NAPTÍPUSÚ CSILLAGOK KELETKEZÉSE

Kun Mária
MTA Csillagászati Kutatóintézet

Kozmikus környezetünkben a csillagok és a csillagközi felhők állandó kölcsönhatásban vannak egymással. A csillagok sugárzási tere és szele alakítja a csillagközi felhők szerkezetét, sőt kémiai összetételét is. Az életük végén szupernóvaként felrobbanó csillagok feldúsítják nehéz elemekben a környezetükben levő gázt, nagy térfogatból kisöprik az anyagot, és ezáltal átrendezik a csillagközi anyag szerkezetét. Ugyanakkor a csillagok a hideg csillagközi felhők gravitációs összehúzódása révén jönnek létre. A csillagkeletkezés folyamat során a 10^-20 kgm^-3 sűrűségű, 10-50 K hőmérsékletű csillagközi gáz 10³ kgm^-3 átlagsűrűségű, mintegy 15 millió K centrális hőmérsékletű csillaggá alakul. Ennek a hatalmas sűrűség és hőmérsékletváltozásnak elméleti és megfigyelési végigkövetése a csillagkeletkezési kutatások tárgya. Meglehetősen széles és szerteágazó terület. Magában foglalja a hideg csillagközi anyagban a gravitációs instabilitás kezdőfeltételeinek kialakulását, a kollapszus magneto-hidro-dinamikai leírását, az eredményeként létrejövő csillagok fejlődését egészen a termonukleáris reakciók beindulásáig, kölcsönhatásukat a csillagszülő felhő visszamaradt anyagával és a kollapszus során felgyorsult forgás következtében létrejött egyenlítői, protoplanetáris koronggal. A csillagkeletkezési folyamat az elektromágneses színkép teljes szélességén érdekes jelenségeket kínál a megfigyelőknek. Az utóbbi évtizedekben az észlelési technika gyors fejlődése, és különösképp a keringő csillagászati obszervatóriumokból áradó adattömeg folyamatos kihívás elé állítja a megfigyelt jelenségeket értelmező asztrofizikusokat. Nem meglepő; hogy a csillagkeletkezés a csillagászat legkedveltebb kutatási témái közé tartozik. Ezen belül is kiváltságos helye van a naptípusú csillagok keletkezésének. Egyrészt talán azért, mert ez a könnyebben megfogható, fizikailag egyszerűbb jelenség. A Napunkhoz hasonló kis tömegű csillagok gyakran keletkeznek egyesével, kis felhőkből, szemben a nagy tömegű csillagokkal, amelyek többnyire többedmagukkal, szoros halmazokban születnek. A keletkezés körülményeit tekintve naptípusúak mindazok a csillagok, amelyeknek tömege kisebb a naptömeg kétszeresénél. Az sem lényegtelen, hogy sokkal több naptípusú csillag keletkezik a környezetünkben, mint nagyobb tömegű. És végül most megfigyelhető fiatal csillagok saját Napunk és bolygórendszerünk történetéről is mesélnek.

