Crédito de imagem: ESO
Uma nova série de fotografias tiradas pelo Observatório Europeu do Sul mostra um raro olhar para os estágios iniciais da formação de estrelas pesadas. Desta vez, a vida de uma estrela geralmente é obscurecida por causa das nuvens espessas de gás e poeira, mas no aglomerado de estrelas NGC 3603, o vento estelar de estrelas quentes está destruindo o material obscurecedor. Dentro deste aglomerado, os astrônomos estão encontrando protoestrelas maciças com apenas 100.000 anos de idade. Esta é uma descoberta valiosa porque ajuda os astrônomos a entender como os estágios iniciais da formação de estrelas pesadas começam - é através da gravidade juntando gás e poeira, ou algo mais violento, como estrelas menores colidindo.
Com base em um vasto esforço de observação com diferentes telescópios e instrumentos, o astrônomo do ESO, Dieter Närnberger, obteve um primeiro vislumbre dos primeiros estágios da formação de estrelas pesadas.
Essas fases críticas da evolução estelar são normalmente escondidas da vista, porque protoestrelas maciças estão profundamente embutidas em suas nuvens nativas de poeira e gás, barreiras impenetráveis às observações, exceto nos comprimentos de onda mais longos. Em particular, nenhuma observação visual ou infravermelha ainda “capturou” estrelas pesadas nascentes no ato e, portanto, pouco se sabe até agora sobre os processos relacionados.
Lucrando com o efeito de rasgar nuvens de fortes ventos estelares de estrelas quentes adjacentes em um jovem aglomerado estelar no centro do complexo NGC 3603, vários objetos localizados perto de uma nuvem molecular gigante foram considerados protoestars maciços de boa-fé, apenas cerca de 100.000 anos e ainda em crescimento.
Três desses objetos, designados IRS 9A-C, poderiam ser estudados com mais detalhes. Eles são muito luminosos (o IRS 9A é cerca de 100.000 vezes intrinsecamente mais brilhante que o Sol), maciço (mais de 10 vezes a massa do Sol) e quente (cerca de 20.000 graus). Eles são cercados por poeira fria relativa (cerca de 0 ° C), provavelmente parcialmente organizada em discos em torno desses objetos muito jovens.
Atualmente, dois cenários possíveis para a formação de estrelas massivas são propostos, pela acumulação de grandes quantidades de material circunstelar ou pela colisão (coalescência) de protoestrelas de massas intermediárias. As novas observações favorecem a acumulação, ou seja, o mesmo processo ativo durante a formação de estrelas de massas menores.
Como se formam estrelas massivas?
É fácil fazer essa pergunta, mas até agora muito difícil de responder. De fato, os processos que levam à formação de estrelas pesadas [1] são atualmente uma das áreas mais contestadas na astrofísica estelar.
Embora muitos detalhes relacionados à formação e evolução inicial de estrelas de baixa massa como o Sol sejam agora bem compreendidos, o cenário básico que leva à formação de estrelas de alta massa ainda permanece um mistério. Ainda não se sabe se os mesmos critérios de observação característicos usados para identificar e distinguir os estágios individuais de estrelas jovens de baixa massa (principalmente cores medidas nos comprimentos de onda do infravermelho próximo e médio) também podem ser usados no caso de estrelas massivas.
Dois cenários possíveis para a formação de estrelas massivas estão sendo estudados atualmente. No primeiro, essas estrelas se formam pela acumulação de grandes quantidades de material circunstancial; o infall na estrela nascente varia com o tempo. Outra possibilidade é a formação por colisão (coalescência) de protoestrelas de massas intermediárias, aumentando a massa estelar em “saltos”.
Ambos os cenários impõem fortes limitações à massa final da jovem estrela. Por um lado, o processo de acumulação deve, de alguma forma, superar a pressão de radiação externa que se acumula, após a ignição dos primeiros processos nucleares (por exemplo, queima de deutério / hidrogênio) no interior da estrela, uma vez que a temperatura subiu acima do valor crítico próximo de 10 milhões de graus.
Por outro lado, o crescimento por colisões só pode ser eficaz em um ambiente denso de aglomerados de estrelas no qual é garantida uma probabilidade razoavelmente alta de encontros próximos e colisões de estrelas.
Qual dessas duas possibilidades é a mais provável?
Estrelas maciças nascem em reclusão
Há três boas razões para sabermos tão pouco sobre as fases iniciais de estrelas de grande massa:
Primeiro, os locais de formação de tais estrelas são em geral muito mais distantes (muitos milhares de anos-luz) do que os locais de formação de estrelas de baixa massa. Isso significa que é muito mais difícil observar detalhes nessas áreas (falta de resolução angular).
Em seguida, em todas as etapas, também as primeiras (os astrônomos aqui se referem a "protoestrelas"), as estrelas de alta massa evoluem muito mais rapidamente do que as estrelas de baixa massa. Portanto, é mais difícil “capturar” estrelas massivas nas fases críticas da formação inicial.
