Crédito de imagen: ESO
Una nueva serie de fotografías tomadas por el Observatorio Europeo Austral muestra una rara mirada a las primeras etapas de la formación de estrellas pesadas. Esta vez en la vida de una estrella generalmente se oculta a la vista debido a las espesas nubes de gas y polvo, pero en el cúmulo estelar NGC 3603, el viento estelar de las estrellas calientes está expulsando el material que se está oscureciendo. Dentro de este grupo, los astrónomos están encontrando protostars masivos que tienen solo 100,000 años. Este es un descubrimiento valioso porque ayuda a los astrónomos a comprender cómo comienzan las primeras etapas de la formación de estrellas pesadas: ¿es a través de la gravedad uniendo gas y polvo, o algo más violento, como estrellas más pequeñas que chocan entre sí?
Basado en un vasto esfuerzo de observación con diferentes telescopios e instrumentos, el astrónomo ESO Dieter Nürnberger ha obtenido una primera visión de las primeras etapas en la formación de estrellas pesadas.
Estas fases críticas de la evolución estelar normalmente están ocultas a la vista, porque los protostars masivos están profundamente incrustados en sus nubes nativas de polvo y gas, barreras impenetrables para las observaciones, excepto las longitudes de onda más largas. En particular, ninguna observación visual o infrarroja ha "capturado" estrellas pesadas nacientes en el acto y, por lo tanto, poco se sabe hasta ahora sobre los procesos relacionados.
Aprovechando el efecto de rasgadura de nubes de fuertes vientos estelares de estrellas adyacentes y calientes en un joven cúmulo estelar en el centro del complejo NGC 3603, se descubrió que varios objetos ubicados cerca de una nube molecular gigante eran protostars masivos de buena fe, solo alrededor de 100.000 años de antigüedad y sigue creciendo.
Tres de estos objetos, designados IRS 9A-C, podrían estudiarse con más detalle. Son muy luminosos (IRS 9A es aproximadamente 100,000 veces intrínsecamente más brillante que el Sol), masivos (más de 10 veces la masa del Sol) y calientes (aproximadamente 20,000 grados). Están rodeados de polvo relativamente frío (aproximadamente 0 ° C), probablemente en parte dispuestos en discos alrededor de estos objetos muy jóvenes.
Actualmente se proponen dos posibles escenarios para la formación de estrellas masivas, por la acumulación de grandes cantidades de material circunestelar o por la colisión (coalescencia) de protostars de masas intermedias. Las nuevas observaciones favorecen la acumulación, es decir, el mismo proceso que está activo durante la formación de estrellas de masas más pequeñas.
¿Cómo se forman las estrellas masivas?
Esta pregunta es fácil de plantear, pero hasta ahora muy difícil de responder. De hecho, los procesos que conducen a la formación de estrellas pesadas [1] son actualmente una de las áreas más disputadas en la astrofísica estelar.
Si bien muchos detalles relacionados con la formación y evolución temprana de estrellas de baja masa como el Sol ahora se entienden bien, el escenario básico que conduce a la formación de estrellas de alta masa sigue siendo un misterio. Ni siquiera se sabe si los mismos criterios de observación característicos utilizados para identificar y distinguir las etapas individuales de estrellas jóvenes de baja masa (principalmente colores medidos en longitudes de onda infrarrojas cercanas y medias) también pueden usarse en el caso de estrellas masivas.
Actualmente se están estudiando dos posibles escenarios para la formación de estrellas masivas. En el primero, tales estrellas se forman por la acumulación de grandes cantidades de material circunestelar; La caída de la estrella naciente varía con el tiempo. Otra posibilidad es la formación por colisión (coalescencia) de protostars de masas intermedias, aumentando la masa estelar en "saltos".
Ambos escenarios imponen fuertes limitaciones en la masa final de la joven estrella. Por un lado, el proceso de acreción debe superar de alguna manera la presión de radiación externa que se acumula, después del encendido de los primeros procesos nucleares (por ejemplo, quema de deuterio / hidrógeno) en el interior de la estrella, una vez que la temperatura ha aumentado por encima del valor crítico cerca de 10 millones de grados
Por otro lado, el crecimiento por colisiones solo puede ser efectivo en un denso entorno de cúmulos estelares en el que se garantiza una probabilidad razonablemente alta de encuentros cercanos y colisiones de estrellas.
¿Cuál de estas dos posibilidades es la más probable?
Las estrellas masivas nacen en reclusión
Hay tres buenas razones por las que sabemos tan poco sobre las primeras fases de las estrellas de gran masa:
Primero, los sitios de formación de tales estrellas son en general mucho más distantes (muchos miles de años luz) que los sitios de formación de estrellas de baja masa. Esto significa que es mucho más difícil observar detalles en esas áreas (falta de resolución angular).