A naptípusú csillagok keletkezésének folyamata

A folyamat a hideg csillagközi felhők mélyén kezdődik. Ezek a felhők zömmel molekuláris hidrogénből állnak. Tömegüknek nagyjából egy százalékát grafit- és szilikátszemcséket tartalmazó finom por alkotja. A porszemcsék átlagos mérete néhány tized mikrométer. Ezek a porszemcsék árulják el a csillagközi anyag létezését az optikai csillagászoknak, mivel gyengítik és vörösítik a felhők mögötti csillagok fényét. A legfontosabb összetevő, a hidrogén-molekula, nem bocsát ki a Föld felszínéről észlelhető sugárzást, ezért egyéb, nyomjelző molekulákat használnak a csillagelőtti felhők vizsgálatára. Fontos nyomjelzők a különböző szénmonoxid-izotópok (¹²C¹⁶O, ¹³C¹⁶O,¹²C¹⁸O), amelyek 2,6 mm körüli rotációs átmenete szerény méretű rádiótávcsővel is könnyen észlelhető. A rádiómegfigyelések megmutatták, hogy a felhőkben sűrű "magok" vannak. A magok kialakulása a csillagkeletkezés első fázisa. A felhőmagok jellemző mérete néhány tized parszek (~10¹⁴m), sűrűségük 10⁴-10⁵ molekula cm³-enként, hőmérsékletük 10-50 K körül van. Csekély iontartalmuk következtében gyenge mágneses terük is van, amely talán elég ahhoz, hogy meggátolja a magok gravitációs kollapszusát. Ezt a mérések alapján egyelőre nem lehet eldönteni, mivel ilyen gyenge mágneses tér nehezen és pontatlanul mérhető. Lehetséges, hogy nem a mágneses tér, hanem egyéb eredetű turbulens mozgások stabilizálják a felhőket. Mindenesetre a molekulafelhők stabil képződmények: átlagos élettartamuk statisztikus becslések alapján 4 x 10⁷ év. Szerkezetüket, kinematikájukat a molekulák rádiósugárzásából ismerjük. A porszemcsék távoli infravörös és szubmilliméteres (100 µm - 1 mm közötti) hullámhossztartományon kibocsátott termikus sugárzása még nagyobb sűrűségek vizsgálatát teszi lehetővé, mint a molekuláris színképvonalak. Ugyanis a magok belsejében a molekulák nagy része ráfagy a porszemcsékre, ezért a molekulavonalak nem alkalmasak a legsűrűbb felhőmagok vizsgálatára. Ezek a sűrű magok a csillagkeletkezés lehetséges színhelyei.

A csillagkeletkezés következő szakasza a gravitációs kollapszus, az őscsillag (protocsillag) kialakulása. A sűrű felhőmagokban az ionok részaránya idővel csökken, mivel belsejük árnyékolva van a csillagközi tér ionizáló sugárzásától. A felhőmag elveszti megtartó mágneses terét és összeroskad. (Vagy pedig valahogyan lecsillapodik a megtartó turbulencia) Ez a csillagkeletkezés kulcsfontosságú mozzanata. Szigorú definíció szerint a protocsillag a csillagközi anyagnak gravitációs kollapszus állapotában levő része. A kollapszus megfigyelése egyértelműen igazolhatná elképzeléseink helyességét a csillagkeletkezésről. Mégis éppen ez az a folyamat, amelyet csillagászok évtizedeken át hiába igyekeztek tetten érni, pedig mindig is ez volt a csillagkeletkezési megfigyelések legfontosabb célpontja. A hetvenes évek elején, amikor az infravörös csillagászat még alig létezett, a fiatal naptípusú csillagok között találtak olyan csoportot, amelyeknek színképvonalai befelé áramló mozgásról tanúskodnak (YY Orionis típusú változócsillagok). Egy ideig bennük vélték megtalálni az intersztelláris anyag csillaggá zuhanását. Később azonban nyilvánvalóvá vált, hogy ezek már teljesen felépült csillagok, és a légkörükben látható beáramlás az egyenlítői akkréciós koronggal való kölcsönhatás egyik megnyilvánulása.

1. ábra. A statikus külső burok belsejében bezuhanó felhőmag spektruma. A CS és H₂CO molekulák optikailag vastag színképvonalának ez a jellegzetes alakja olyan bezuhanó mozgásról tanúskodik, amelynek sebessége kifelé csökken (v~r^0,5). A vonal közepén az önabszorpciót a statikus burok hozza létre. A vonal kék oldala erősebb, mint a vörös. Ennek oka az, hogy a vonal optikailag vastag, és a felhőmag hőmérséklete, ezzel a sugárzás intenzitása befelé nő. Mivel a megfigyelőtől távolabbi molekulák sugárzása elnyelődik az azonos látóirányú sebességű, közelebbi rétegben, a bezuhanás távolodó (a statikushoz képest vörös felé tolódott) oldalának a külsőbb rétegeiből, míg a kékeltolódott, közeledő oldalának a belső, sűrűbb és melegebb rétegeiből kapunk jelet.