E, o que é ainda pior, devido a esse rápido desenvolvimento, os protoestrelas jovens de alta massa geralmente estão profundamente embutidos nas nuvens natais e, portanto, não são detectáveis nos comprimentos de onda ópticos durante a (curta) fase antes que as reações nucleares iniciem em seu interior. Simplesmente não há tempo suficiente para a nuvem se dispersar - quando a cortina finalmente se levanta, permitindo uma visão da nova estrela, ela já passou dos primeiros estágios.
Existe uma maneira de contornar esses problemas? “Sim”, diz Dieter Närnberger, do ESO-Santiago, “basta olhar no lugar certo e lembrar de Bob Dylan…!”. Foi isso que ele fez.
"A resposta, meu amigo, está soprando pelo vento ..."
Imagine que seria possível remover a maior parte do gás e poeira obscurecedores ao redor daqueles protostars de alta massa! Mesmo o desejo mais forte dos astrônomos não pode fazê-lo, mas felizmente existem outros que são melhores nisso!
Algumas estrelas de alta massa se formam no bairro de aglomerados de estrelas quentes, ou seja, ao lado de seus irmãos mais velhos. Tais estrelas quentes já evoluídas são uma fonte rica de fótons energéticos e produzem ventos estelares poderosos de partículas elementares (como o “vento solar”, mas muitas vezes mais fortes) que impactam as nuvens interestelares de gás e poeira ao redor. Esse processo pode levar à evaporação e dispersão parcial dessas nuvens, "levantando a cortina" e permitindo que olhemos diretamente para estrelas jovens naquela região, também comparativamente massivas, em um estágio evolutivo relativamente inicial.
A região NGC 3603
Tais instalações estão disponíveis no aglomerado estelar NGC 3603 e na região de formação de estrelas, localizada a uma distância de cerca de 22.000 anos-luz no braço espiral Carina da Via Láctea.
O NGC 3603 é uma das "regiões HII" mais luminosas e opticamente visíveis (ou seja, regiões de hidrogênio ionizado - pronunciadas "eitch-two") em nossa galáxia. No centro, há um aglomerado maciço de estrelas jovens, quentes e maciças (do tipo "OB") - essa é a maior densidade de estrelas de alta massa evoluídas (mas ainda relativamente jovens) conhecidas na Via Láctea, cf. ESO PR 16/99.
Essas estrelas quentes têm um impacto significativo no gás e na poeira circundantes. Eles entregam uma quantidade enorme de fótons energéticos que ionizam o gás interestelar nesta área. Além disso, ventos estelares rápidos, com velocidades de até centenas de km / s, impactam, comprimem e / ou dispersam nuvens densas adjacentes, conhecidas pelos astrônomos como "aglomerados moleculares" devido ao seu conteúdo de moléculas complexas, muitas delas "orgânicas" (com átomos de carbono).
IRS 9: uma associação "oculta" de estrelas massivas nascentes
Um desses aglomerados moleculares, designado "NGC 3603 MM 2", está localizado a cerca de 8,5 anos-luz ao sul do aglomerado NGC 3603, cf. Foto PR 16a / 03. Localizados no lado voltado para o cluster deste grupo estão alguns objetos altamente obscurecidos, conhecidos coletivamente como "NGC 3603 IRS 9". A investigação atual e muito detalhada permitiu caracterizá-los como uma associação de objetos estelares de massa extremamente alta e jovens.
Eles representam os únicos exemplos atualmente conhecidos de homólogos de alta massa e protoestrelas de baixa massa que são detectados em comprimentos de onda infravermelhos. Foi necessário um grande esforço [2] para desvendar suas propriedades com um poderoso arsenal de instrumentos de ponta trabalhando em diferentes comprimentos de onda, da região espectral infravermelha à milimétrica.
Observações multiespectrais do IRS 9
Para começar, a imagem por infravermelho próximo foi realizada com o instrumento multimodo ISAAC no telescópio VLT ANTU de 8,2 m, cf. Foto PR 16b / 03. Isso permitiu distinguir entre estrelas que são membros de um agrupamento de boa-fé e outras que são vistas nessa direção ("estrelas de campo"). Foi possível medir a extensão do cluster NGC 3603, que foi encontrado cerca de 18 anos-luz, ou 2,5 vezes maior do que se supunha anteriormente. Essas observações também serviram para mostrar que as distribuições espaciais de estrelas de aglomerados de baixa e alta massa são diferentes, sendo as últimas mais concentradas no centro do núcleo do aglomerado.