A continuación, en todas las etapas, también las primeras (los astrónomos se refieren a los "protostars"), las estrellas de alta masa evolucionan mucho más rápido que las estrellas de baja masa. Por lo tanto, es más difícil "atrapar" estrellas masivas en las fases críticas de la formación temprana.
Y, lo que es aún peor, debido a este rápido desarrollo, los jóvenes protostars de alta masa generalmente están muy profundamente incrustados en sus nubes natales y, por lo tanto, no son detectables a las longitudes de onda ópticas durante la fase (corta) antes de que comiencen las reacciones nucleares en su interior. Simplemente no hay tiempo suficiente para que la nube se disperse: cuando la cortina finalmente se levanta, permitiendo una vista de la nueva estrella, ya ha pasado esas primeras etapas.
¿Hay alguna forma de evitar estos problemas? "Sí", dice Dieter Nüberberger de ESO-Santiago, "¡solo tienes que buscar en el lugar correcto y recordar a Bob Dylan ...!". Esto es lo que el hizo.
"La respuesta, mi amigo, es soplada por el viento ..."
¡Imagínese que sería posible eliminar la mayor parte del gas y el polvo que se oculta alrededor de esos protostars de gran masa! Incluso el deseo más fuerte de los astrónomos no puede hacerlo, ¡pero afortunadamente hay otros que lo hacen mejor!
Algunas estrellas de gran masa se forman en el vecindario de grupos de estrellas calientes, es decir, junto a sus hermanos mayores. Tales estrellas calientes ya evolucionadas son una rica fuente de fotones energéticos y producen poderosos vientos estelares de partículas elementales (como el "viento solar" pero muchas veces más fuertes) que impactan en las nubes de polvo y gas interestelar circundantes. Este proceso puede conducir a la evaporación y dispersión parcial de esas nubes, "levantando el telón" y permitiéndonos mirar directamente a las estrellas jóvenes en esa región, también a las relativamente masivas en una etapa evolutiva relativamente temprana.
La región NGC 3603
Dichas instalaciones están disponibles dentro del cúmulo estelar NGC 3603 y la región de formación estelar que se encuentra a una distancia de aproximadamente 22,000 años luz en el brazo espiral Carina de la galaxia Vía Láctea.
NGC 3603 es una de las "regiones HII" más luminosas y ópticamente visibles (es decir, regiones de hidrógeno ionizado - pronunciado "eitch-two") en nuestra galaxia. En su centro hay un cúmulo masivo de estrellas jóvenes, calientes y masivas (del "tipo OB"): esta es la densidad más alta de estrellas de alta masa evolucionadas (pero aún relativamente jóvenes) conocidas en la Vía Láctea, cf. ESO PR 16/99.
Estas estrellas calientes tienen un impacto significativo en el gas y el polvo circundantes. Entregan una gran cantidad de fotones energéticos que ionizan el gas interestelar en esta área. Además, los vientos estelares rápidos con velocidades de hasta varios cientos de km / s impactan, comprimen y / o dispersan nubes densas adyacentes, a las que los astrónomos denominan "grupos moleculares" debido a su contenido de moléculas complejas, muchas de estas "orgánicas" (con átomos de carbono)
IRS 9: una asociación "oculta" de estrellas masivas nacientes
Uno de estos grupos moleculares, denominado "NGC 3603 MM 2" se encuentra a unos 8,5 años luz al sur del grupo NGC 3603, cf. Foto PR 16a / 03. Ubicados en el lado del clúster de este grupo, se encuentran algunos objetos muy oscuros, conocidos colectivamente como "NGC 3603 IRS 9". La investigación actual, muy detallada, ha permitido caracterizarlos como una asociación de objetos estelares extremadamente jóvenes y de gran masa.
Representan los únicos ejemplos conocidos actualmente de contrapartes de alta masa a protostars de baja masa que se detectan en longitudes de onda infrarrojas. Se necesitó un gran esfuerzo [2] para desentrañar sus propiedades con un poderoso arsenal de instrumentos de última generación que trabajan en diferentes longitudes de onda, desde la región espectral infrarroja hasta la milimétrica.
Observaciones multiespectrales del IRS 9
Para empezar, se realizó una imagen del infrarrojo cercano con el instrumento multimodo ISAAC en el telescopio VLT ANTU de 8,2 m, cf. Foto PR 16b / 03. Esto permitió distinguir entre estrellas que son miembros auténticos del cúmulo y otras que se ven en esta dirección ("estrellas de campo"). Fue posible medir la extensión del clúster NGC 3603 que se encontró que era de aproximadamente 18 años luz, o 2.5 veces más grande de lo que se suponía antes. Estas observaciones también sirvieron para mostrar que las distribuciones espaciales de las estrellas del cúmulo de baja y alta masa son diferentes, siendo esta última más concentrada hacia el centro del núcleo del cúmulo.