Amikor a nyolcvanas évek elején az IRAS infravörös csillagászati műhold a 25-60 µm-es hullámhosszakon felfedezte a felhőmagokba ágyazott infravörös forrásokat, körükben kezdték a kollapszusra utaló vonalprofilokat keresni. Ehelyett azonban, a legnagyobb meglepetésre, - erőteljes kifújást találtak körülöttük. A szén-monoxid 2,6 mm-es vonalában feltérképezve a beágyazott csillagkezdemények környezetét, szinte mindegyikük irányából nagy sebességű, két irányban kilövellő anyagra utaló vonalszárnyakat figyeltek meg. Ezek a bipoláris molekuláris kifújások meglehetősen zavarba ejtették a csillagászokat. Hogyan keletkezhet csillag az intersztelláris anyagból tágulással? Ennek magyarázata az elméleti kutatásra tartozott, és mostanra jó elképzelések alakultak ki arról, miért jár együtt erőteljes kiáramlással a kollapszus.

Az észlelő csillagászok ezzel egyidőben, évtizedünk derekán ismét kezdték megtalálni (megtalálni vélték?) a gravitációs kollapszus nyomát. Most már nem az 50-100 kelvin hőmérsékletű beágyazott infravörösforrásokban keresik, mintán kiderült, azok már túlságosan fejlettek, valószínűleg túl vannak a nagy kezdeti bezuhanáson. Úgy látszott, még hosszabb hullámhosszakon, még hidegebb, kompakt égitesteket kell keresni, hogy a bezuhanást végre tetten érhessük. A kilencvenes évek sztárműszerei a csillagkeletkezés kutatásában a szubmilliméteres távcsövek, például a 15 méter átmérőjű James Clerk Maxwell teleszkóp Hawaiin. A 300 µm - 1 mm hullámhossztartományon megtalálták az új protocsillag-jelölteket, a 25-40 kelvines termikus sugárzást kibocsátó kompakt felhőmagokat. A kollapszus kimutatása elég reménytelen vállalkozásnak látszik azonban, mivel az összeroskadó felhőmag hőmérséklete olyan alacsony, hogy mindenféle sugárzása nagyon gyenge. A molekulák zöme a szemcsék felületére fagyott, vonalaik Doppler-eltolódása nem nyújthat segítséget a felhőmag belső mozgásainak megismeréséhez. Ha akad is egy kevés gáznemű nyomjelző molekula a felhőmag bezuhanó centrumában, sugárzásuk elnyelődik a vastag külső rétegekben.

Úgy tűnik, minden összejátszik, hogy a csillagkeletkezést elrejtse a külvilág elől. Az utóbbi néhány évben mégis vannak biztató eredmények. Sikerült olyan molekulákat találni, amelynek nagyon gyenge sugárzása gravitációsan összehúzódó felhőtől származik - legalábbis a megfigyelt vonalprofilt kollapszusként is lehet értelmezni (1. ábra). A kollapszus megfigyelhetősége nem tart hosszú ideig. A csillagkeletkezés kezdetén alig néhány ezer éves időtartam alatt van rá valami remény. A hőmérséklet emelkedésével a kollapszust mutató molekulák elbomlanak, és egyidejűleg a mozgások is bonyolultabbakká és nehezebben értelmezhetőkké válnak a protocsillagban. A forgástengely irányából rendkívül erős csillagszél kezd fújni, miközben az egyenlítői tartományokban továbbra is anyagot vesz fel a csillag.

