Az M16 nyílthalmaz és az azt körülvevő Sas-köd (IC4703) 5700-7000 fényévre lévő csillagbölcső, mintegy ~70x55 fényév nagyságú, a belső régiója ahol a nyílthalmaz tanyázik 7-15 fényév méretű. A nyílthalmaz kora valószínűleg 1 millió év.A legfényesebb csillaga a HD 168076 csillag amely egy YSO objektum (fiatal csillag objektum), 80 naptömegű OIII. színkép típusú,47600K° hőmérsékletű kék -luminozitását tekintve- szuperóriás, fiatal kora ellenére már megindult benne a fúzió. Hogyan születnek ezek a csillagok? Mik azok a sötét foltok a ködökben?
A nagy molekulafelhők hatalmas gáz és porfelhők amelyekben akár 1 millió naptömegű anyag is található ,méretileg akár az 5000 fényévet is elérhetik. A nagy molekulafelhőkben a nagy tömegű csillagok könnyen létrejönnek mert az összehúzódó gázfelhő szakaszt turbulenciák, hőmérséklet különbségek általában nem akadályoztatják.
Ezekből nagy tömegű 15-50 naptömegű O-B csillagok születnek, amelyek laza csoportot ,úgynevezett asszociációt alkotnak. Ezek az asszociációk a maradék hatalmas gázfelhőt megvilágítják bennük hőmérsékletkülönbségeket hoznak létre, csillagszelükkel benyomódásokat, sűrűsödéseket hoznak létre. Az ilyen feldarabolása az atomos (már nem molekuláris) ködnek segíti a protocsillagok létrehozását. Ezek a sötét por és gázködök amelyek konkrét méretekkel rendelkeznek Bok-globuláknak nevezzük. Általánosságban elmondhatjuk hogy ezek a globulák 3-6 fényév átmérőjűek és 20-50 naptömegnyi anyag van bennük. Bár sűrűségük még mindig alacsony mindössze 10000-1000000 részecske/cm3, de hatalmas méreteik miatt nagy tömegűek.
Ezek a globulák tömegüktől függően százezer-egy millió év alatt feldarabolódik kisebb csomókra, részekre amelyekből aztán protocsillagok keletkeznek. Mi dönti el hogy egy nagy tömegű csillag lesz belőle vagy több kisebb? Itt is közrejátszik hogy a nyugalmas, hideg, turbulenciákban szegény, a galaktikus mágneses mezők alacsony befolyása, a környező csillagok gravitációs és hő hatásaitól mentes gázfelhőben a Jeans instabilitás mekkora méretű lesz, hány felhőmagra esik szét. Függ attól is hogy mennyire tudja magát hűteni a felhő. A kisebb magokra feldarabolódó gázfelhőben egy 0,5 naptömegű protocsillag 120 millió év alatt húzódik össze, addig egy 2 naptömegű protocsillagnak 18-23 millió év is elég. A jóval nagyobb tömegű csillagok (nagyobb mint 10 naptömeg) akár 100000 év alatt is megszülethet.
A protocsillag létrejötte hasonlít a bolygók keletkezéséhez. A protocsillag összeállt magjára a körülötte lévő gázfelhőből folyamatosan gázok zuhannak be. A Plútó pályájának határán ez a köd szabadesésben hullik be, kábé 10 év alatt a Jupiter pályáig esik. A felmelegedő gáz ellenáll a gravitációnak ezért innen már kisebb sebességgel húzódik össze. A köd az erősödő forgása miatt ellaposodik és protoplanetáris korong lesz belőle. A protocsillag rendkívül konvektív, a forró gázok cirkulálnak a magtól a felszínig. Ez az áramlás erős mágneses teret állít elő ami miatt gigantikus flerek villannak fel a protocsillag felszínén. Ezt még erősíti hogy a behulló gázfelhők a csillag felszínén röntgen sugárzó forró foltokat hoz létre. Ezeket a protoplanetáris korong porfelhői eltakarják, és nem is látjuk a protocsillagot sem addig amíg ez a korong el nem kezd tisztulni. Ezeket a protocsillagokat osztályozni tudjuk és ezzel a korong átlátszóságát is becsülhetjük. A 0.osztályban azok a protocsillagok vannak amelyeket csak rádió tartományban láthatóak és ezen protocsillagok kora mintegy 10000 év körüliek. Az 1.kategóriába a távoli infravörösben látható bébicsillagok vannak ezek maximum 100000 év nagyságrendű korban vannak, a 2.osztály közeli infravörösben láthatóak (ezeket már mi amatőrök is észlelhetjük)és a 3. osztályban már a látható fényben is észlelhető protocsillag van ezek maximum 10 millió évesek. Közeli infravörösben készített felvételeket összehasonlítva a látható fényben készült képekkel ilyen csillagokat kereshetünk és korukat meg is becsülhetjük mi amatőrcsillagászok! Ezekben a protocsillagokban a hidrogén fúziója még nem indult be, az energia nagy része az összehúzódásban felhevült gázok adják, de a deutérium fúziója is beindulhat idővel. A protocsillagok általában 3-5X nagyobb átmérőjűek mint a fősorozati ugyanakkora tömegű csillagok. Fősorozat előtti állapotban ez a méret 1,5X-ös körüli. A deutérium fúzió beindulása után közvetlenül a csillag mérete még csökken, de gyorsan megfordul ez a tendencia. A fúzió energiája és az összehúzódásból a maradékhő kitágítja a csillagot, valamivel az egyensúlyi állapot méretének fölé nyomja a felszínt. Ezt követően beáll az egyensúly.
A felvételt 305/1500 SkyWatcher Newton távcsővel,EQ6 Syntrek mechanikán,Pegasus Astro kamerával készítettem,60x5mp exp.idővel.
A felvételt a Káposztafesztivál 1. estéjén a csillagászati bemutató alatt rögzítette a kamera amelyet itthon összeraktam!
Sz.Á.I.