信じがたいかもしれませんが、巨大な星は、完全に形成されたときよりも幼児期の方が大きくなります。この研究により、大質量星が平衡状態になるまで収縮するという理論が確認されました。
過去において、この理論を証明することの難しさの1つは、塵やガスを覆い隠すために、形成中に巨大な星の明確なスペクトルを得ることがほぼ不可能であったことです。現在、チリのESOの超大型望遠鏡で強力なスペクトログラフXシューターを使用して、研究者たちは「オメガ星雲」（M17）でB275としてカタログ化された若い星に関するデータを取得することができました。国際的なチームによって構築されたX-Shooterには、300 nm（UV）から2500 nm（赤外線）までの特別な波長範囲があり、この種の最も強力なツールです。その「ワンショット」画像は、主系列に向かう途中の星の最初の固体スペクトルの証拠を提供してくれました。太陽より7倍も重いB275は、通常の主系列星の3倍の大きさであることが示されています。これらの結果は、現在のモデリングを確認するのに役立ちます。
若い大質量星が合体し始めると、質量降着プロセスが始まる回転ガス円盤に覆われます。この状態では、よく理解されていない非常に複雑なメカニズムで強力なジェットも生成されます。これらの行動は、同じ研究グループによって以前に報告されました。降着が完了すると、円盤が蒸発し、恒星表面が見えるようになります。現在、B275はこれらの特性を示しており、その核心温度は水素の融合が始まる点に達しています。これで、中心でのエネルギー生成が表面での放射と一致し、平衡が達成されるまで、星は収縮し続けます。状況をさらに興味深いものにするために、Xシュータースペクトルは、B275がそのタイプの星（非常に明るい星）の表面温度が測定可能なほど低いことを示しています。この差の広いマージンは、その大きな半径と同等と見なすことができます。これが結果を示しています。 B275に関連する強いスペクトル線は、巨大な星と一致しています。
筆頭著者のブラム・オクセンドルフは、アムステルダム大学での修士課程の研究プログラムの一環として、この好奇心旺盛な星のスペクトルを分析した人物でした。彼はまた、ライデンで博士号プロジェクトを開始しました。 Ochsendorf氏は、「Xシューターの広い波長範囲は、表面温度、サイズ、ディスクの存在など、多くの恒星特性を一度に決定する機会を提供します」と述べています。
B275のスペクトルは、Xシューター科学検証プロセス中に、ドイツのボーフムにあるRuhr-Universitaetの共著者であるRolf ChiniとVera Hoffmeisterによって取得されました。 「これは、Xシューターの非常に高い感度のおかげで得られた、巨大な星の形成過程を説明する新しい理論モデルの美しい確認です」とOchsendorfの指導者であるLex Kaper教授は述べています。
元のストーリー出典：初期Bプリメインシーケンススターの最初の確定スペクトル分類：M17のB275。