Ez a protosztelláris szél a csillagkeletkezés legváratlanabb jelensége. A szél, amely a felhőt szétfújja, már a kollapszus kezdetén kialakul. Intenzitása nagyságrendekkel meghaladja a napszél erősségét, noha kicsiny és viszonylag alacsony hőmérsékletű égitesttől származik. Honnan veszi energiáját ez a szél? És hogyan növekedhet állandó tömegvesztés közben a csillag? Kézenfekvő, hogy a szél forrása maga az akkréció. A bezuhanó felhőmag forgása gyorsul. A középen növekvő protocsillag anyaga ionizálódik a hőmérséklet növekedésével, kialakul a csillag saját mágneses tere. Az egyenlítői tartományokban bezuhanó anyag egy része a mágneses erővonalak mentén, a poláris tartományokban elszökik, és elviszi a fölösleges impulzusnyomatékot is. A kifújás elengedhetetlen, hogy forgó felhőből csillag keletkezhessék. Ebben a magnetocentrifugális szélben kirepülő részecskék magukkal sodorják a felhőmag hideg anyagát. Feltehetően így működnek a bipoláris molekuláris kifújások.

Ennek a jelenségnek valószínűleg szerepe van a kollapszus megállításában. A naptípusú csillagok keletkezésének ez a szakasza néhány százezer évig tart. A bezuhanó anyag utánpótlása lassan elfogy, a csillag tömegnövekedése lelassul. Ezután lassú gravitációs összehúzódással melegszik addig, míg közepén a hőmérséklet el nem éri a hidrogénfúzióhoz szükséges 15 millió kelvint. Ez a pont a csillagkeletkezés vége.

Hogy néznek ki a fiatal naptípusú csillagok?

A protocsillag erős infravörösforrás. Optikai sugárzása nem figyelhető meg, mivel a vastag, porban dús burok elnyeli, és infravörösben sugározza vissza. A kollapszus végére azonban a csillag optikai hullámhosszakon is láthatóvá válik. Megjelenik a Hertzsprung-Russell-diagramon. Ettől kezdve már nem protocsillagnak nevezzük, hanem fősorozat előtti csillagnak. Sugárzásának forrása nem tömegfelvétel, hanem a lassú összehúzódás nagyjából állandó tömeg mellett.

A fiatal naptípusú csillag ekkorra első ránézésre már nagyon hasonlít az ég milliárdnyi hasonló - halvány vörös és sárga - csillagához. Néhány szembeszökő megkülönböztető tulajdonságáról azonban hamar felismerhető. Ezek a sajátosságok onnan erednek, hogy a csillagot egyenlítője mentén akkréciós korong övezi. A korong a részletesebb megfigyelések szerint nem teljesen sima, a csillagtól távolodva kiszélesedik, sűrűsége sem egyenletes. A korongról a mágneses erővonalak mentén anyag hull a csillag felszínére, méghozzá nem egyenletes ütemben. A behulló anyag a csillag színképében emissziós vonalakat eredményez, és a beesés helyein a csillag felszínén forró foltok alakulnak ki; amelyek következtében a csillag kék és ultraibolya többletsugárzást mutat. A felszíni egyenetlenségek a csillaggal forognak, és méretük, mennyiségük az akkréció intenzitásától függően időben szabálytalanul változik. A csillag fényessége tehát periodikus és szabálytalan ingadozásokat mutat. Az akkréciós korong termikus sugárzása pedig jókora infravörös többletsugárzás formájában figyelhető meg:

Ahogy a csillag a következő néhány millió éven át lassú összehúzódással a Hertzsprung-Russell-diagram fősorozata felé fejlődik, az akkréciós korong is átalakul. Külső rétegei elszöknek, belső széle a csillagot táplálja, a belsejében pedig a porszemcsék és a felületükre fagyott gáz nagyobb csomókká, végső soron esetleg bolygókká állnak össze. A 2. ábra összefoglalja a naptípusú csillagok keletkezésének lényegesebb szakaszait.

