Yıldız oluşumu anlaşılması güç bir süreçtir. Yalnızca yoğun gaz ve tozdan (yıldızların oluştuğu hammadde) meydana gelen büyük bulutların ardında gizlenmekle kalmaz, aynı zamanda yıldızlar (radyasyon, yıldız rüzgarları ve süpernovalar aracılığıyla) çevreleriyle etkileştiği için oluşumun tam da kendisi, devamında gelen yıldız nesillerinin oluşabileceği yolları değiştirir. Astronomlar tüm kütlelerden ayrı yıldızların nasıl oluştuğunu ve yıldız gruplarının oluşumunun zamanla nasıl ilerlediğini anlamak için çabalıyorlar. Önce hangi yıldızlar oluşuyor ve ardından hangileri geliyor? Astronomi cephaneliğindeki özellikle güçlü bir araç, kızılöesi ve X-ışın bantlarındaki gözlemlerin birlikteliğidir. Kızılötesi radyasyon yeni oluşan yıldızlar tarafından ısıtılan tozun en yoğun bölgelerini bulmaya yardımcı olurken güçlü X-ışın emisyonu, gizlenen genç aktif yıldızları ortaya çıkarmak için en kalın toz duvarlarını bile aşabilir. Yukarıdaki görsel, Berkeley 87 olarak bilinen bir yıldız oluşum bölgesinin (Spitzer Uzay Gözlemevi’nden) bir kızılötesi görüntüsü ve (XMM-Newton Gözlemevi’nden) bir X-ışın görüntüsünün kompoziti. Kırmızı ve yeşille gösterilen kızılötesi görüntü yoğun toz bulutlarını öne çıkarırken X-ışın görüntüsü (mavi) gömülü, gizli yıldızların emisyonunun yanında manyetik alan çizgileri tarafından yakalanmış yüklü parçacıkların karşılıklı etkileşiminin ürettiği dağınık emisyonu gösteriyor. Nükleer yakıtını tüketmiş ve muhtemelen bir süpernova olarak patlamanın eşiğinde olan WR 142 adlı bir “yaşlı” genç yıldızın X-ışın emisyonu bile burada mevcut. Peki bu olduğunda yıldız oluşturan ortama ne olacak?
Görsel: L. M. Oskinova, R. A. Gruendl, Spitzer Space Telescope, JPL, NASA ve ESA