Źródło zdjęcia: ESO
W oparciu o duży wysiłek obserwacyjny z wykorzystaniem różnych teleskopów i instrumentów, głównie z Europejskiego Obserwatorium Południowego (ESO), zespół europejskich astronomów [1] wykazał, że w mgławicy M 17 gwiazda o wysokiej masie [2] tworzy się poprzez akrecję poprzez dysk okołogwiazdowy, tj. przez ten sam kanał co gwiazdy o niskiej masie.
Aby dojść do tego wniosku, astronomowie wykorzystali bardzo czułe instrumenty podczerwieni do penetracji południowo-zachodniej chmury molekularnej M 17, dzięki czemu można było wykryć słabą emisję gazu podgrzanego przez gromadę masywnych gwiazd, częściowo zlokalizowaną za chmurą molekularną, kurz.
Na tle tego gorącego regionu okazuje się, że duża nieprzezroczysta sylwetka, która przypomina rozchylony dysk widoczny prawie na krawędzi, jest powiązana z mgławicą refleksyjną w kształcie klepsydry. Układ ten jest doskonale zgodny z nowo powstającą gwiazdą o dużej masie otoczoną ogromnym dyskiem akrecyjnym i towarzyszy jej energetyczny odpływ masy dwubiegunowej.
Nowe obserwacje potwierdzają ostatnie obliczenia teoretyczne, które twierdzą, że gwiazdy o masie do 40 razy większej niż Słońce mogą być tworzone przez te same procesy, które są aktywne podczas tworzenia gwiazd o mniejszych masach.
Region M 17
Chociaż wiele szczegółów związanych z powstawaniem i wczesną ewolucją gwiazd o niskiej masie, takich jak Słońce, jest obecnie dobrze poznanych, podstawowy scenariusz prowadzący do powstawania gwiazd o dużej masie [2] nadal pozostaje tajemnicą. Obecnie badane są dwa możliwe scenariusze powstawania masywnych gwiazd. W pierwszym, takie gwiazdy powstają przez narastanie dużych ilości materiału okołogwiazdowego; infall na powstającej gwiazdy zmienia się z czasem. Inną możliwością jest formowanie się przez zderzenie (koalescencję) protostarów mas pośrednich, zwiększając masę gwiazdową w „skokach”.
W dalszym dążeniu do dodania kolejnych elementów do puzzli i udzielenia odpowiedzi na to fundamentalne pytanie zespół europejskich astronomów [1] użył baterii teleskopów, głównie w dwóch chilijskich lokalizacjach La Silla i Paranal w Europejskim Obserwatorium Południowym. , aby zbadać w niedościgniony sposób mgławicę Omega.
Mgławica Omega, znana również jako 17 obiekt na liście słynnego francuskiego astronoma Charlesa Messiera, tj. Messiera 17 lub M 17, jest jednym z najbardziej znaczących regionów gwiazdotwórczych w naszej Galaktyce. Znajduje się w odległości 7 000 lat świetlnych.
M 17 jest niezwykle młody - w kategoriach astronomicznych - o czym świadczy obecność gromady gwiazd o dużej masie, które jonizują otaczający gazowy wodór i tworzą tzw. Region H II. Całkowita jasność tych gwiazd przewyższa jasność naszego Słońca o prawie dziesięć milionów razy.
W sąsiedztwie południowo-zachodniej krawędzi regionu H II znajduje się ogromna chmura gazu molekularnego, która, jak się uważa, jest miejscem ciągłego powstawania gwiazd. Aby wyszukać nowo powstające gwiazdy o dużej masie, Rolf Chini z Ruhr-Universit? T Bochum (Niemcy) i jego współpracownicy niedawno zbadali interfejs między regionem H II a chmurą molekularną za pomocą bardzo głębokiej optycznej i podczerwonej obrazowanie między 0,4 a 2,2 um.
Dokonano tego za pomocą ISAAC (przy 1,25, 1,65 i 2,2? M) w ESO Very Large Telescope (VLT) na Cerro Paranal we wrześniu 2002 r. Oraz z EMMI (przy 0,45, 0,55, 0,8? M) w ESO New Technology Telescope ( NTT), La Silla, w lipcu 2003 r. Jakość obrazu była ograniczona turbulencjami atmosferycznymi i wahała się między 0,4 a 0,8 sekundy łukowej. Rezultat tych wysiłków pokazano na zdjęciu PR 15a / 04.