A csillagkeletkezés megfigyelése

Ezen folyamatok részleteinek feltárásához nagy érzékenységű és szögfelbontású csillagászati távcsövek szükségesek, méghozzá lehetőleg a milliméteres, szubmilliméteres és infravörös hullámhossztartományokon.

A csillagszülő felhők a nagy érzékenységű távcsövek látómezejéhez képest nagy kiterjedésű objektumok, amelyekben egyidőben sok sűrű mag lehet. Ezek a sűrű magok vagy egymástól függetlenül, vagy éppen egymással és tágabb környezetükkel kölcsönhatva fejlődnek. Ezért a nagy látómezejű megfigyelések elengedhetetlenek az összefüggések feltárásához, a csillagkeletkezési területek feltérképezéséhez, és az összetartozó égitestek kiválasztásához az előtér- és háttércsillagok és - felhők dzsungeléből. A csillagkeletkezés színhelyeiről, a sötét csillagközi felhőkről a máig legjobban használható katalógust Beverly T. Lynds készítette 1962-ben. A katalógus objektumai kijelölik azokat a helyeket a Tejútrendszerben, ahol egyáltalán érdemes csillagkeletkezést keresni. Hasonlóan nagy és átfogó térképező munkát végeznek a nagoyai egyetem rádiócsillagászai, akik a ¹³CO milliméteres vonalában vizsgálják át Galaxisunkat. (A "sötét felhők" és "molekulafelhők" lényegében ugyanazok az objektumok, más módszerrel vizsgálva. A fényelnyelő por és a rádiósugárzó molekulák a csillagközi térnek ugyanabban a térfogatában találhatók.) Ezekből a mérésekből megkapjuk a felhők sűrűségét, kinetikus hőmérsékletét és látóirányú sebességét is.

2. ábra. A naptípusú csillagok keletkezésének szakaszai. a) a fő akkréciós fázisban épül fel a csillag tömege. Kialakul az akkréciós korong és a poláris szél. Időtartama százezer év nagyságrendű. b) az akkréciós fázis végén a csillag leválik a felhőmagról, újszülött fősorozat előtti csillagként láthatóvá válik. c) a fősorozat előtti fejlődés során a csillag folyamatos összehúzódással pótolja a kisugárzott energiát. Az egyenlítői korongból tömege még kismértékben nő. Ez a szakasz néhány millió évig tart. d) a csillag megérkezik a Hertzsprung-Russell-diagram főágára. Az akkréciós korong ekkorra megritkul, esetleg bolygók keletkeznek benne. A bal oldalon a csillag energiaspektruma látható az adott szakaszban.

Egyetlen felhőn belül tehát hosszú időn keresztül, egymástól többé-kevésbé függetlenül keletkeznek csillagok. Egy átlagos naptípusú csillag megszületése néhány millió évig tart. Valószínű, hogy egy molekulafelhőben ezalatt számos különböző helyen indul meg a csillagkeletkezés. A csillagkeletkezési területek egyidőben különböző fejlettségi fokú fiatal csillagokat tartalmaznak, A néhány millió évig tartó folyamat különböző állomásait mintegy kivetítve láthatjuk magunk előtt a csillagkeletkezési területeken. A csillagkeletkezési folyamat fontos törvényszerűségeit fedezhetjük fel a csillagkeletkezési régiók átfogó vizsgálatával. Éppen ezért lehet esélyünk a hazai viszonyok között, hogy kutatási témát találjunk a csillagkeletkezés területén?

Néhány szó az itthoni kutatásokról

Milyen kérdésekre keresünk választ az ilyenfajta észlelésekkel?