Las observaciones milimétricas se realizaron por medio del Telescopio Submilimétrico Sueco-ESO (SEST) en el Observatorio La Silla. El mapeo a gran escala de la distribución de la molécula CS mostró la estructura y los movimientos del gas denso en la nube molecular gigante, de donde se originan las estrellas jóvenes en NGC 3603. Se detectaron un total de 13 grupos moleculares y se determinaron sus tamaños, masas y densidades. Estas observaciones también mostraron que la intensa radiación y los fuertes vientos estelares de las estrellas calientes en el cúmulo central han "tallado una cavidad" en la nube molecular; Esta región relativamente vacía y transparente ahora mide unos 8 años luz de diámetro.
Las imágenes de infrarrojo medio (en longitudes de onda de 11,9 y 18 μm) se hicieron de regiones seleccionadas en NGC 3603 con el instrumento TIMMI 2 montado en el telescopio ESO de 3,6 m. Esto constituye la primera encuesta de resolución media de sub-arco de IR medio de NGC 3603 y sirve en particular para mostrar la distribución de polvo cálido en la región. La encuesta da una clara indicación de procesos intensos y continuos de formación estelar. Se detectaron muchos tipos diferentes de objetos, incluyendo estrellas y protóstares Wolf-Rayet extremadamente calientes; En total, se identificaron 36 fuentes puntuales de IR medio y 42 nudos de emisión difusa. En el área estudiada, se encuentra que el protostar IRS 9A es la fuente puntual más luminosa en ambas longitudes de onda; otras dos fuentes, designadas como IRS 9B e IRS 9C en las inmediaciones, también son muy brillantes en las imágenes de TIMMI 2, lo que proporciona una indicación más de que este es el sitio de una asociación de protostars por derecho propio.
La colección de imágenes de alta calidad del área del IRS 9 que se muestra en la foto PR 16b / 03 es muy adecuada para investigar la naturaleza y el estado evolutivo de los objetos altamente oscurecidos ubicados allí, IRS 9A-C. Están situados en el costado del núcleo de la nube molecular masiva NGC 3603 MM 2 que se enfrenta al cúmulo central de estrellas jóvenes (foto PR 16a / 03) y aparentemente fueron recientemente "liberados" de la mayoría de su ambiente de gas y polvo natal por fuertes vientos estelares y radiación energética de las estrellas de cúmulos de gran masa cercanas.
Los datos combinados conducen a una conclusión clara: el IRS 9A-C representa a los miembros más brillantes de una asociación escasa de protóstaros, todavía incrustados en envolturas circunestelares, pero en una región del núcleo de la nube molecular prístina, ahora en gran parte "libre de gas" del gas y polvo El brillo intrínseco de estas estrellas nacientes es impresionante: 100,000, 1000 y 1000 veces el del Sol para IRS 9A, IRS 9B e IRS 9C, respectivamente.
Su brillo y colores infrarrojos dan información sobre las propiedades físicas de estos protostars. Son muy jóvenes en términos astronómicos, probablemente de menos de 100.000 años. Sin embargo, ya son bastante masivos, más de 10 veces más pesados que el Sol, y todavía están creciendo: la comparación con los modelos teóricos más confiables actualmente sugiere que acumulan material de sus envolturas a una tasa relativamente alta de hasta 1 masa terrestre por día, es decir, la masa del sol en 1000 años.
Las observaciones indican que los tres protostars están rodeados de polvo relativamente frío (temperatura alrededor de 250 - 270 K, o -20 ° C a 0 ° C). Sus propias temperaturas son bastante altas, del orden de 20,000 - 22,000 grados.
¿Qué nos dicen los protostars masivos?
Dieter Nürnberger está complacido: “Ahora tenemos argumentos convincentes para considerar al IRS 9A-C como una especie de Rosetta Stones para nuestra comprensión de las primeras fases de la formación de estrellas masivas. No conozco ningún otro candidato protostelar de gran masa que haya sido revelado en una etapa evolutiva tan temprana. ¡Debemos estar agradecidos por los vientos estelares que levantan las cortinas en esa área! Las nuevas observaciones del infrarrojo cercano y medio nos están dando una primera mirada a esta fase extremadamente interesante de evolución estelar ”.
Las observaciones muestran que los criterios (p. Ej., Colores infrarrojos) ya establecidos para la identificación de estrellas muy jóvenes (o proto-) de baja masa aparentemente también son válidas para estrellas de gran masa. Además, con valores confiables de su brillo (luminosidad) y temperatura, el IRS 9A-C puede servir como casos de prueba cruciales y exigentes para los modelos actualmente discutidos de formación de estrellas de alta masa, en particular de modelos de acreción versus modelos de coagulación.
Los datos actuales son consistentes con los modelos de acreción y no se encontraron objetos de luminosidad / masa intermedia en las inmediaciones del IRS 9A-C. Por lo tanto, para la asociación IRS 9 al menos, el escenario de acreción se ve favorecido frente al escenario de colisión.
Fuente original: Comunicado de prensa de ESO
