Den här veckan vid AAS-mötet avslöjade forskare två nya studier på en stjärnbildande region i Vela. Den första använde det ballongburna Large Aperture Submillimeter Telescope (BLAST, en prototypdetektor för den på det nya Herschel Space Telescope) för att klassificera de unga stjärnorna och börja kartlägga det varma dammet i regionen. Den andra sökte i nebulosan efter blossande unga stjärnor. Båda studierna kommer att visas i en kommande publikation av Astrophysical Journal.
Även om stjärnbildningen har modellerats väl och förstås teoretiskt, försvåras observationsastronomi ofta på grund av att den sker insvept i dammiga nebulosor. Synligt ljus absorberas av nebulosan och återutsänds som infrarött ljus med lägre energi. De flesta av våglängderna i denna region kan inte genomsyra jordens atmosfär.
För att studera sådana här regioner tvingas astronomer använda ballongbaserade observatorier och rymdobservatorier. Astronomerna Massimo Marengo, Giovanni Fazio och Howard Smith, tillsammans med ett internationellt team av forskare, använde BLAST för att studera just en sådan stjärnbildande region i Vela. De första av sina studier letade i nebulosan efter nybildade stjärnor. För att göra detta sökte de efter beteenden som visade sig vara indikativa för stjärnbildning, 'såsom protostjärnstrålar och molekylära utflöden.' Dessutom, för att verkligen klassas som en proto-stjärna, krävdes objektet att dyka upp på mer än en våglängd. När de letade efter dessa kandidater bekräftade de 13 kärnor som ursprungligen rapporterades av ett tidigare team, men diskonterade en eftersom den inte hade de rätta spektrala egenskaperna (även om de fortfarande senare kan kollapsa för att bilda stjärnor).
Genom att analysera massan av de bildade regionerna kunde teamet också visa att Core Mass Function (CMF, en funktion som beskriver frekvenserna för proto-stjärna kärnor av olika massor) är mycket lik den initiala massfunktionen (IMF, vilket är samma sak utom för redan bildade stjärnor). Även om detta är föga förvånande, är det en nödvändig observation för att bekräfta vår förståelse av hur stjärnor bildas och för att visa att stjärnor verkligen kommer från sådana nebulosor.
En annan föga överraskande bekräftelse på stjärnbildningsmodeller är att bildande kärnor i nebulosan är särskilt varmare när de har nått den densitet som är tillräcklig för att skapa fusion i kärnan och har en inbäddad protostjärna. Dessa resultat ”kan alltså ge riktlinjer
för att förstå de fysiska förhållandena där övergången mellan pre- och proto-stellära kärnor äger rum.'
Den andra av deras studier analyserade kända unga stjärnor för att leta efter stora bloss som tros vara orsakade av material som ansamlats på den unga stjärnan. Området avbildades en gång och sedan en andra gång sex månader senare. Under denna period hade 47 av cirka 170 000 observerade stjärnor ökningar i ljusstyrka i överensstämmelse med vad som förväntades för blossning. Närmare inspektion av dessa stjärnor 19 hade de ytterligare egenskaper (massa, ålder, miljö) som förväntas av sådana utbrott. Åtta visade tecken på att vara extremt unga (i storleksordningen hundra tusen år eller mindre) och var fortfarande omgärdade av gravitationellt bundna dammskivor.
Även om detta inte kan bekräfta förutsägelsen om att sådana ungdomliga bloss beror på infallande material (i motsats till magnetfält eller interaktioner med en följeslagare) visar det att BLAST och dess efterträdare, Herschel, kommer att vara ett kraftfullt verktyg för vidare studier.