A legalapvetőbb (mégis ez az, amit szívesen figyelmen kívül hagynak), hogy milyen messze van tőlünk a vizsgált csillagkeletkezési terület. Sem a csillagközi felhők, sem a beágyazott infravörös csillagok sugárzása nem árulja el, hogy közeli és gyenge, vagy távoli és erős forrást látunk. A felhők távolságát az irányukban látható csillagok fényére gyakorolt hatásuk vizsgálatával határozhatjuk meg. Mivel a csillagok távolságát színképük és színeik alapján meg tudjuk mondani, meg kell keresni, milyen távolságnál kezd a felhő hatása megmutatkozni a csillagok megfigyelhető fényességében és színében. Erre a feladatra jól használható az objektívprizmával felszerelt, nagy látómezejű Schmidt-távcső, amellyel egyidőben egyenletes minőségű kis felbontású színképeket nyerhetünk az égbolt néhány fok kiterjedésű területének csillagairól egy bizonyos fényességhatárig.

3. ábra. A Lynds 1333 ¹³CO térképe és a fiatal csillagok eloszlása. Fent: a sötét felhő és a két újonnan felfedezett molekulafelhő helye az égbolton, galaktikus koordinátákban. Középen: a felhők térképe a -4 - 0 és 0-+6 kms ^-1 látóirányú sebességtartományokban. Lent: a fiatal csillagok eloszlása. Pontok: infravörösforrások, keresztek: H-alfa emissziós színképű csillagok. A fiatal csillagok eloszlása utal a csillagkeletkezés időbeli terjedésére a felhőkön belül.

Az MTA Csillagászati Kutatóintézetének piszkéstetői obszervatóriumának Schmidt-távcsövével számos csillagkeletkezési terület távolságát határoztuk meg, továbbá fősorozat előtti csillagokat kerestünk közeli csillagkeletkezési területeken. Ezek a csillagok a színképükben látható erős H-alfa emisszióról és infravörös többletsugárzásukról ismerhetők fel. Mind az emissziós színkép, mind az infravörös többlet a csillagokat körülvevő, porban gazdag akkrécíós korong következménye. A H-alfa emisszió már a kisdiszperziós 'objektívprizmás felvételeken is felismerhető, és végső soron ez az egyetlen lehetőség, hogy az égbolt néhány fok kiterjedésű területén a fiatal naptípusú csillagokat kiválasszuk az előtér- és, háttércsillagok közül.

Ilyen módon választ kaphatunk azokra a kérdésekre, hogy mennyi csillag keletkezik egy felhőben adott idő alatt, milyen a csillagok tömegeloszlása, felhő tömegének mekkora hányada alakul csillagokká, hogyan terjed a csillagkeletkezés a felhőkön belül, vagy mennyi ideig tart egy-egy csillagkeletkezési szakasz.

Ugyancsak tanulságos a különböző csillagkeletkezési területek összehasonlítása. A csillagkeletkezés fent felsorolt jellemzői felhőről felhőre változnak, és kérdéses, hogy néhány részletesen megvizsgált terület tapasztalatai mennyire általánosíthatók. A naptípusú csillagok keletkezéséről és kezdeti fejlődéséről ismereteink jelentős része a Taurus-felhő fiatal csillagainak megfigyelésén alapszik, amely a Naphoz legközelebbi csillagkeletkezési régiók egyike. Hat csillagkeletkezési góc található benne. Az utóbbi tíz évben már elég sok adat gyűlt össze más csillagszülő felhőkről is, van tehát alap az összehasonlításra. Az összehasonlító területek szinte mind a déli égbolton láthatók. Nem azért, mert a csillagkeletkezés előnyben részesíti a déli eget, hanem mert ott vannak a legjobb obszervatóriumok.

Végül nézzünk meg néhány érdekes északi csillagkeletkezési területet, amelyek méreteit és mozgásait a nagoyai 4 m-es rádióteleszkóp, távolságát és csillagképző tulajdonságait a piszkéstetői Schmidt-távcső és az IRAS katalógusok adataiból határoztuk meg.

