Levetiden for massive stjernedannende områder

Astronomer kan groft vurdere, hvor lang tid det tager for en ny stjerne at dannes:det er den tid, det tager for materiale i en gassky at kollapse i frit fald, og sættes af massen, størrelsen af ​​skyen, og tyngdekraften. Selvom en tilnærmelse, dette scenarie med hurtig, dynamisk stjernedannelse er i overensstemmelse med mange observationer, især af kilder, hvor nyt materiale kan strømme ind i skyen, måske langs filamenter, at opretholde en stabil aktivitet. Men dette enkle billede gælder måske ikke i de største systemer med stjernehobe og højmassestjerner. I stedet for et hurtigt sammenbrud, processen der kan hæmmes af pres, turbulens, eller andre aktiviteter, der bremser det.

CfA astronom Cara Battersby og to kolleger studerede formationen, tidlig evolution, og levetider for højmassestjernedannende områder og deres tidligste evolutionære faser i tætte, molekylære områder. Disse klumper har tætheder af gas så høje som ti millioner molekyler pr. kubikcentimeter (titusindvis af gange højere end typisk i gasskyer); støvet forbundet med denne gas blokerer det eksterne stjernelys, efterlader materialet meget koldt, kun et par tiere grader over det absolutte nulpunkt. Den sædvanlige metode til at identificere disse klumper er med submillimeter teleskoper, som tager billeder af himlen; automatiserede algoritmer kan derefter behandle billederne for at identificere og karakterisere kolde klumper. Problemet er, at selv en stille klump kan indeholde subregioner af aktivitet, der ikke er spottet med de relativt dårlige rumlige opløsninger af de submillimeter teleskoper, der bruges til at samle kataloger over disse regioner.

I stedet for at stole på submillimeterbillederne af hele klumper, astronomerne undersøgte hver af de mange, individuelle pixels i hvert klumpbillede og sammenlignede resultaterne med data fra infrarød og fjern infrarød. Disse infrarøde billeder prøver varmere materiale, inklusive det fra små indlejrede kilder, der kan være blevet overmandet i det større billede. Det infrarøde signal signalerer tilstedeværelsen af ​​stjernedannelsesaktivitet i klumpen, og karakteriserer også støvtemperaturerne (som er lidt højere, når en sådan aktivitet er til stede). Forfatterne forankrer deres tidsramme til kilder kaldet methanolmasere, findes i stjernedannende områder, som holder i omkring 35, 000 år. Disse masere ses i mange af de tætte klumper, og rimelige skøn over deres egenskaber begrænser alderen på de klumper, hvori de er placeret.

Statistikken fra alle submillimeter og infrarøde klumper giver så et estimat af de typiske værdier for en klumpes levetid. Astronomerne finder ud af, at klumper uden indlejrede stjerner holder mellem omkring 0,2 og 1,7 millioner år, mens dem med stjerner kun holder omkring halvdelen af ​​den tid. Tiderne, i stjernedannelsessagen, spænder over et interval fra omkring 0,4 - 2,4 frit faldstider, i god overensstemmelse med modellerne. Resultaterne viser også, at det meste gas med høj densitet findes i klumper, der mangler en stjerne med høj masse (dog der kunne være små, lavmassestjerner til stede).