Rolf Chini jest zadowolony: „Nasze pomiary są tak czułe, że południowo-zachodnia chmura molekularna M 17 jest penetrowana, a słaba mgławica emisji regionu H II, który częściowo znajduje się za chmurą molekularną, może zostać wykryta przez pył. ”
Na tle mgławicy regionu H II widać dużą nieprzezroczystą sylwetkę związaną z mgławicą refleksyjną w kształcie klepsydry.
Dysk z sylwetką
Aby uzyskać lepszy widok struktury, zespół astronomów zwrócił się następnie do obrazowania optyki adaptacyjnej za pomocą przyrządu NAOS-CONICA na VLT.
Optyka adaptacyjna jest „cudowną bronią” w astronomii naziemnej, umożliwiając astronomom „zneutralizowanie” rozmazujących turbulencji atmosfery ziemskiej (widziane nieuzbrojonym okiem jak migotanie gwiazd), dzięki czemu można uzyskać znacznie ostrzejsze obrazy . Dzięki NAOS-CONICA na VLT astronomowie byli w stanie uzyskać obrazy o rozdzielczości lepszej niż jedna dziesiąta „widzenia”, czyli tak, jak mogliby to zaobserwować za pomocą ISAAC.
Zdjęcie PR 15b / 04 pokazuje uzyskany obraz o wysokiej rozdzielczości w bliskiej podczerwieni (2,2? M). Wyraźnie sugeruje to, że morfologia sylwetki przypomina rozkloszowany dysk, widoczny niemal na krawędzi.
Dysk ma średnicę około 20 000 jednostek AU [3] - czyli 500 razy więcej niż najdalsza planeta w naszym Układzie Słonecznym - i jest zdecydowanie największym jak dotąd wykrytym dyskiem okołoziemskim.
Aby zbadać strukturę i właściwości dysku, astronomowie przeszli następnie na radioastronomię i przeprowadzili spektroskopię linii molekularnej na interferometrze IRAM Plateau de Bure w pobliżu Grenoble (Francja) w kwietniu 2003 r. Astronomowie zaobserwowali region w przejściowych obrotach 12CO , Cząsteczki 13CO i C18O oraz w sąsiednim kontinuum przy 3 mm. Osiągnięto rozdzielczości prędkości odpowiednio 0,1 i 0,2 km / s.
Dieter Nürnberger, członek zespołu, widzi to jako potwierdzenie: „Nasze dane 13CO uzyskane z IRAM wskazują, że układ dysku / koperty powoli obraca się, a jego północno-zachodnia część zbliża się do obserwatora”. W zakresie 30 800 AU rzeczywiście mierzone jest przesunięcie prędkości o 1,7 km / s.
Na podstawie tych obserwacji, przyjmując standardowe wartości stosunku obfitości między różnymi izotopowymi cząsteczkami tlenku węgla (12CO i 13CO) oraz dla współczynnika konwersji w celu uzyskania gęstości molekularnej wodoru z zmierzonych intensywności CO, astronomowie byli również w stanie uzyskać konserwatywną dolną granicę dla masy dysku wynoszącej 110 mas Słońca.
Jest to zdecydowanie najbardziej masywny i największy dysk akrecyjny, jaki kiedykolwiek zaobserwowano bezpośrednio wokół młodej, masywnej gwiazdy. Największy jak dotąd dysk z sylwetką jest znany jako 114-426 w Orionie i ma średnicę około 1000 AU; jednak jego centralna gwiazda jest prawdopodobnie raczej obiektem o małej masie niż masywnym protostarem. Chociaż istnieje niewielka liczba kandydatów na masywne młode obiekty gwiezdne (YSO), z których niektóre są związane z odpływami, największy dotychczas wykrywany wokół nich dysk okrężny ma średnicę jedynie 130 AU.
Mgławica dwubiegunowa
Druga struktura morfologiczna widoczna na wszystkich obrazach w całym zakresie widmowym od widzialnego do podczerwieni (0,4 do 2,2 um) to mgławica w kształcie klepsydry prostopadła do płaszczyzny dysku.
