に向かって集中していることを示すのにも役立ちました。
ミリ波観測は、ラシッラ天文台にあるスウェーデンのESOサブミリ波テレスコープ（SEST）によって行われました。 CS分子の分布の大規模なマッピングにより、NGC 3603の若い星の起源となる巨大分子雲内の高密度ガスの構造と運動が明らかになりました。合計13の分子凝集塊が検出され、それらのサイズ、質量、密度が決定されました。これらの観察はまた、中央クラスターの熱い星からの強い放射と強い恒星風が分子雲に「空洞を彫り込んだ」ことを示しました。この比較的空で透明な領域は、現在、約8光年です。
ESO 3.6 m望遠鏡に取り付けられたTIMMI 2装置を使用して、NGC 3603の選択された領域で中赤外線イメージング（波長11.9および18μm）を行いました。これは、NGC 3603の最初のサブアーク秒解像度の中間IR調査を構成し、特に地域の暖かいダスト分布を示すのに役立ちます。調査は、激しい、進行中の星形成プロセスの明確な兆候を与えます。非常に高温のWolf-Rayetスターやプロトスターなど、さまざまな種類のオブジェクトが検出されました。全部で36の中赤外点光源と42ノットの拡散発光が確認されました。調査した地域では、protostar IRS 9Aが両方の波長で最も明るい点光源であることがわかりました。すぐ近くにあるIRS 9BおよびIRS 9Cと指定された他の2つのソースもTIMMI 2画像で非常に明るく、これが原始星の連合のサイトであることをさらに示しています。
PR写真16b / 03に示されているIRS 9領域の高品質の画像のコレクションは、そこにある非常に不明瞭なオブジェクト、IRS 9A-Cの性質と進化の状態を調査するのに適しています。それらは、若い星の中央クラスターに面する巨大分子雲コアNGC 3603 MM 2の側にあり（PR写真16a / 03）、強力なことにより、出生ガスとダスト環境のほとんどから最近「解放」されたようです。近くの高質量星団からの恒星風とエネルギー放射。
結合されたデータは明確な結論につながります。IRS9A-Cは、まだ恒星のエンベロープに埋め込まれているが、元の分子雲コアの領域にある、プロトスターのまばらな関連の最も明るいメンバーを表しています。ほこり。これらの新生星の固有の明るさは印象的です。IRS9A、IRS 9B、IRS 9Cの太陽のそれぞれの100,000、1000、1000倍です。
それらの明るさと赤外線の色は、これらのプロトスターの物理的特性に関する情報を提供します。彼らは天文学的には非常に若く、おそらく10万歳未満です。それらはすでにかなり重いですが、太陽より10倍以上重く、まだ成長しています。現在最も信頼性の高い理論モデルと比較すると、最大1地球質量という比較的高い割合でエンベロープから物質を付加していることがわかります。 1日あたり、つまり1000年の太陽の質量。
観測結果は、3つのプロトスターすべてが比較的冷たいダスト（温度が約250〜270 K、または-20°C〜0°C）に囲まれていることを示しています。彼ら自身の気温は非常に高く、20,000〜22,000度です。
大規模なプロトスターは何を教えてくれますか？
Dieter N？rnbergerは次のように喜んでいます。「質量のある星の形成の初期段階を理解するために、IRS 9A-Cを一種のロゼッタストーンと見なすようになりました。そのような初期の進化の段階で明らかにされた他の高質量原始星の候補を私は知りません–私たちはその領域のカーテンを持ち上げる恒星風に感謝しなければなりません！新しい近赤外線および中赤外線の観測により、この非常に興味深い恒星進化のフェーズを初めて見ることができます。」
観察結果は、非常に若い（またはプロト）低質量星を識別するためにすでに確立されている基準（たとえば、赤外線の色）が明らかに高質量星にも当てはまることを示しています。さらに、IRS 9A-Cは、明るさ（光度）と温度の信頼できる値を使用して、現在議論されている高質量星形成のモデル、特に、降着モデルと凝固モデルの重要かつ鋭敏なテストケースとして機能します。
現在のデータは降着モデルとよく一致しており、中間光度/質量のオブジェクトはIRS 9A-Cのすぐ近くに見つかりませんでした。したがって、少なくともIRS 9アソシエーションでは、衝突シナリオに対して降着シナリオが優先されます。
元のソース：ESOニュースリリース
