Gwiazdy rodzą się w ogromnych obłokach molekularnych, składających się z gazu i pyłu, w grupach jednocześnie kurczących się protogwiazd. Statystycznie każdego roku w całej galaktyce rodzi się jedna gwiazda, ale ze względu na grupowy charakter narodzin, rzeczywiste powstawanie gwiazd jest bardziej od siebie odległe w czasie. Studiowanie młodych gromad gwiazd daje wgląd w to jak mogło wyglądać otoczenie Słońca kilka miliardów lat temu. Jednakże do niedawna jedyną dobrze zbadaną ze znanych młodych, masywnych gromad była Gromada Trapez w Mgławicy Oriona…

Mgławica Oriona, słynna M42 odległa jest o około 1600 lat świetlnych, ponad 3 razy bliżej niż badana RCW 38. Są to przedstawiciele niewielkiej grupy gromad które mają ponad 1000 gwiazd i nie są położone dalej od Słońca niż 2 kiloparseki. Ilość gwiazd w RCW 38 jest trudna do dokładnego ustalenia ze względu na obecność dużych ilości pyłu, ale obecne szacunki wahają się pomiędzy 1500 a 2400 gwiazd.

Zdjęcie w paśmie widzialnym przedstawiające obszar zawierający gromadę RCW 38, wykonane podczas projektu cyfrowego mapowania nieba (Digital Sky Survey). Kwadrat zaznacza region pokazany w zbliżeniu na kolejnym zdjęciu w paśmie podczerwonym. Co istotne, okolice centrum gromady są nieprzezroczyste dla światła widzialnego ze względu na zawartość dużych ilości pyłu.

Jedna trzecia spośród 317 zbadanych gwiazd posiada charakterystyczne maksimum emisji w podczerwieni, co wskazuje na możliwą obecność dysków protoplanetarnych. W centrum znajduje się para gorących, masywnych gwiazd wczesnego typu O, które wiatrem gwiazdowym oczyściły najbliższe sąsiedztwo z pyłu tworząc bąbel o promieniu 0.1 parseka, w którym stosunek gęstości pyłu do gazu jest 100 razy mniejszy niż poza bąblem. Podgrzany gaz wykryto aż do 2-3 parseków od centrum regionu, co pokrywa się z lokalizacją gorącej plazmy emitującej promieniowanie X, i potwierdza wpływ gorących gwiazd typu O na przestrzeń poza zasięgiem bąbla. Na granicy ośrodków odkryto ślady zjonizowanego gazu i gorącego pyłu, co wskazuje na aktywną działalność gwiazdotwórczą.

Centrum gromady jest bardzo zatłoczone – w promieniu 1 parseka znajduje się 200 źródeł promieniowania X, i 400 źródeł promieniowania podczerwonego.

Zdjęcie w bliskiej podczerwieni przedstawia fragment RCW 38 o boku 11,5 minuty kątowej (5,7 parseków) wykonane przez teleskop Spitzera oraz IRAC. Kolory odpowiadają następującym długościom fali promieniowania elektromagnetycznego: niebieski – 3.6 mikrometra, zielony – 4.5 mikrometra, czerwony – 5,6 mikrometra. Luki w emisji w paśmie 5.6 mikrometra widoczne na zdjęciu są wypełnione emisją w paśmie 4.5 mikrometra. Żółty kwadrat o boku 2.5 minuty kątowej pokazany jest w zbliżeniu na kolejnym zdjęciu.

Dwa główne źródła promieniowania w gromadzie, jedno w paśmie 2 mikrometrów a drugie w paśmie 10 mikrometrów zostały oznaczone odpowiednio jako IRS (Infrared Source) 2 i IRS 1.

Zbliżenie na centrum gromady RCW 38, wykonane przy pomocy Very Large Telescope. IRS 2 to para gwiazd typu O5.5, którego separacja to około 500 jednostek astronomicznych. Jasność tych gwiazd szacuje się na 0.7 miliona razy większą od jasności Słońca. Region dookoła IRS 2 jest ponad 100 razy rzadszy od otaczającego ośrodka w centrum gromady. Widoczna zmiana koloru na zdjęciu związana jest z różnym stopniem pochłaniania promieniowania przez pył (ekstynkcji ośrodka międzygwiazdowego). Praktycznie wszystkie spośród 480 gwiazd na zdjęciu znajdują się w RCW 38.

Na powyższym zdjęciu jasny most pomiędzy IRS1 a IRS 2 jest prawdopodobnie obszarem przejściowym pomiędzy bąblem z IRS2 i podobnym źródłem wiatru gwiazdowego w okolicach IRS1.

Badania będą kontynuowane przy pomocy bardziej szczegółowych obserwacji, aby ustalić które cechy tej gromady (takie jak przestrzenne rozmieszczenie gwiazd, rozdystrybuowanie populacji względem typu widmowego, ilość gwiazd posiadających dyski protoplanetarne) są wspólne dla wszyskich młodych gromad, a które są swoiste jedynie dla RCW 38 – młodszej wersji gromady w Orionie.

Badanie tak młodej gromady nie tylko przyczynia się do zrozumienia procesów kluczowych w początkowych stadiach ewolucji gwiazd, ale i poznania lepiej naszego domu – Układu Słonecznego. Związek ten wynika z prawdopodobnego modelu powstania Słońca, który zakłada że gromada gwiazd w której protosłońce wyewoluowało uległa rozproszeniu. Jeżeli w tej gromadzie istniały młode, gorące gwiazdy emitujące światło ultrafioletowe, które przyśpiesza usuwanie pyłu z otoczenia protogwiazdy, to planety powstały wcześniej niż w przypadku odosobnionej protogwiazdy z identycznym dyskiem protoplanetarnym. Wybuch niektórych z masywnych gwiazd jako supernowe tłumaczyłby bogactwo pierwiastków radioaktywnych w Układzie Słonecznym. Biorąc pod uwagę fakt, że to właśnie pierwiastki radioaktywne takie jak potas-40, uran-238, uran-235, tor-232 są źródłem 80 procent ciepła produkowanego we wnętrzu naszej planety, można stwierdzić że takim masywnym gwiazdom które umarły miliardy lat temu życie na Ziemi zawdzięcza swe istnienie.

Autor

Krzysztof Suberlak