As observações milimétricas foram feitas por meio do Swedish-ESO Submillimeter Telescpe (SEST) no Observatório La Silla. O mapeamento em larga escala da distribuição da molécula CS mostrou a estrutura e os movimentos do gás denso na nuvem molecular gigante, da qual se originam as jovens estrelas do NGC 3603. Um total de 13 aglomerados moleculares foram detectados e seus tamanhos, massas e densidades foram determinados. Essas observações também mostraram que a radiação intensa e os fortes ventos estelares das estrelas quentes no aglomerado central "cavaram uma cavidade" na nuvem molecular; essa região comparativamente vazia e transparente agora mede cerca de 8 anos-luz de diâmetro.
As imagens no infravermelho médio (nos comprimentos de onda 11,9 e 18 mm) foram feitas de regiões selecionadas no NGC 3603 com o instrumento TIMMI 2 montado no telescópio ESO de 3,6 m. Isso constitui a primeira pesquisa de resolução intermediária de infra-arco-íris do NGC 3603 e serve especialmente para mostrar a distribuição de poeira quente na região. A pesquisa fornece uma indicação clara de processos intensos e contínuos de formação de estrelas. Muitos tipos diferentes de objetos foram detectados, incluindo estrelas e protoestrelas Wolf-Rayet extremamente quentes; ao todo, foram identificadas 36 fontes pontuais de IV médio e 42 nós de emissão difusa. Na área pesquisada, o protostar IRS 9A é considerado a fonte de pontos mais luminosa em ambos os comprimentos de onda; duas outras fontes, designadas IRS 9B e IRS 9C nas imediações, também são muito brilhantes nas imagens TIMMI 2, fornecendo mais indicações de que este é o local de uma associação de protoestrelas por si só.
A coleção de imagens de alta qualidade da área do IRS 9 mostrada na foto PR 16b / 03 é adequada para investigar a natureza e o status evolutivo dos objetos altamente obscuros localizados lá, o IRS 9A-C. Eles estão situados ao lado do núcleo maciço de nuvens moleculares NGC 3603 MM 2, que fica de frente para o aglomerado central de estrelas jovens (Foto PR 16a / 03) e aparentemente apenas recentemente foram "libertados" da maioria de seus ambientes de gás e poeira natal por fortes ventos estelares e radiação energética das estrelas aglomeradas próximas.
Os dados combinados levam a uma conclusão clara: o IRS 9A-C representa os membros mais brilhantes de uma associação esparsa de protoestrelas, ainda incorporadas em envelopes circunstanciais, mas em uma região do núcleo primitivo de nuvens moleculares, agora amplamente livre de gases e poeira. O brilho intrínseco dessas estrelas nascentes é impressionante: 100.000, 1000 e 1000 vezes o brilho do Sol para o IRS 9A, IRS 9B e IRS 9C, respectivamente.
Seu brilho e cores infravermelhas fornecem informações sobre as propriedades físicas desses protoestrelas. Eles são muito jovens em termos astronômicos, provavelmente com menos de 100.000 anos. Eles já são bastante massivos, porém, mais de 10 vezes mais pesados que o Sol, e ainda estão crescendo - a comparação com os modelos teóricos atualmente mais confiáveis sugere que eles acumulam material de seus envelopes a uma taxa relativamente alta de até 1 massa terrestre por dia, ou seja, a massa do Sol em 1000 anos.
As observações indicam que todos os três protoestrelas estão rodeados por poeira comparativamente fria (temperatura em torno de 250 - 270 K ou -20 ° C a 0 ° C). Suas próprias temperaturas são bastante altas, da ordem de 20.000 a 22.000 graus.
O que os grandes protoestrelas nos dizem?
Dieter Närnberger está satisfeito: “Agora temos argumentos convincentes para considerar o IRS 9A-C como uma espécie de Rosetta Stones para nossa compreensão das fases iniciais da formação de estrelas massivas. Não conheço outros candidatos protoestelares de grande massa que foram revelados em um estágio evolutivo tão inicial - devemos ser gratos pelos ventos estelares que levantam cortinas naquela área! As novas observações de infravermelho próximo e médio estão nos dando uma primeira olhada nesta fase extremamente interessante da evolução estelar. ”
As observações mostram que os critérios (por exemplo, cores infravermelhas) já estabelecidos para a identificação de estrelas muito jovens (ou proto-) de baixa massa aparentemente também se aplicam a estrelas de alta massa. Além disso, com valores confiáveis de brilho (luminosidade) e temperatura, o IRS 9A-C pode servir como casos de teste cruciais e exigentes para os modelos atualmente discutidos de formação de estrelas de alta massa, em particular modelos de acréscimo versus modelos de coagulação.
Os dados atuais são bem consistentes com os modelos de acréscimo e nenhum objeto de luminosidade / massa intermediária foi encontrado na vizinhança imediata do IRS 9A-C. Assim, pelo menos para a associação IRS 9, o cenário de acréscimo é favorecido contra o cenário de colisão.
Fonte original: Comunicado de imprensa do ESO
