Ilustracja artysty o dysku gwiezdnym wokół masywnej gwiazdy. Źródło zdjęcia: NAOJ Kliknij, aby powiększyć
Międzynarodowa grupa astronomów skorzystała z Coronagraphic Imager for Adaptive Optics (CIAO) w teleskopie Subaru na Hawajach, aby uzyskać bardzo ostre obrazy w świetle spolaryzowanym w bliskiej podczerwieni miejsca narodzin masywnej proto-gwiazdy znanej jako Becklin-Neugebauer (BN) obiekt w odległości 1500 lat świetlnych od Słońca. Obrazy grupy doprowadziły do odkrycia dysku otaczającego tę nowo powstającą gwiazdę. Odkrycie to, szczegółowo opisane w numerze Nature z 1 września, pogłębia nasze zrozumienie, w jaki sposób powstają masywne gwiazdy.
Grupa badawcza, w skład której wchodzą astronomowie z Purple Mountain Observatory, Chiny, National Astronomical Observatories of Japan i University of Hertfordshire, Wielka Brytania, zbadała region w pobliżu obiektu Becklin-Neugebauer i przeanalizowała wpływ pyłu na światło podczerwone. W tym celu wykonali zdjęcie obiektu w świetle spolaryzowanym o długości fali 1,6 mikrometra (pasmo H światła podczerwonego). Obrazy jasności obiektu pokazują jedynie kołowy rozkład światła. Jednak obraz polaryzacji światła pokazuje kształt motyla, który odsłania szczegóły, których nie można wykryć, patrząc tylko na rozkład jasności. Aby zrozumieć środowisko wokół gwiazdy i to, co sugeruje kształt motyla, astronomowie stworzyli model komputerowy do porównania wraz ze schematem formowania się gwiazd. Modele te pokazują, że kształt motyla jest sygnaturą dysku i struktury odpływu w pobliżu nowonarodzonej gwiazdy.
Odkrycie to jest najbardziej konkretnym dowodem na istnienie dysku wokół masywnej młodej gwiazdy i pokazuje, że masywne gwiazdy, takie jak obiekt BN (który jest około siedem razy większy od Słońca), tworzą ten sam sposób, co gwiazdy o mniejszej masie, takie jak Słońce.
Istnieją dwie główne teorie wyjaśniające powstawanie masywnych gwiazd. Pierwszy stwierdza, że gwiazdy masywne są wynikiem połączenia kilku gwiazd o niskiej masie. Drugi mówi, że powstają one przez zapadanie grawitacyjne i narastanie masy w dyskach okołoziemskich. Gwiazdy o mniejszej masie, takie jak Słońce, najprawdopodobniej uformowały się za pomocą drugiej metody. Teoria zapadnięcia-akrecji zakłada, że układ ma gwiazdę związaną z odpływem dwubiegunowym, dyskiem okołogwiazdowym i obwiednią, podczas gdy teoria fuzji nie. Obecność lub brak takich struktur może rozróżnić dwa scenariusze formacyjne.
Do niedawna niewiele było bezpośrednich dowodów obserwacyjnych na poparcie którejkolwiek teorii powstawania masywnych gwiazd. Wynika to z faktu, że w przeciwieństwie do gwiazd o mniejszej masie, nowo powstające masywne gwiazdy są tak rzadkie i tak daleko od nas, że trudno je zaobserwować. Duże teleskopy i optyka adaptacyjna, które znacznie poprawiają ostrość obrazu, umożliwiają teraz obserwowanie tych obiektów z niespotykaną wyrazistością. Polarymetria w podczerwieni o wysokiej rozdzielczości jest szczególnie potężnym narzędziem do badania środowiska ukrytego za jasnym blaskiem masywnej gwiazdy.
Ważną cechą promieniowania jest polaryzacja - kierunek, w którym oscylują fale świetlne odpływające z obiektu. Światło słoneczne nie ma preferowanego kierunku oscylacji, ale może stać się spolaryzowane po rozproszeniu przez atmosferę ziemską lub po odbiciu od powierzchni wody. Podobne działanie zachodzi w obłoku okołogwiazdowym wokół nowonarodzonej gwiazdy. Gwiazda oświetla otoczenie - dysk okrężny, otoczkę i ściany jamy utworzone przez strumienie odpływowe. Światło może swobodnie przemieszczać się we wnęce, a następnie odbijać się od jej ścian. To odbite światło staje się silnie spolaryzowane. Natomiast dysk i koperta są stosunkowo nieprzezroczyste dla światła. Zmniejsza to polaryzację światła pochodzącego z tych regionów.
Sukces grupy w wykrywaniu dowodów na dysk i odpływ wokół obiektu BN za pomocą polarymetrii podczerwieni o wysokiej rozdzielczości sugeruje, że tę samą technikę można zastosować do innych formujących się gwiazd. Umożliwiłoby to astronomom uzyskanie kompleksowego obserwacyjnego opisu formowania się masywnych gwiazd większych niż dziesięć razy masa Słońca.
Oryginalne źródło: NAOJ News Release