A Lynds 1333 kicsi, nagyon sötét felhő a Kassziopeia csillagképben. A Lynds-katalógus hatos opacitásúnak jelöli, ami a legsötétebb felhők mérőszáma ebben a katalógusban. Mérete nagyjából 5 ívperc. A nagoyai ¹³CO felmérés során derült ki, hogy a felhő környezete nem egészen mindennapi. Két, több fokos hosszúságú molekulafelhő-sáv találkozásánál van (3. ábra), és a két felhő sebessége között körülbelül 6 kms^-1 különbség van. A L1333 helyén mindkét sebesség megfigyelhető. A területen található felhők távolságára 180 parszek értéket kaptunk, ami a Naphoz legközelebbi felhők közé helyezi a L1333-at. Mivel csak egyetlen felhőréteg van ezen a területen, úgy látszik, a sötét felhő éppen azon a helyen látható, ahol a két felhősáv összeütközik. Az ütközéskor összenyomódnak a felhők, ezáltal megnő a csillagkeletkezés valószínűsége. A sötét felhő közepén található hideg infravörösforrás valószínűleg éppen az ütközés következtében keletkezett csillag. Amikor azonban megvizsgáljuk a csillagos ég térképét az infravörösforrás helyén, kiderül, hogy van ott egy nagyon halvány csillag. Normális körülmények között ehhez hasonló infravörös színű égitestek látható fényben nem világítanak Lehet, hogy a csillag véletlenül látszik éppen abban az irányban, de valahol sokkal közelebb vagy távolabb van, bár ennek igen kicsi a valószínűsége a pozíciók pontos egybeesése miatt. Valószínűbb, hogy kettős vagy többszörös csillag keletkezett a felhőben, vagy pedig a csillag pontosan most van abban a fejlődési szakaszban, amikor éppen láthatóvá válik. A fősorozat előtti fejlődés elején a fiatal csillagokat övező akkréciós korong még nagyon vastag és nagy tömegű, infravörös spektruma hasonlít a protocsillagéhoz. Ez az időszak nagyon rövid. A korong anyaga ebben a szakaszban gyorsan fogy. Közben előfordulhat, hogy rövid időre meglódul az akkréció, a csillagra hatalmas mennyiségű anyag zuhog, és ennek következtében nagyon megnő a fényessége. Prototípusáról ezt a jelenséget FU Orionis típusú kitörésnek nevezik. Az FU Orionis típusú változócsillagok a csillagfejlődésnek azt a "pillanatát" mutatják, amikor leveti magáról a felhőburkot, amelyből született. Mivel ez igen rövid ideig tartó állapot, nem csoda, hogy kevés ilyen csillagot találtak még. A L1333 infravörösforrása és a vele egybeeső csillag nem mutatott hasonló hirtelen kifényesedést, csupán az infravörös színei utalnak arra, hogy hasonló fejlődési fázisban van.

A Cepheus csillagképben, tehát ugyancsak az északi pólus környékén, 10-20 fokos galaktikus szélességek között sok sötét felhő található. Mivel elég messze vannak a galaktikus síktól, olyan helyen, ahol kevés a háttércsillag, nehéz felmérni valódi kiterjedésüket. A távoli galaxisok viszonylagos hiánya hívta fel a figyelmet még a harmincas években arra, hogy itt valószínűleg sok a fényelnyelő anyag (Cepheus Flare). A hidrogénatom 21 cm-es vonalában feltérképezve a területet kiderült, hogy a felhők radiális sebessége nagyon sokféle. Úgy látszott, minden egyes látóirányban több, egymástól eltérő sebességű felhő található. Hasonló eredményt adtak a nagoyai ¹³CO mérések is. Meghatározva a felhők távolságait kiderült, hogy a Cepheus Flare területén három felhőréteg van egymás mögött, egyaránt mintegy 80-100 parszek magasságban a galaktikus sík fölött. A fiatal csillagok eloszlása arra utal, hogy a felhőrétegek csillagképző tulajdonságai is eltérők.