Uważa się, że jest to odpływ energii pochodzący z masywnego obiektu centralnego. Aby to potwierdzić, astronomowie wrócili do teleskopów ESO, aby przeprowadzić obserwacje spektroskopowe. Widma optyczne odpływu dwubiegunowego zmierzono w kwietniu / czerwcu 2003 r. Za pomocą EFOSC2 w teleskopie ESO 3,6 m oraz za pomocą EMMI w ESO 3,5 m NTT, oba zlokalizowane w La Silla, Chile.
W obserwowanym widmie dominują linie emisji wodoru (Ha), wapnia (triplet Ca II 849,8, 854,2 i 86,2 nm) i helu (He I 667,8 nm). W przypadku gwiazd o niskiej masie linie te dostarczają pośrednich dowodów na ciągłą akrecję z dysku wewnętrznego na gwiazdę.
Wykazano również, że triplet Ca II jest produktem akrecji dysku dla dużej próbki protogwiazd o niskiej i średniej masie, znanych odpowiednio jako gwiazdy T Tauri i Herbig Ae / Be. Co więcej, H? linia jest bardzo szeroka i wykazuje głębokie przesunięcie niebieskiego, zwykle związane z wypływami napędzanymi tarczą akrecyjną.
W widmie zaobserwowano również liczne linie żelaza (Fe II), które są przesunięte o prędkość o? 120 km / s. Jest to wyraźny dowód na istnienie wstrząsów o prędkościach większych niż 50 km / s, stąd kolejne potwierdzenie hipotezy wypływu.
Centralny protostar
Z powodu silnego wyginięcia charakter akrecjonującego obiektu protostellarnego, czyli gwiazdy w procesie formowania, jest zwykle trudny do wywnioskowania. Dostępne są tylko te, które znajdują się w sąsiedztwie starszych braci, np. obok gromady gorących gwiazd (por. ESO PR 15/03). Takie już rozwinięte masywne gwiazdy są bogatym źródłem fotonów energetycznych i wytwarzają potężne wiatry gwiazdowe protonów (jak „wiatr słoneczny”, ale znacznie silniejszy), które wpływają na otaczające międzygwiezdne chmury gazu i pyłu. Proces ten może doprowadzić do częściowego odparowania i rozproszenia tych chmur, „podnosząc kurtynę” i pozwalając nam patrzeć bezpośrednio na młode gwiazdy w tym regionie.
Jednak dla wszystkich kandydatów na protostellary o dużej masie zlokalizowanych z dala od takiego wrogiego środowiska nie ma jednego bezpośredniego dowodu na (proto) gwiezdny obiekt centralny; podobnie pochodzenie jasności - zwykle około dziesięciu tysięcy jasności słonecznych - jest niejasne i może być spowodowane wieloma obiektami lub nawet osadzonymi gromadami.
Nowy dysk w M 17 jest jedynym układem, który wykazuje centralny obiekt w oczekiwanym położeniu gwiazdy formującej. Emisja 2,2? M jest stosunkowo niewielka (240 AU x 450 AU) - zbyt mała, aby pomieścić gromadę gwiazd.
Zakładając, że emisja jest spowodowana wyłącznie przez gwiazdę, astronomowie uzyskują absolutną jasność w podczerwieni około K = -2,5 jasności, co odpowiadałoby głównej gwiazdie sekwencji o masie około 20 mas Słońca. Biorąc pod uwagę fakt, że proces akrecji jest nadal aktywny, a modele przewidują, że około 30-50% materiału okołogwiazdowego może gromadzić się na obiekcie centralnym, prawdopodobne jest, że w obecnym przypadku powstaje obecnie masywny protostar.
Obliczenia teoretyczne pokazują, że początkowa chmura gazu o masie od 60 do 120 mas Słońca może ewoluować w gwiazdę o masie około 30-40 mas Słońca, a pozostała masa zostanie odrzucona do ośrodka międzygwiezdnego. Obecne obserwacje mogą być pierwszymi, które pokazują to wydarzenie.
Oryginalne źródło: ESO News Release
